Инфляция (космология)

Теория быстрого расширения Вселенной

В физической космологии космическая инфляция , космологическая инфляция или просто инфляция — это теория экспоненциального расширения пространства в ранней Вселенной . Считается, что инфляционная эпоха длилась от 10–36 ^секунд  до 10–33 ^и 10–32 ^секунд  после Большого взрыва . После периода инфляции Вселенная продолжала расширяться, но более медленными темпами. Ускорение этого расширения за счет темной энергии началось после того, как Вселенной исполнилось уже более 7,7 миллиардов лет (5,4 миллиарда лет назад). ^[1]

Теория инфляции была разработана в конце 1970-х и начале 80-х годов, при этом заметный вклад внесли несколько физиков-теоретиков , в том числе Алексей Старобинский из Института теоретической физики Ландау , Алан Гут из Корнельского университета и Андрей Линде из Физического института Лебедева . Алексей Старобинский, Алан Гут и Андрей Линде получили премию Кавли 2014 года «за пионеры теории космической инфляции». ^[2] Дальнейшее развитие он получил в начале 1980-х годов. Оно объясняет происхождение крупномасштабной структуры космоса . Квантовые флуктуации в микроскопической инфляционной области, увеличенные до космических размеров, становятся семенами для роста структуры во Вселенной (см. Формирование и эволюция галактик и формирование структуры ). ^[3] Многие физики также считают, что инфляция объясняет, почему Вселенная кажется одинаковой во всех направлениях ( изотропной ), почему космическое микроволновое фоновое излучение распределяется равномерно, почему Вселенная плоская и почему не наблюдалось никаких магнитных монополей .

Детальный физический механизм, ответственный за инфляцию, неизвестен. Основная инфляционная парадигма принимается большинством физиков, поскольку ряд предсказаний модели инфляции были подтверждены наблюдениями; ^[а] однако существенное меньшинство ученых не согласны с этой позицией. ^{[5] [6] [7]} Гипотетическое поле , которое считается ответственным за инфляцию, называется инфлатоном . ^[8]

В 2002 году трое первоначальных создателей теории были отмечены за выдающийся вклад; физики Алан Гут из Массачусетского технологического института , Андрей Линде из Стэнфорда и Пол Стейнхардт из Принстона разделили престижную премию Дирака «за разработку концепции инфляции в космологии». ^[9] В 2012 году Гут и Линде были удостоены Премии за прорыв в области фундаментальной физики за изобретение и развитие инфляционной космологии. ^[10]

Обзор

Примерно в 1930 году Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от далеких галактик имеет красное смещение ; чем дальше, тем более смещено. Это означает, что галактики удаляются от Земли, причем более далекие галактики удаляются быстрее, так что галактики также удаляются друг от друга. Это расширение Вселенной ранее было предсказано Александром Фридманом и Жоржем Леметром на основе общей теории относительности . Его можно понимать как следствие первоначального импульса, который заставил содержимое Вселенной разлететься с такой скоростью, что их взаимное гравитационное притяжение не обратило вспять их разделение.

Инфляция может дать этот первоначальный импульс. Согласно уравнениям Фридмана , описывающим динамику расширяющейся Вселенной, жидкость с достаточно отрицательным давлением оказывает гравитационное отталкивание в космологическом контексте. Поле в состоянии ложного вакуума с положительной энергией может представлять собой такую ​​жидкость, и возникающее в результате отталкивание приведет к экспоненциальному расширению Вселенной. Эта фаза инфляции была первоначально предложена Аланом Гутом в 1979 году, потому что экспоненциальное расширение могло ослабить экзотические реликты, такие как магнитные монополи , которые были предсказаны теориями Великого объединения в то время. Это могло бы объяснить, почему такие реликвии не были замечены. Быстро стало понятно, что такое ускоренное расширение решит проблему горизонта и проблему плоскостности . Эти проблемы возникают из-за представления о том, что, чтобы выглядеть так, как сегодня , Вселенная должна была начаться с очень точно настроенных или «особых» начальных условий во время Большого взрыва.

Теория

Расширяющаяся Вселенная обычно имеет космологический горизонт , который по аналогии с более привычным горизонтом , обусловленным кривизной поверхности Земли , отмечает границу той части Вселенной, которую может видеть наблюдатель. Свет (или другое излучение), излучаемый объектами за космологическим горизонтом в ускоряющейся Вселенной, никогда не достигает наблюдателя, потому что пространство между наблюдателем и объектом расширяется слишком быстро.

История Вселенной . Предполагается , что гравитационные волны возникли в результате космической инфляции, фазы ускоренного расширения сразу после Большого взрыва . ^{[11] [12] [13]}

Наблюдаемая Вселенная — это один из причинных участков гораздо большей ненаблюдаемой Вселенной; другие части Вселенной пока не могут общаться с Землей. Эти части Вселенной находятся за пределами нашего нынешнего космологического горизонта. В стандартной модели горячего большого взрыва без инфляции космологический горизонт сдвигается, открывая новые области. ^[14] Тем не менее, поскольку местный наблюдатель видит такую ​​область впервые, она ничем не отличается от любой другой области пространства, которую местный наблюдатель уже видел: ее фоновое излучение имеет почти ту же температуру, что и фоновое излучение других регионов. , и его кривизна пространства-времени развивается синхронно с другими. Это представляет собой загадку: откуда эти новые регионы знали, какую температуру и кривизну они должны были иметь? Они не могли бы узнать это, получая сигналы, потому что раньше они не были на связи с нашим световым конусом прошлого . ^{[15] [16]}

Инфляция отвечает на этот вопрос, постулируя, что все регионы происходят из более ранней эпохи с большой энергией вакуума, или космологической постоянной . Пространство с космологической постоянной качественно иное: вместо того, чтобы двигаться наружу, космологический горизонт остается на месте. Для любого наблюдателя расстояние до космологического горизонта постоянно. При экспоненциальном расширении пространства два соседних наблюдателя очень быстро разделяются; настолько, что расстояние между ними быстро превышает пределы общения. Пространственные срезы расширяются очень быстро и охватывают огромные объемы. Вещи постоянно выходят за пределы космологического горизонта, который находится на фиксированном расстоянии, и все становится однородным.

По мере того как инфляционное поле медленно релаксирует в вакуум, космологическая постоянная обращается к нулю, и пространство начинает нормально расширяться. Новые области, которые появляются в поле зрения во время фазы нормального расширения, — это точно те же самые области, которые были вытеснены за горизонт во время инфляции, и поэтому они имеют почти ту же температуру и кривизну, потому что они происходят из одного и того же первоначально небольшого участка пространства. .

Таким образом, теория инфляции объясняет, почему температуры и кривизны различных областей почти одинаковы. Он также предсказывает, что общая кривизна среза пространства в постоянное глобальное время равна нулю. Это предсказание подразумевает, что общая сумма обычной материи, темной материи и остаточной энергии вакуума во Вселенной должна составлять критическую плотность , и доказательства подтверждают это. Еще более поразительно то, что инфляция позволяет физикам рассчитывать мельчайшие различия в температуре различных регионов на основе квантовых флуктуаций в эпоху инфляции, и многие из этих количественных предсказаний подтвердились. ^{[17] [18]}

Пространство расширяется

В пространстве, которое экспоненциально (или почти экспоненциально) расширяется со временем, любая пара свободно плавающих объектов, первоначально находящихся в состоянии покоя, будет удаляться друг от друга с ускоряющейся скоростью, по крайней мере, до тех пор, пока они не связаны друг с другом какой-либо силой. . С точки зрения одного такого объекта, пространство-время представляет собой что-то вроде вывернутой наизнанку черной дыры Шварцшильда — каждый объект окружен сферическим горизонтом событий. Как только другой объект провалится за этот горизонт, он уже никогда не сможет вернуться, и даже световые сигналы, которые он посылает, никогда не достигнут первого объекта (по крайней мере, пока пространство продолжает расширяться в геометрической прогрессии).

В приближении, согласно которому расширение является точно экспоненциальным, горизонт статичен и остается на фиксированном физическом расстоянии. Этот участок расширяющейся Вселенной можно описать следующей метрикой : ^{[19] [20]}

${\displaystyle ds^{2}=-(1-\Lambda r^{2})\,c^{2}dt^{2}+{1 \over 1-\Lambda r^{2}}\,dr^{2}+r^{2}\,d\Omega ^{2}.}$

Это экспоненциально расширяющееся пространство-время называется пространством де Ситтера , и для его поддержания должна существовать космологическая постоянная , плотность энергии вакуума , которая постоянна в пространстве и времени и пропорциональна Λ в приведенной выше метрике. В случае именно экспоненциального расширения энергия вакуума имеет отрицательное давление p , равное по величине плотности ее энергии ρ ; уравнение состояния имеет вид p=−ρ .

Инфляция обычно не является экспоненциальным ростом, а скорее квази- или почти экспоненциальным. В такой Вселенной горизонт будет медленно расширяться со временем, поскольку плотность энергии вакуума постепенно уменьшается.

Осталось мало неоднородностей

Поскольку ускоряющееся расширение пространства растягивает любые первоначальные изменения плотности или температуры до очень больших масштабов, существенной особенностью инфляции является то, что она сглаживает неоднородности и анизотропии и уменьшает кривизну пространства . Это переводит Вселенную в очень простое состояние, в котором в ней полностью доминирует поле инфлатона , и единственными значительными неоднородностями являются крошечные квантовые флуктуации . Инфляция также разбавляет экзотические тяжелые частицы, такие как магнитные монополи, предсказанные многими расширениями Стандартной модели физики элементарных частиц . Если бы Вселенная была достаточно горячей, чтобы образовать такие частицы до периода инфляции, их бы не наблюдалось в природе, поскольку они были бы настолько редки, что вполне вероятно, что их нет в наблюдаемой Вселенной . Вместе эти эффекты называются инфляционной «теоремой об отсутствии волос» ^[21] по аналогии с теоремой об отсутствии волос для черных дыр .

Теорема об «отсутствии волос» по существу работает, потому что космологический горизонт ничем не отличается от горизонта черной дыры, за исключением непроверяемых разногласий относительно того, что находится на другой стороне. Интерпретация теоремы об отсутствии волос заключается в том, что Вселенная (наблюдаемая и ненаблюдаемая) во время инфляции расширяется в огромной степени. В расширяющейся Вселенной плотность энергии обычно падает или разжижается по мере увеличения объема Вселенной. Например, плотность обычной «холодной» материи (пыли) уменьшается обратно пропорционально объему: когда линейные размеры удваиваются, плотность энергии снижается в восемь раз; плотность энергии излучения снижается еще быстрее по мере расширения Вселенной, поскольку длина волны каждого фотона растягивается ( смещается в красную сторону ), а фотоны рассеиваются в результате расширения. При увеличении линейных размеров вдвое плотность энергии в излучении падает в шестнадцать раз (см. решение уравнения неразрывности плотности энергии для ультрарелятивистской жидкости ). Во время инфляции плотность энергии в поле инфлатона примерно постоянна. Однако плотность энергии во всем остальном, включая неоднородности, кривизну, анизотропию, экзотические частицы и частицы стандартной модели, падает, и при достаточной инфляции все это становится незначительным. В результате Вселенная становится плоской, симметричной и (за исключением однородного поля инфлатона) практически пустой в момент окончания инфляции и начала повторного нагрева. ^[б]

Продолжительность

Ключевое требование состоит в том, что инфляция должна продолжаться достаточно долго, чтобы создать нынешнюю наблюдаемую Вселенную из одного небольшого инфляционного объема Хаббла . Это необходимо для того, чтобы Вселенная выглядела плоской, однородной и изотропной в самых больших наблюдаемых масштабах. Обычно считается, что это требование удовлетворяется, если Вселенная расширится как минимум в 10 раз.²⁶ во время инфляции. ^[с]

Разогрев

Инфляция — это период переохлажденного расширения, когда температура падает примерно в 100 000 раз. (Точное падение зависит от модели, но в первых моделях оно обычно составляло от 10²⁷  тыс. до 10²²  К. ^[23] ) Эта относительно низкая температура поддерживается во время инфляционной фазы. Когда инфляция заканчивается, температура возвращается к доинфляционной температуре; это называется повторным нагревом или термализацией, потому что большая потенциальная энергия поля инфлатона распадается на частицы и заполняет Вселенную частицами Стандартной модели , включая электромагнитное излучение , начинаяВселенной с преобладанием излучения . Поскольку природа поля инфлатона неизвестна, этот процесс до сих пор мало изучен, хотя считается, что он происходит посредством параметрического резонанса . ^{[24] [25]}

Мотивации

Инфляция решает несколько проблем космологии Большого взрыва , которые были обнаружены в 1970-х годах. ^[26] Инфляция была впервые предложена Аланом Гутом в 1979 году, когда он исследовал проблему того, почему сегодня не наблюдается магнитных монополей ; он обнаружил, что ложный вакуум с положительной энергией , согласно общей теории относительности , приведет к экспоненциальному расширению пространства. Очень быстро стало понятно, что такое расширение решит многие другие давние проблемы. Эти проблемы возникают из наблюдения, что, чтобы выглядеть так, как сегодня , Вселенная должна была начаться с очень точно настроенных или «особых» начальных условий при Большом взрыве. Инфляция пытается решить эти проблемы, предоставляя динамический механизм, который приводит Вселенную в это особое состояние, тем самым делая вселенную, подобную нашей, гораздо более вероятной в контексте теории Большого взрыва.

Проблема горизонта

Проблема горизонта — это проблема определения того, почему Вселенная кажется статистически однородной и изотропной в соответствии с космологическим принципом . ^{[27] [28] [29]} Например, молекулы в баллоне с газом распределены однородно и изотропно, потому что они находятся в тепловом равновесии: газ в баллоне имел достаточно времени для взаимодействия, чтобы рассеять неоднородности и анизотропии. Ситуация совершенно иная в модели Большого взрыва без инфляции, поскольку гравитационное расширение не дает ранней Вселенной достаточно времени для установления равновесия. В результате Большого взрыва, когда в Стандартной модели известны только материя и излучение , две широко разделенные области наблюдаемой Вселенной не могли прийти в равновесие, поскольку они удаляются друг от друга быстрее, чем скорость света , и поэтому никогда не вступали в причинный контакт . В ранней Вселенной не было возможности отправить световой сигнал между двумя областями. Поскольку они не взаимодействовали, трудно объяснить, почему они имеют одинаковую температуру (термически уравновешены). Исторически предложенные решения включали вселенную Феникса Жоржа Леметра , ^[30] связанную с ней колебательную вселенную Ричарда Чейза Толмана , ^[31] и вселенную Миксмастер Чарльза Мизнера . Леметр и Толман предположили, что Вселенная, претерпевающая ряд циклов сжатия и расширения, может прийти в тепловое равновесие. Однако их модели потерпели неудачу из-за нарастания энтропии в течение нескольких циклов. Миснер выдвинул (в конечном итоге неверное) предположение, что механизм Миксмастера, сделавший Вселенную более хаотичной, может привести к статистической однородности и изотропии. ^{[28] [32]}

Проблема плоскостности

Проблему плоскостности иногда называют одним из совпадений Дике (наряду с проблемой космологической постоянной ). ^{[33] [34]} В 1960-х годах стало известно, что плотность материи во Вселенной сравнима с критической плотностью, необходимой для плоской Вселенной (то есть Вселенной, крупномасштабная геометрия которой представляет собой обычную евклидову геометрию , а не неевклидова гиперболическая или сферическая геометрия ). ^{[35] (с. 61)}

Поэтому, независимо от формы Вселенной, вклад пространственной кривизны в расширение Вселенной не может быть намного больше, чем вклад материи. Но по мере расширения Вселенной кривизна смещается в красную сторону медленнее, чем материя и излучение. Экстраполируя в прошлое, это представляет собой проблему тонкой настройки , поскольку вклад кривизны во Вселенную должен быть экспоненциально мал ( например, на шестнадцать порядков меньше, чем плотность излучения при нуклеосинтезе Большого взрыва ). Эта проблема усугубляется недавними наблюдениями космического микроволнового фона, которые продемонстрировали, что Вселенная плоская с точностью до нескольких процентов. ^[36]

Проблема магнитного монополя

Проблема магнитного монополя , иногда называемая «проблемой экзотических реликвий», гласит, что если бы ранняя Вселенная была очень горячей, было бы создано большое количество очень тяжелых и стабильных магнитных монополей . ^{[ почему? ]}

Стабильные магнитные монополи представляют собой проблему для Теорий Великого Объединения , которые предполагают, что при высоких температурах (например, в ранней Вселенной) электромагнитные силы , сильные и слабые ядерные взаимодействия на самом деле не являются фундаментальными силами, а возникают из-за спонтанного нарушения симметрии из одного ядра. калибровочная теория . ^[d] Эти теории предсказывают появление ряда тяжелых стабильных частиц, которые не наблюдались в природе. Самый известный из них — магнитный монополь — своего рода стабильный тяжелый «заряд» магнитного поля. ^{[38] [39]}

В соответствии с Теорией Великого Объединения предсказывается, что монополи будут массово производиться при высоких температурах, ^{[40] [41]} , и они должны были сохраниться до наших дней в такой степени, что стали бы основным компонентом Вселенной. ^{[42] [43]} Мало того, что это не так, но все их поиски потерпели неудачу, что наложило строгие ограничения на плотность реликтовых магнитных монополей во Вселенной. ^[44]

Период инфляции, который происходит ниже температуры, при которой могут образовываться магнитные монополи, мог бы предложить возможное решение этой проблемы: монополи будут отделяться друг от друга по мере расширения Вселенной вокруг них, что потенциально снизит их наблюдаемую плотность на много порядков. Хотя, как писал космолог Мартин Рис ,

«Скептиков в отношении экзотической физики, возможно, не слишком впечатлит теоретический аргумент, объясняющий отсутствие частиц, которые сами по себе являются всего лишь гипотетическими. Профилактическая медицина может легко показаться на 100 процентов эффективной против болезни, которой не существует!» ^[45]

История

Прекурсоры

На заре общей теории относительности Альберт Эйнштейн ввел космологическую постоянную , позволяющую найти статическое решение , которое представляло собой трехмерную сферу с однородной плотностью материи. Позже Виллем де Ситтер обнаружил высокосимметричную раздувающуюся Вселенную, которая описывала вселенную с космологической постоянной, которая в противном случае была бы пустой. ^[46] Было обнаружено, что Вселенная Эйнштейна нестабильна и что небольшие колебания заставляют ее коллапсировать или превращаться во Вселенную Де Ситтера.

В начале 1970-х Зельдович заметил проблемы плоскостности и горизонта в космологии Большого взрыва; до его работы космология считалась симметричной по чисто философским соображениям. ^[6] В Советском Союзе это и другие соображения побудили Белинского и Халатникова проанализировать хаотическую сингулярность БКЛ в общей теории относительности. Вселенная Миксмастера Миснера пыталась использовать это хаотическое поведение для решения космологических проблем, но с ограниченным успехом.

Ложный вакуум

В конце 1970-х годов Сидни Коулман применил инстантонные методы, разработанные Александром Поляковым и его сотрудниками, для изучения судьбы ложного вакуума в квантовой теории поля . Подобно метастабильной фазе в статистической механике — воде ниже температуры замерзания или выше точки кипения — квантовому полю необходимо зародить достаточно большой пузырь нового вакуума, новой фазы, чтобы совершить переход. Коулман нашел наиболее вероятный путь распада вакуума и рассчитал обратное время жизни на единицу объема. В конце концов он отметил, что гравитационные эффекты будут значительными, но не рассчитал эти эффекты и не применил результаты к космологии.

Вселенная могла быть спонтанно создана из ничего (ни пространства , ни времени , ни материи ) в результате квантовых флуктуаций метастабильного ложного вакуума, вызывающих расширяющийся пузырь истинного вакуума. ^[47]

Старобинская инфляция

В Советском Союзе Алексей Старобинский отметил, что квантовые поправки к общей теории относительности должны быть важны для ранней Вселенной. В общем случае это приводит к поправкам к квадрату кривизны действия Эйнштейна-Гильберта и к форме модифицированной гравитации f ( R ) . Решение уравнений Эйнштейна при наличии членов в квадрате кривизны, когда кривизны велики, приводит к эффективной космологической постоянной. Поэтому он предположил, что ранняя Вселенная пережила инфляционную эпоху де Ситтера. ^[48] ​​Это решило проблемы космологии и привело к конкретным предсказаниям поправок к микроволновому фоновому излучению, поправок, которые затем были детально рассчитаны. Старобинский использовал действие

${\displaystyle S={\frac {1}{2}}\int d^{4}x\left(R+{\frac {R^{2}}{6M^{2}}}\right)}$

что соответствует потенциалу

${\displaystyle \quad V(\phi )=\Lambda ^{4}\left(1-e^{-{\sqrt {2/3}}\phi /M_{p}^{2}}\right)^{2}}$

в системе Эйнштейна. Это приводит к наблюдаемым: ^[49] ${\displaystyle n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.}$

Проблема монополя

В 1978 году Зельдович отметил проблему магнитного монополя, которая представляла собой однозначную количественную версию проблемы горизонта, на этот раз в области физики элементарных частиц, что привело к нескольким спекулятивным попыткам ее решения. В 1980 году Алан Гут понял, что ложный распад вакуума в ранней Вселенной решит проблему, что побудило его предложить инфляцию, управляемую скалярами. Сценарии Старобинского и Гута предсказывали начальную фазу де Ситтера, отличаясь лишь механическими деталями.

Ранние инфляционные модели

Физический размер радиуса Хаббла (сплошная линия) как функция линейного расширения (масштабного коэффициента) Вселенной. Во время космологической инфляции радиус Хаббла постоянен. Также показана физическая длина волны моды возмущения (пунктирная линия). График иллюстрирует, как мода возмущения становится больше горизонта во время космологической инфляции, прежде чем вернуться внутрь горизонта, который быстро растет во время доминирования излучения. Если бы космологическая инфляция никогда не происходила и доминирование излучения продолжалось вплоть до гравитационной сингулярности , тогда мода никогда не находилась бы внутри горизонта в очень ранней Вселенной, и никакой причинный механизм не мог бы гарантировать, что Вселенная была однородной в масштабе Вселенной. режим возмущения.

Гут предложил инфляцию в январе 1981 года, чтобы объяснить несуществование магнитных монополей; ^{[50] [51]} Именно Гут ввел термин «инфляция». ^[52] В то же время Старобинский утверждал, что квантовые поправки к гравитации заменят предполагаемую первоначальную сингулярность Вселенной экспоненциально расширяющейся фазой де Ситтера. ^[53] В октябре 1980 года Демосфен Казанас предположил, что экспоненциальное расширение может устранить горизонт частиц и, возможно, решить проблему горизонта, ^{[54] [55],} в то время как Сато предположил, что экспоненциальное расширение может устранить доменные границы (еще один вид экзотического реликта). ^[56] В 1981 году Эйнхорн и Сато ^[57] опубликовали модель, аналогичную модели Гута, и показали, что она разрешит загадку распространенности магнитных монополей в теориях Великого Объединения. Как и Гут, они пришли к выводу, что такая модель не только требует точной настройки космологической постоянной, но и, вероятно, приведет к слишком зернистой Вселенной, то есть к большим изменениям плотности в результате столкновений стенок пузырьков.

Гут предположил, что по мере охлаждения ранней Вселенной она оказалась в ловушке ложного вакуума с высокой плотностью энергии, которая во многом похожа на космологическую постоянную . Когда очень ранняя Вселенная остыла, она оказалась в метастабильном состоянии (она была переохлаждена), из которого она могла выйти только в процессе зарождения пузырьков посредством квантового туннелирования . Пузыри истинного вакуума самопроизвольно образуются в море ложного вакуума и быстро начинают расширяться со скоростью света . Гут признал, что эта модель проблематична, поскольку модель не нагревалась должным образом: когда пузырьки зарождались, они не генерировали никакого излучения. Излучение могло возникнуть только при столкновении стенок пузырьков. Но если инфляция продолжалась достаточно долго, чтобы решить проблемы начальных условий, столкновения между пузырьками становились чрезвычайно редкими. В любом причинном участке вполне вероятно, что зародится только один пузырь.

... Казанас (1980) назвал эту фазу ранней Вселенной «фазой де Ситтера». Название «инфляция» было дано Гутом (1981). ... Сам Гут не упоминал работы Казанаса до тех пор, пока не опубликовал книгу по этой теме под названием « Инфляционная Вселенная: поиски новой теории космического происхождения» (1997), где он извиняется за то, что не сослался на работу Казанас и другие, связанные с инфляцией. ^[58]

Медленная инфляция

Проблема столкновения пузырей была решена Линде ^[59] и независимо Андреасом Альбрехтом и Полом Стейнхардтом ^[60] в модели, названной новой инфляцией или инфляцией медленного вращения (модель Гута затем стала известна как старая инфляция ). В этой модели вместо туннелирования из состояния ложного вакуума инфляция происходит за счет скатывания скалярного поля по холму потенциальной энергии. Когда поле вращается очень медленно по сравнению с расширением Вселенной, происходит инфляция. Однако когда холм становится круче, инфляция прекращается и может произойти повторный нагрев.

Эффекты асимметрии

В конце концов было показано, что новая инфляция не создает идеально симметричную Вселенную, но создаются квантовые флуктуации в инфлатоне. Эти колебания образуют первичные семена для всей структуры, созданной в более поздней Вселенной. ^[61] Впервые эти колебания были рассчитаны Вячеславом Мухановым и Г.В. Чибисовым при анализе аналогичной модели Старобинского. ^{[62] [63] [64]} В контексте инфляции они были разработаны независимо от работы Муханова и Чибисова на трехнедельном семинаре Наффилда 1982 года по очень ранней Вселенной в Кембриджском университете . ^[65] Колебания рассчитывались четырьмя группами, работавшими отдельно в ходе семинара: Стивен Хокинг ; ^[66] Старобинский; ^[67] Гут и Со-Янг Пи ; ^[68] и Бардин , Стейнхардт и Тернер . ^[69]

Статус наблюдения

Инфляция — это механизм реализации космологического принципа , лежащего в основе стандартной модели физической космологии: он объясняет однородность и изотропность наблюдаемой Вселенной. Кроме того, этим объясняется наблюдаемая плоскостность и отсутствие магнитных монополей. Со времени ранних работ Гута каждое из этих наблюдений получало дальнейшее подтверждение, наиболее впечатляющим из которых были детальные наблюдения космического микроволнового фона, сделанные космическим кораблем «Планк» . ^[70] Этот анализ показывает, что Вселенная плоская изнутри. 1 /2процентов, и что он однороден и изотропен до одной части на 100 000.

Инфляция предсказывает, что структуры, видимые сегодня во Вселенной, сформировались в результате гравитационного коллапса возмущений, которые сформировались как квантово-механические флуктуации в эпоху инфляции. Детальная форма спектра возмущений, называемая почти масштабно-инвариантным гауссовским случайным полем, весьма специфична и имеет только два свободных параметра. Одним из них является амплитуда спектра и спектральный индекс , который измеряет небольшое отклонение от масштабной инвариантности, предсказанной инфляцией (идеальная масштабная инвариантность соответствует идеализированной вселенной де Ситтера). ^[e] Другой свободный параметр — это отношение тензора к скаляру. Простейшие модели инфляции, без точной настройки , предсказывают отношение тензора к скаляру около 0,1. ^[71]

Инфляция предсказывает, что наблюдаемые возмущения должны находиться в тепловом равновесии друг с другом (их называют адиабатическими или изэнтропическими возмущениями). Эта структура возмущений была подтверждена космическим кораблем «Планк» , космическим кораблем WMAP и другими экспериментами по космическому микроволновому фону (CMB), а также исследованиями галактик , особенно текущим Слоановским цифровым обзором неба . ^[72] Эти эксперименты показали, что одна часть из 100 000 наблюдаемых неоднородностей имеет именно форму, предсказанную теорией. Есть свидетельства небольшого отклонения от масштабной инвариантности. Спектральный индекс , ns является _{индексом} масштабно-инвариантного спектра Харрисона–Зельдовича. Простейшие модели инфляции предсказывают, что n _s находится в диапазоне от 0,92 до 0,98. ^{[73] [71] [74] [f]} Это диапазон, который возможен без тонкой настройки параметров, связанных с энергией. ^[74] Из данных Планка можно сделать вывод, что n _s =0,968 ± 0,006, ^{[70] [75]} и отношение тензора к скаляру меньше 0,11. Они считаются важным подтверждением теории инфляции. ^[17]

Были предложены различные теории инфляции, которые дают радикально разные прогнозы, но, как правило, они требуют гораздо более тонкой настройки , чем это необходимо. ^{[73] [71]} Однако в качестве физической модели инфляция наиболее ценна тем, что она надежно предсказывает начальные условия Вселенной, основываясь только на двух регулируемых параметрах: спектральном индексе (который может изменяться только в небольшом диапазоне) и амплитуда возмущений. За исключением надуманных моделей, это верно независимо от того, как инфляция реализуется в физике элементарных частиц.

Иногда наблюдаются эффекты, которые противоречат простейшим моделям инфляции. Данные WMAP за первый год показали, что спектр может быть не совсем масштабно-инвариантным, а вместо этого может иметь небольшую кривизну. ^[76] Однако данные третьего года показали, что эффект был статистической аномалией. ^[17] Еще один эффект, отмеченный со времени запуска первого спутника космического микроволнового фона, « Исследователь космического фона» , заключается в том, что амплитуда квадрупольного момента реликтового излучения неожиданно мала, а другие низкие мультиполи, по-видимому, преимущественно ориентированы на плоскость эклиптики . Некоторые утверждают, что это признак негауссовости и, следовательно, противоречит простейшим моделям инфляции. Другие предположили, что этот эффект может быть вызван другой новой физикой, загрязнением переднего плана или даже предвзятостью публикации . ^[77]

В настоящее время проводится экспериментальная программа по дальнейшему тестированию инфляции с помощью более точных измерений реликтового излучения. В частности, высокоточные измерения так называемых «В-мод» поляризации фонового излучения могли бы предоставить доказательства существования гравитационного излучения, создаваемого инфляцией, а также могли бы показать, соответствует ли энергетический масштаб инфляции предсказанию простейших моделей ( 10¹⁵ ~ 10¹⁶ ГэВ ) верно. ^{[71] [74]} В марте 2014 года команда BICEP2 объявила о поляризации CMB в B-режиме, подтвердив, что инфляция была продемонстрирована. Команда объявила, что отношение мощности тензора к скаляру r находится в диапазоне от 0,15 до 0,27 (отклоняя нулевую гипотезу ; ожидается, что r будет равно 0 в отсутствие инфляции). ^[78] Однако 19 июня 2014 г. сообщалось о снижении уверенности в подтверждении результатов; ^{[79] [80] [81]} 19 сентября 2014 г. было сообщено о дальнейшем снижении уверенности ^{[82] [83]} , а 30 января 2015 г. сообщалось о еще меньшей уверенности. ^{[84] [85]} К 2018 году дополнительные данные показали, что с уверенностью 95% это значениесоставляет 0,06 или ниже: это соответствует нулевой гипотезе, но все же соответствует многим оставшимся моделям инфляции. ^[78] ${\displaystyle r}$

Ожидаются и другие потенциально подтверждающие измерения от космического корабля «Планк» , хотя неясно, будет ли сигнал виден или будет мешать загрязнение от источников на переднем плане. ^[86] Другие предстоящие измерения, такие как измерения 21-сантиметрового излучения (излучение, испускаемое и поглощаемое нейтральным водородом до образования первых звезд ), могут измерить спектр мощности с даже большим разрешением, чем исследования реликтового излучения и галактик, хотя это неизвестно. будут ли эти измерения возможны или помехи радиоисточникам на Земле и в галактике будут слишком велики. ^[87]

Теоретический статус

Нерешенная задача по физике :

Верна ли теория космологической инфляции, и если да, то каковы детали этой эпохи? Какое гипотетическое инфлатонное поле вызывает инфляцию?

(еще нерешенные задачи по физике)

В ранних предложениях Гута считалось, что инфлатон — это поле Хиггса , поле, которое объясняет массу элементарных частиц. ^[51] Сейчас некоторые считают, что инфлатон не может быть полем Хиггса ^[88] , хотя недавнее открытие бозона Хиггса увеличило количество работ, рассматривающих поле Хиггса как инфлатон. ^[g] Одной из проблем этой идентификации является текущая напряженность с экспериментальными данными в электрослабом масштабе, ^[90] который в настоящее время изучается на Большом адронном коллайдере (LHC). Другие модели инфляции основывались на свойствах теорий Великого Объединения. ^[60] Поскольку простейшие модели Великого объединения потерпели неудачу, многие физики теперь думают, что инфляция будет включена в суперсимметричную теорию, такую ​​как теория струн или суперсимметричная теория Великого объединения. В настоящее время, хотя инфляцию понимают главным образом с помощью подробных предсказаний начальных условий горячей ранней Вселенной, физика элементарных частиц представляет собой в основном специальное моделирование. Таким образом, хотя прогнозы инфляции согласуются с результатами наблюдательных тестов, остается много открытых вопросов.

Проблема с тонкой настройкой

Одна из наиболее серьезных проблем инфляции возникает из-за необходимости тонкой настройки . При новой инфляции для того, чтобы инфляция произошла, должны быть соблюдены условия медленного отката . Условия медленного скатывания гласят, что потенциал инфлатона должен быть плоским (по сравнению с большой энергией вакуума ) и что частицы инфлатона должны иметь малую массу. ^{[ нужны разъяснения ] [91]} Новая инфляция требует, чтобы Вселенная имела скалярное поле с особенно плоским потенциалом и особыми начальными условиями. Однако были предложены объяснения этих тонких настроек. Например, классические масштабно-инвариантные теории поля, в которых масштабная инвариантность нарушается квантовыми эффектами, дают объяснение плоскостности инфляционных потенциалов, если теорию можно изучать с помощью теории возмущений . ^[92]

Линде предложил теорию, известную как хаотическая инфляция , в которой он предположил, что условия инфляции на самом деле удовлетворяются в весьма общих чертах. Инфляция произойдет практически в любой Вселенной , которая начинается в хаотическом высокоэнергетическом состоянии, имеющем скалярное поле с неограниченной потенциальной энергией. ^[93] Однако в его модели поле инфлатона обязательно принимает значения, превышающие одну планковскую единицу : по этой причине их часто называют моделями большого поля , а конкурирующие новые модели инфляции называются моделями малого поля . В этой ситуации предсказания эффективной теории поля считаются неверными, поскольку перенормировка должна вызвать большие поправки, которые могли бы предотвратить инфляцию. ^[h] Эта проблема еще не решена, и некоторые космологи утверждают, что модели малого поля, в которых инфляция может происходить в гораздо более низком энергетическом масштабе, являются лучшими моделями. ^[95] Хотя инфляция во многом зависит от квантовой теории поля (и полуклассического приближения к квантовой гравитации ), она не была полностью согласована с этими теориями.

Бранденбергер прокомментировал доработку в другой ситуации. ^[96] Амплитуда первичных неоднородностей, возникающих при инфляции, напрямую связана с энергетическим масштабом инфляции. Предполагается, что эта шкала составляет около 10.¹⁶ ГэВ или в 10–3 ^раза больше планковской энергии . Естественным масштабом наивно является масштаб Планка, поэтому это небольшое значение можно рассматривать как еще одну форму точной настройки (называемую проблемой иерархии ): плотность энергии, определяемая скалярным потенциалом, снижается на 10–12 ^по сравнению с плотностью Планка . Однако обычно это не считается критической проблемой, поскольку масштаб инфляции естественным образом соответствует масштабу унификации калибров.

Вечная инфляция

Во многих моделях инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно, по крайней мере, в некоторых регионах Вселенной. Это происходит потому, что инфляционные регионы очень быстро расширяются, воспроизводя себя. Если скорость перехода к фазе нераздувания не достаточно высока, новые области раздувания создаются быстрее, чем области нераздувания. В таких моделях большая часть объема Вселенной постоянно расширяется в любой момент времени.

Все модели вечной инфляции создают бесконечную гипотетическую мультивселенную, обычно фрактал. Теория мультивселенной вызвала серьезные разногласия в научном сообществе по поводу жизнеспособности инфляционной модели.

Пол Стейнхардт , один из первоначальных создателей инфляционной модели, представил первый пример вечной инфляции в 1983 году. ^[97] Он показал, что инфляция может продолжаться вечно, создавая пузыри нераздувающегося пространства, наполненные горячей материей и излучением, окруженные пустое пространство, которое продолжает раздуваться. Пузыри не могли расти достаточно быстро, чтобы успевать за инфляцией. Позже в том же году Александр Виленкин показал, что вечная инфляция носит общий характер. ^[98]

Хотя новая инфляция классически снижает потенциал, квантовые флуктуации иногда могут поднять его до прежних уровней. Эти области, в которых инфлатон колеблется вверх, расширяются гораздо быстрее, чем области, в которых инфлатон имеет меньшую потенциальную энергию, и имеют тенденцию доминировать по физическому объему. Было показано, что любая инфляционная теория с неограниченным потенциалом вечна. Есть хорошо известные теоремы о том, что это устойчивое состояние не может продолжаться вечно в прошлом. Инфляционное пространство-время, похожее на пространство де Ситтера, является неполным без сжимающейся области. Однако, в отличие от пространства де Ситтера, флуктуации в сжимающемся инфляционном пространстве коллапсируют, образуя гравитационную сингулярность — точку, в которой плотности становятся бесконечными. Следовательно, необходимо иметь теорию начальных условий Вселенной.

В условиях вечной инфляции регионы с инфляцией имеют экспоненциально растущий объём, а регионы, где инфляция не происходит, — нет. Это говорит о том, что объем расширяющейся части Вселенной в глобальной картине всегда невообразимо больше той части, которая прекратила расширяться, даже несмотря на то, что инфляция в конечном итоге заканчивается, как это видит любой отдельный доинфляционный наблюдатель. Ученые расходятся во мнениях относительно того, как определить распределение вероятностей для этого гипотетического антропного ландшафта. Если рассчитывать вероятность различных регионов по объему, следует ожидать, что инфляция никогда не закончится, или, применяя граничные условия, при которых существует локальный наблюдатель для ее наблюдения, инфляция закончится как можно позже.

Некоторые физики полагают, что этот парадокс можно разрешить, взвесив наблюдателей по их доинфляционному объему. Другие полагают, что этому парадоксу не существует решения и что мультивселенная является критическим недостатком инфляционной парадигмы. Пол Стейнхардт, который первым представил модель вечной инфляции, ^[97] позже стал по этой причине одним из самых ярых ее критиков. ^{[99] [100] [101]}

Первоначальные условия

Некоторые физики пытались избежать проблемы начальных условий, предлагая модели вечно раздувающейся Вселенной, не имеющей происхождения. ^{[102] [103] [104]} Эти модели предполагают, что, хотя Вселенная в самых больших масштабах расширяется экспоненциально, она была, есть и всегда будет пространственно бесконечной и существовала и будет существовать вечно.

Другие предложения пытаются описать создание Вселенной ex nihilo на основе квантовой космологии и последующей инфляции. Виленкин предложил один из таких сценариев. ^[98] Хартл и Хокинг предложили идею отсутствия границ для первоначального создания Вселенной, в которой инфляция происходит естественным образом. ^{[105] [106] [107]}

Гут описал инфляционную Вселенную как «полный бесплатный обед»: ^{[108] [109]} новые вселенные, подобные нашей, постоянно создаются на фоне обширной инфляции. Гравитационные взаимодействия в данном случае обходят (но не нарушают) первый закон термодинамики ( сохранение энергии ) и второй закон термодинамики ( проблема энтропии и стрелы времени ). Однако, хотя существует консенсус в отношении того, что это решает проблему начальных условий, некоторые оспаривают это, поскольку гораздо более вероятно, что Вселенная возникла в результате квантовой флуктуации . Дон Пейдж был откровенным критиком инфляции из-за этой аномалии. ^[110] Он подчеркнул, что термодинамическая стрела времени требует начальных условий с низкой энтропией , что было бы крайне маловероятно. По их мнению, теория инфляции не решает эту проблему, а усугубляет ее – повторный нагрев в конце эпохи инфляции увеличивает энтропию, что делает необходимым, чтобы начальное состояние Вселенной было еще более упорядоченным, чем в других теориях Большого взрыва с нет фазы инфляции.

Позже Хокинг и Пейдж получили неоднозначные результаты, когда попытались вычислить вероятность инфляции в начальном состоянии Хартла-Хокинга. ^[111] Другие авторы утверждали, что, поскольку инфляция вечна, вероятность не имеет значения, пока она не равна точно нулю: как только она начинается, инфляция увековечивает себя и быстро доминирует во Вселенной. ^{[5] [112] : 223–225} Однако Альбрехт и Лоренцо Сорбо утверждали, что вероятность возникновения инфляционного космоса, согласующегося с сегодняшними наблюдениями, возникшего в результате случайного колебания из некоторого ранее существовавшего состояния, намного выше, чем вероятность несуществующего космоса. инфляционный космос. Это связано с тем, что «начальное» количество негравитационной энергии, необходимое для инфляционного космоса, намного меньше, чем для неинфляционной альтернативы, что перевешивает любые энтропийные соображения. ^[113]

Другая проблема, о которой время от времени упоминается, — это транспланковская проблема или транспланковские эффекты. ^[114] Поскольку энергетический масштаб инфляции и планковский масштаб относительно близки, некоторые квантовые флуктуации, составляющие структуру нашей Вселенной, были меньше планковской длины до инфляции. Следовательно, должны быть поправки из физики планковского масштаба, в частности неизвестной квантовой теории гравитации. Остаются некоторые разногласия относительно величины этого эффекта: находится ли он на пороге обнаружения или полностью необнаружим. ^[115]

Гибридная инфляция

Другой вид инфляции, называемый гибридной инфляцией , является продолжением новой инфляции. Оно вводит дополнительные скалярные поля, так что, хотя одно из скалярных полей отвечает за нормальную медленную инфляцию, другое запускает конец инфляции: когда инфляция продолжается достаточно долго, второму полю становится выгодно распасться до гораздо более низкого уровня. энергетическое состояние. ^[116]

В гибридной инфляции одно скалярное поле отвечает за большую часть плотности энергии (определяя, таким образом, скорость расширения), а другое отвечает за медленное вращение (тем самым определяя период инфляции и ее прекращение). Таким образом, колебания первого инфлатона не повлияют на прекращение инфляции, а колебания второго не повлияют на темпы роста. Поэтому гибридная инфляция не вечна. ^{[117] [118]} Когда второй (медленно катящийся) инфлатон достигает дна своего потенциала, он меняет положение минимума потенциала первого инфлатона, что приводит к быстрому скатыванию инфлатона вниз по его потенциалу, что приводит к прекращение инфляции.

Отношение к темной энергии

Темная энергия во многом похожа на инфляцию и, как полагают, вызывает ускорение расширения современной Вселенной. Однако энергетический масштаб темной энергии намного ниже, 10–12 ^ГэВ  , что примерно на 27 порядков меньше масштаба инфляции.

Инфляция и струнная космология

Открытие компактификации потока открыло путь к согласованию инфляции и теории струн. ^[119] Инфляция бран предполагает, что инфляция возникает в результате движения D-бран ^[120] в компактифицированной геометрии, обычно в сторону стопки анти-D-бран. Эта теория, основанная на принципе действия Дирака-Борна-Инфельда , отличается от обычной инфляции. Динамика не совсем понятна. Похоже, что необходимы особые условия, поскольку инфляция происходит при туннелировании между двумя вакуумами в струнном ландшафте . Процесс туннелирования между двумя вакуумами — это форма старой инфляции, но затем должна произойти новая инфляция по какому-то другому механизму.

Инфляция и петлевая квантовая гравитация

При исследовании влияния теории петлевой квантовой гравитации на космологию была разработана модель петлевой квантовой космологии , которая обеспечивает возможный механизм космологической инфляции. Петлевая квантовая гравитация предполагает квантованное пространство-время. Если плотность энергии больше, чем может удержать квантованное пространство-время, считается, что она возвращается обратно. ^[121]

Альтернативы и дополнения

Были предложены и другие модели, которые, как утверждается, объясняют некоторые или все наблюдения, связанные с инфляцией.

Большой отскок

Гипотеза большого отскока пытается заменить космическую сингулярность космическим сжатием и отскоком, тем самым объясняя начальные условия, которые привели к большому взрыву. ^[i] Проблемы плоскостности и горизонта естественным образом решаются в теории гравитации Эйнштейна-Картана -Скиамы-Киббл без необходимости использования экзотической формы материи или свободных параметров. ^{[123] [124]} Эта теория расширяет общую теорию относительности, снимая ограничение симметрии аффинной связи и рассматривая ее антисимметричную часть, тензор кручения , как динамическую переменную. Минимальная связь между кручением и спинорами Дирака порождает спин-спиновое взаимодействие, которое существенно в фермионной материи при чрезвычайно высоких плотностях. Такое взаимодействие предотвращает нефизическую сингулярность Большого взрыва, заменяя ее каспаобразным отскоком при конечном минимальном масштабном коэффициенте, до которого Вселенная сжималась. Быстрое расширение сразу после Большого Отскока объясняет, почему нынешняя Вселенная в крупнейших масштабах кажется пространственно плоской, однородной и изотропной. По мере уменьшения плотности Вселенной эффекты кручения ослабевают, и Вселенная плавно вступает в эру доминирования радиации.

Экпиротическая и циклическая модели

Экпиротическая и циклическая модели также считаются дополнениями к инфляции . Эти модели решают проблему горизонта в эпоху расширения задолго до Большого взрыва, а затем генерируют необходимый спектр первичных возмущений плотности во время фазы сжатия, ведущей к Большому сжатию . Вселенная проходит через Большое сжатие и возникает в горячей фазе Большого взрыва . В этом смысле они напоминают колебательную вселенную Ричарда Чейса Толмена ; однако в модели Толмена общий возраст Вселенной обязательно конечен, тогда как в этих моделях это не обязательно так. Можно ли создать правильный спектр флуктуаций плотности и сможет ли Вселенная успешно пройти переход от Большого Взрыва к Большому Сжатию, остается темой споров и текущих исследований. Экпиротические модели позволяют избежать проблемы магнитного монополя до тех пор, пока температура перехода Большого сжатия/Большого взрыва остается ниже масштаба Великого Объединения, поскольку это температура, необходимая в первую очередь для образования магнитных монополей. В нынешнем виде нет никаких свидетельств какого-либо «замедления» расширения, но это неудивительно, поскольку ожидается, что каждый цикл продлится порядка триллиона лет. ^[125]

Космология струнного газа

Теория струн требует, чтобы в дополнение к трем наблюдаемым пространственным измерениям существовали дополнительные измерения, которые свернуты или компактифицированы (см. также теорию Калуцы – Клейна ). Дополнительные измерения появляются как частый компонент моделей супергравитации и других подходов к квантовой гравитации . Это подняло непредвиденный вопрос о том, почему четыре измерения пространства-времени стали большими, а остальные стали ненаблюдаемо малыми. Попытку ответить на этот вопрос, названную космологией струнного газа , предложили Роберт Бранденбергер и Камрун Вафа . ^[126] Эта модель фокусируется на динамике ранней Вселенной, рассматриваемой как горячий газ струн. Бранденбергер и Вафа показывают, что измерение пространства-времени может расширяться только в том случае, если обвивающие его струны способны эффективно уничтожать друг друга. Каждая строка представляет собой одномерный объект, а наибольшее число измерений, в которых две строки обычно пересекаются (и, предположительно, аннигилируют), равно трем. Поэтому наиболее вероятное количество некомпактных (больших) пространственных измерений равно трем. Текущая работа над этой моделью сосредоточена на том, сможет ли она добиться успеха в стабилизации размера компактифицированных измерений и создании правильного спектра первичных возмущений плотности. ^[127] Первоначальная модель не «решила проблемы энтропии и плоскостности стандартной космологии», ^[128] хотя Бранденбургер и соавторы позже утверждали, что эти проблемы могут быть устранены путем реализации струнной газовой космологии в контексте сценария прыгающей Вселенной. ^{[129] [130]}

Варьирование c

Космологические модели, использующие переменную скорость света, были предложены для решения проблемы горизонта и обеспечения альтернативы космической инфляции. В моделях VSL фундаментальная константа c , обозначающая скорость света в вакууме, в ранней Вселенной больше, чем ее нынешнее значение, что эффективно увеличивает горизонт частиц во время разделения настолько, чтобы объяснить наблюдаемую изотропию реликтового излучения.

Критика

С момента своего появления Аланом Гутом в 1980 году инфляционная парадигма получила широкое признание. Тем не менее, многие физики, математики и философы науки высказали критику, заявив, что предсказания непроверяемы и не имеют серьезной эмпирической поддержки. ^[5] В 1999 году Джон Эрман и Хесус Мостерин опубликовали подробный критический обзор инфляционной космологии, в котором пришли к выводу:

«Мы не думаем, что пока существуют веские основания для принятия какой-либо модели инфляции в стандартное ядро ​​космологии». ^[6]

Как указывал Роджер Пенроуз в 1986 году, для того, чтобы инфляция работала, требуются чрезвычайно специфические начальные условия, так что проблема (или псевдопроблема) начальных условий не решается:

«Есть что-то фундаментально неправильное в попытках объяснить однородность ранней Вселенной результатом процесса термализации. ... Ибо, если термализация действительно что-то делает ... тогда она представляет собой определенное увеличение энтропии. Таким образом, до термализации Вселенная была бы еще более особенной, чем после». ^[131]

Проблема конкретных или «точно настроенных» начальных условий не была бы решена; было бы хуже. На конференции в 2015 году Пенроуз заявил, что

«Инфляцию нельзя фальсифицировать, она фальсифицирована... BICEP оказал замечательную услугу, вытащив всех инфляционистов из их скорлупы и нанеся им синяк под глазом». ^[7]

Постоянная критика инфляции состоит в том, что используемое поле инфлатона не соответствует ни одному известному физическому полю и что его кривая потенциальной энергии кажется специальным изобретением, позволяющим учесть практически любые доступные данные. Пол Стейнхардт , один из отцов-основателей инфляционной космологии, недавно стал одним из ее самых резких критиков. Он называет «плохой инфляцией» период ускоренного расширения, результаты которого противоречат наблюдениям, а «хорошей инфляцией» — тот, который с ними совместим:

«Не только плохая инфляция более вероятна, чем хорошая инфляция, но никакая инфляция не является более вероятной, чем любая из них... Роджер Пенроуз рассмотрел все возможные конфигурации инфлатона и гравитационных полей. Некоторые из этих конфигураций приводят к инфляции... Другие конфигурации приводят к однородной, плоской Вселенной напрямую – без инфляции. Получение плоской Вселенной в целом маловероятно. Однако шокирующий вывод Пенроуза заключался в том, что получение плоской Вселенной без инфляции гораздо более вероятно, чем с инфляцией – в 10 раз до гугола ^{. j]} сила!» ^{[5] [112]}

Вместе с Анной Иджас и Абрахамом Лебом он написал статьи, в которых утверждалось, что инфляционная парадигма находится в беде ввиду данных со спутника Планк . ^{[132] [133]}

Контраргументы были представлены Аланом Гутом , Дэвидом Кайзером и Ясунори Номурой ^[134] и Андреем Линде , ^[135] заявившими, что

«космическая инфляция находится на более сильной основе, чем когда-либо прежде». ^[134]

Смотрите также

• Бранная космология
• Сохранение углового момента
• Космология
• Темный поток
• Закон Хаббла
• Неминимально связанная инфляция
• Нелинейная оптика
• Трехторическая модель Вселенной
• Теплая инфляция

Примечания

1. Фактически, температурная анизотропия, наблюдаемая спутником COBE в 1992 году, демонстрирует почти масштабно-инвариантные спектры, как и предсказывает инфляционная парадигма. Недавние наблюдения WMAP также демонстрируют убедительные доказательства инфляции. ^[4]
2. Инфляция не только очень эффективна для снижения числовой плотности магнитных монополей, но также эффективна для снижения числовой плотности всех остальных типов частиц, включая фотоны. ^{[22] (с. 202–207)}
3. Обычно это обозначается как 60- кратное расширение, где e ⁶⁰ ≈ 10. ²⁶ .Оно равно величине расширения после повторного нагрева, что примерно E _{инфляция} / Т ₀ , где T ₀ = 2,7 К — температура космического микроволнового фона на сегодняшний день. См., например , Колб и Тернер (1998) или Лиддл и Лит (2000).
4. Поскольку суперсимметричная Теория Великого Объединения встроена в теорию струн , хорошей особенностью инфляционной гипотезы по-прежнему является то, что она способна справляться с этими магнитными реликвиями. См., например , Колб и Тернер (1988) и Раби (2006). ^[37]
5. Возмущения могут быть представлены модами Фурье длины волны . Каждая мода Фурье имеет нормальное распределение (обычно называемое гауссовым) со средним нулевым значением. Различные компоненты Фурье некоррелированы. Дисперсия моды зависит только от ее длины волны таким образом, что в любом данном объеме каждая длина волны вносит в спектр возмущений одинаковую мощность . Поскольку преобразование Фурье осуществляется в трех измерениях, это означает, что дисперсия моды равна 1/ k ³ , чтобы компенсировать тот факт, что в любом объеме количество мод с заданным волновым числом k равно k ³ .
6. Это известно как «красный» спектр, по аналогии с красным смещением , потому что спектр имеет большую мощность на более длинных волнах.
7. Достоинство так называемых моделей инфляции Хиггса состоит в том, что они могут объяснить инфляцию в рамках нынешней Стандартной модели физики элементарных частиц, которая успешно описывает поведение большинства известных частиц и сил. Интерес к бозону Хиггса этим летом очень высок, потому что ЦЕРН, лаборатория в Женеве, Швейцария, которая управляет БАКом, заявила, что объявит о долгожданных открытиях, касающихся этой частицы, в начале июля. ^[89]
8. Технически это связано с тем, что потенциал инфлатона выражается в виде ряда Тейлора в φ/ m _Pl , где φ — инфлатон, а m _Pl — масса Планка. В то время как для одного члена, такого как массовый член m _φ ⁴ (φ/ m _Pl ) ² , условия медленного вращения могут быть удовлетворены при φ, намного большем, чем m _Pl , это именно та ситуация в эффективной теории поля, в которой более высокий порядок Ожидается, что условия будут способствовать и разрушать условия для инфляции. Отсутствие этих поправок более высокого порядка можно рассматривать как еще один вид тонкой настройки. См., например, ^[94]
9. В стандартной инфляционной модели Большого взрыва проблема космической сингулярности остается нерешенной, а космология является геодезически неполной. Следовательно, происхождение пространства и времени, а также своеобразные, экспоненциально точно настроенные начальные условия, необходимые для начала инфляции, не объяснены. В недавней серии статей мы показали, как построить полный набор однородных классических космологических решений стандартной модели, связанной с гравитацией, в которой космическая сингулярность заменяется отскоком: плавный переход от сжатия и большого сжатия к большому сжатию. взрыв и расширение. ^[122]
10. Гугол равен 10¹⁰⁰ , следовательно, Стейнхардт ^[5] утверждает, что отношение вероятностей равно 10 ¹⁰¹⁰⁰ .

Рекомендации

1. «Первая секунда Большого взрыва». Как устроена Вселенная 3 . 2014. Открытие Наука.
2. "Цитата по астрофизике, 2014 г." Фонд Кавли . Архивировано из оригинала 14 июля 2014 года . Проверено 27 июля 2014 г.
3. Тайсон, Нил де Грасс и Дональд Голдсмит (2004), Происхождение: четырнадцать миллиардов лет космической эволюции , WW Norton & Co., стр. 84–5.
4. Цудзикава, Синдзи (28 апреля 2003 г.). «Вводный обзор космической инфляции». arXiv : hep-ph/0304257 .
5. Steinhardt, Пол Дж. (2011). «Дебаты об инфляции: является ли теория, лежащая в основе современной космологии, глубоко ошибочной?». Научный американец . Том. 304, нет. 4. стр. 18–25. Бибкод : 2011SciAm.304d..36S. doi : 10.1038/scientificamerican0411-36. ПМИД  21495480.
6. Эрман, Джон; Мостерин, Хесус (март 1999 г.). «Критический взгляд на инфляционную космологию». Философия науки . 66 (1): 1–49. дои : 10.1086/392675. JSTOR  188736. S2CID  120393154.
7. Хложек, Рене (12 июня 2015 г.). CMB@50 день третий . Проверено 15 июля 2015 г. , «Космический микроволновый фон @50» (конференция). Принстон, Нью-Джерси. 10–12 июня 2015 г. Архивировано из оригинала 19 декабря 2017 г.— Это подборка выступлений третьего дня конференции.
8. Гут, Алан Х. (1997). Инфляционная Вселенная: В поисках новой теории космического происхождения . Основные книги. стр. 233–234. ISBN 978-0201328400.
9. «Медалисты: Список прошлых медалистов Дирака» . ictp.it. _
10. «Лауреаты премии за прорыв в области фундаментальной физики 2012 года».
11. Персонал (17 марта 2014 г.). «Публикация результатов BICEP2 за 2014 год». Национальный научный фонд . Проверено 18 марта 2014 г.
12. Клавин, Уитни (17 марта 2014 г.). «Технологии НАСА рассматривают рождение Вселенной». НАСА . Проверено 17 марта 2014 г.
13. Прощай, Деннис (17 марта 2014 г.). «Космическая рябь раскрывает дымящийся пистолет Большого взрыва». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 17 марта 2014 г.
14. Саул, Эрнест (2013). Закодированная Вселенная: Путь в вечность. Дорранс Паблишинг Ко. с. 65. ИСБН 978-1434969057. Проверено 14 июля 2019 г.
15. Использование крошечных частиц для ответа на гигантские вопросы. Наука пятница, 3 апреля 2009 г.
16. См. также Быстрее света#Универсальное расширение .
17. Спергель, DN (2007). «Трехлетние наблюдения с помощью микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP): значение для космологии». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph/0603449 . Бибкод : 2007ApJS..170..377S. CiteSeerX 10.1.1.472.2550 . дои : 10.1086/513700. S2CID  1386346. Архивировано из оригинала 24 сентября 2010 года . Проверено 10 октября 2006 г. WMAP... подтверждает основные положения инфляционной парадигмы... 
18. «Наша детская Вселенная, вероятно, быстро расширялась, как предполагает исследование» . Space.com . 28 февраля 2012 г.
19. Мелия, Фульвио (2008). «Космический горизонт». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 382 (4): 1917–1921. arXiv : 0711.4181 . Бибкод : 2007MNRAS.382.1917M. дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12499.x. S2CID  17372406.
20. Мелия, Фульвио; и другие. (2009). «Космологическое пространство-время». Международный журнал современной физики Д. 18 (12): 1889–1901. arXiv : 0907.5394 . Бибкод : 2009IJMPD..18.1889M. дои : 10.1142/s0218271809015746. S2CID  6565101.
21. Колб и Тернер (1988).
22. Барбара Сью Райден (2003). Введение в космологию . Аддисон-Уэсли. ISBN 978-0-8053-8912-8.
23. Гут, Фазовые переходы в очень ранней Вселенной , в «Очень ранней Вселенной» , ISBN 0-521-31677-4 ред. Хокинг, Гиббон ​​и Сиклос 
24. См. Колб и Тернер (1988) или Муханов (2005).
25. Кофман, Лев; Линде, Андрей; Старобинский, Алексей (1994). «Разогрев после инфляции». Письма о физических отзывах . 73 (5): 3195–3198. arXiv : hep-th/9405187 . Бибкод : 1986CQGra...3..811K. дои : 10.1088/0264-9381/3/5/011. PMID  10057315. S2CID  250890807.
26. Большая часть исторического контекста объясняется в главах 15–17 Пиблса (1993).
27. Миснер, Чарльз В.; Коли, А.А.; Эллис, СКФ; Хэнкок, М. (1968). «Изотропия Вселенной». Астрофизический журнал . 151 (2): 431. Бибкод : 1998CQGra..15..331W. дои : 10.1088/0264-9381/15/2/008. S2CID  250853141.
28. Миснер, Чарльз; Торн, Кип С. и Уиллер, Джон Арчибальд (1973). Гравитация . Сан-Франциско: WH Freeman. стр. 489–490, 525–526. ISBN 978-0-7167-0344-0.
29. Вайнберг, Стивен (1971). Гравитация и космология. Джон Уайли. стр. 740, 815. ISBN. 978-0-471-92567-5.
30. Леметр, Жорж (1933). «Расширяющаяся Вселенная». Анналы научного общества Брюсселя . 47А : 49., английский в общ. отн. Грав. 29 :641–680, 1997.
31. RC Толман (1934). Теория относительности, термодинамика и космология . Оксфорд: Кларендон Пресс. ISBN 978-0-486-65383-9. ЛЦН  34032023.Переиздан (1987) Нью-Йорк: ISBN Дувра 0-486-65383-8 . 
32. Миснер, Чарльз В.; Лич, PGL (1969). «Вселенная Миксмастера». Письма о физических отзывах . 22 (15): 1071–74. Бибкод : 2008JPhA...41o5201A. дои : 10.1088/1751-8113/41/15/155201. S2CID  119588491.
33. Дике, Роберт Х. (1970). Гравитация и Вселенная . Филадельфия, Пенсильвания: Американское философское общество.
34. Дике, Роберт Х.; Пиблз, PJE (1979). «Космология большого взрыва – загадки и панацеи». В Хокинге, Юго-Запад; Израиль, В. (ред.). Общая теория относительности: обзор столетия Эйнштейна . Издательство Кембриджского университета.
35. Лайтман, Алан П. (1 января 1993 г.). Древний свет: наш меняющийся взгляд на Вселенную . Издательство Гарвардского университета. ISBN 978-0-674-03363-4.
36. «WMAP - Содержание Вселенной» . НАСА.gov .
37. Раби, Стюарт (июнь 2006 г.). «Теории Великого объединения». В Хёнайзене, Брюс (ред.). Галапагосский всемирный саммит по физике за пределами стандартной модели . 2-й Всемирный саммит: Физика за пределами стандартной модели. arXiv : hep-ph/0608183 . Бибкод : 2006hep.ph....8183R. ISBN 978-9978680254.
38. 'т Хоофт, Джерард (1974). «Магнитные монополи в единых калибровочных теориях». Ядерная физика Б . 79 (2): 276–84. Бибкод : 1974NuPhB..79..276T. дои : 10.1016/0550-3213(74)90486-6. hdl : 1874/4686.^{[ постоянная мертвая ссылка ]}
39. Поляков, Александр М. (1974). «Спектр частиц в квантовой теории поля». Письма ЖЭТФ . 20 : 194–195. Бибкод : 1974JETPL..20..194P.
40. Гут, Алан ; Тай, С. (1980). «Фазовые переходы и образование магнитных монополей в очень ранней Вселенной» (PDF) . Письма о физических отзывах . 44 (10): 631–635, Erratum там же. (1980) 44 стр. 963. Бибкод : 1980PhRvL..44..631G. doi : 10.1103/PhysRevLett.44.631. OSTI  1447535. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
41. Эйнхорн, Мартин Б.; Штейн, Д.Л.; Туссен, Дуг (1980). «Совместимы ли теории великого объединения со стандартной космологией?». Физический обзор D . 21 (12): 3295–3298. Бибкод : 1980PhRvD..21.3295E. doi : 10.1103/PhysRevD.21.3295.
42. Зельдович, Я.; Хлопов, М.Ю. (1978). «О концентрации реликтовых монополей во Вселенной». Буквы по физике Б. 79 (3): 239–41. Бибкод : 1978PhLB...79..239Z. дои : 10.1016/0370-2693(78)90232-0.
43. Прескилл, Джон (1979). «Космологическое производство сверхтяжелых магнитных монополей» (PDF) . Письма о физических отзывах . 43 (19): 1365–1368. Бибкод : 1979PhRvL..43.1365P. doi : 10.1103/PhysRevLett.43.1365. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
44. Яо, В.-М.; и другие. (Группа данных о частицах) (2006). «Обзор физики элементарных частиц». Журнал физики Г. 33 (1): 1–1232. arXiv : astro-ph/0601168 . Бибкод : 2006JPhG...33....1Y. дои : 10.1088/0954-3899/33/1/001. S2CID  262936640.
45. Рис, Мартин (1998). Перед началом . Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Основные книги. п. 185. ИСБН 0-201-15142-1.
46. де Ситтер, Виллем (1917). «Теория гравитации Эйнштейна и ее астрономические последствия. Третья статья». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 78 : 3–28. Бибкод : 1917MNRAS..78....3D. дои : 10.1093/mnras/78.1.3 .
47. Он, Дуншань; Гао, Дунфэн; Цай, Цин-юй (2014). «Спонтанное создание Вселенной из ничего». Физический обзор D . 89 (8): 083510. arXiv : 1404.1207 . Бибкод : 2014PhRvD..89h3510H. doi : 10.1103/PhysRevD.89.083510. S2CID  118371273.
48. Старобинский, А.А. (декабрь 1979 г.). «Спектр реликтового гравитационного излучения и раннее состояние Вселенной». Журнал экспериментальной и теоретической физики . 30 : 682. Бибкод : 1979JETPL..30..682S.
    Старобинский А.А. (декабрь 1979 г.). «Спектр реликтового гравитационного излучения и раннее состояние Вселенной». Писма Ж. Эксп. Теор. Физ. 30 : 719. Бибкод :1979ЖПмР..30..719С.
49. Аде, ПАР; и другие. (2016). «Результаты Planck 2015. XX. Ограничения инфляции». Астрономия и астрофизика . 594 : 17. arXiv : 1502.02114 . Бибкод : 2016A&A...594A..20P. дои : 10.1051/0004-6361/201525898. S2CID  119284788.
50. Семинар SLAC , « ^10–35 секунд после Большого взрыва», 23 января 1980 г. см. Guth (1997), стр. 186.
51. Гут, Алан Х. (1981). «Инфляционная Вселенная: возможное решение проблем горизонта и плоскостности» (PDF) . Физический обзор D . 23 (2): 347–356. Бибкод : 1981PhRvD..23..347G. дои : 10.1103/PhysRevD.23.347 . Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
52. Глава 17 Пиблса (1993).
53. Старобинский, Алексей А. (1980). «Новый тип изотропных космологических моделей без сингулярности». Буквы по физике Б. 91 (1): 99–102. Бибкод : 1980PhLB...91...99S. дои : 10.1016/0370-2693(80)90670-X.
54. Казанас, Д. (1980). «Динамика Вселенной и спонтанное нарушение симметрии». Астрофизический журнал . 241 : Л59–63. Бибкод : 1980ApJ...241L..59K. дои : 10.1086/183361 .
55. Казанас, Д. (2009). «Космологическая инфляция: личный взгляд». В Контопулосе, Г.; Пэтсис, Пенсильвания (ред.). Хаос в астрономии: Конференция 2007 . Труды по астрофизике и космической науке, том. 8. Springer Science & Business Media. стр. 485–496. arXiv : 0803.2080 . Бибкод : 2009ASSP....8..485K. дои : 10.1007/978-3-540-75826-6_49. ISBN 978-3-540-75825-9. S2CID  14520885.
56. Сато, К. (1981). «Космологическая доменная структура барионного числа и фазовый переход первого рода в вакууме». Буквы по физике Б. 33 (1): 66–70. Бибкод : 1981PhLB...99...66S. дои : 10.1016/0370-2693(81)90805-4.
57. Эйнхорн, Мартин Б.; Сато, Кацухико (1981). «Производство монополей в очень ранней Вселенной, при фазовом переходе первого рода». Ядерная физика Б . 180 (3): 385–404. Бибкод : 1981NuPhB.180..385E. дои : 10.1016/0550-3213(81)90057-2.
58. Контопулос, Джордж (2004). Приключения в порядке и хаосе: научная автобиография. Том. 313. Springer Science & Business Media. стр. 88–89. ISBN 9781402030406.
59. Линде, А (1982). «Новый сценарий инфляционной Вселенной: возможное решение проблем горизонта, плоскостности, однородности, изотропии и первичных монополей». Буквы по физике Б. 108 (6): 389–393. Бибкод : 1982PhLB..108..389L. дои : 10.1016/0370-2693(82)91219-9.
60. Альбрехт, Андреас; Стейнхардт, Пол (1982). «Космология теорий Великого объединения с радиационно-индуцированным нарушением симметрии» (PDF) . Письма о физических отзывах . 48 (17): 1220–1223. Бибкод : 1982PhRvL..48.1220A. doi :10.1103/PhysRevLett.48.1220. Архивировано из оригинала (PDF) 30 января 2012 года.
61. Дж. Б. Хартл (2003). Гравитация: введение в общую теорию относительности Эйнштейна (1-е изд.). Эддисон Уэсли. п. 411. ИСБН 978-0-8053-8662-2.
62. См. Линде (1990) и Муханов (2005).
63. Чибисов, Вячеслав Ф.; Чибисов, Г.В. (1981). «Квантовая флуктуация и «несингулярная» Вселенная». Письма ЖЭТФ . 33 : 532–5. Бибкод : 1981JETPL..33..532M.
64. Муханов, Вячеслав Ф. (1982). «Энергия вакуума и крупномасштабная структура Вселенной». Советский физический ЖЭТФ . 56 (2): 258–65. Бибкод : 1982JETP...56..258M.
65. См. популярное описание семинара в Guth (1997) или The Very Early Universe , ISBN 0-521-31677-4 под редакцией Хокинга, Гиббона и Сиклоса для более подробного отчета. 
66. Хокинг, SW (1982). «Развитие нарушений в инфляционной Вселенной с одним пузырем». Буквы по физике Б. 115 (4): 295–297. Бибкод : 1982PhLB..115..295H. дои : 10.1016/0370-2693(82)90373-2.
67. Старобинский, Алексей А. (1982). «Динамика фазового перехода в новом сценарии раздувающейся Вселенной и генерация возмущений». Буквы по физике Б. 117 (3–4): 175–8. Бибкод : 1982PhLB..117..175S. дои : 10.1016/0370-2693(82)90541-X.
68. Гут, АХ (1982). «Колебания в новой инфляционной вселенной». Письма о физических отзывах . 49 (15): 1110–3. Бибкод : 1982PhRvL..49.1110G. doi : 10.1103/PhysRevLett.49.1110.
69. Бардин, Джеймс М.; Стейнхардт, Пол Дж.; Тернер, Майкл С. (1983). «Спонтанное создание почти безмасштабных возмущений плотности в раздувающейся Вселенной». Физический обзор D . 28 (4): 679–693. Бибкод : 1983PhRvD..28..679B. doi : 10.1103/PhysRevD.28.679.
70. Аде, PAR; и другие. (Сотрудничество Планка) (1 октября 2016 г.). «Результаты Планка 2015. XIII. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 594 : А13. arXiv : 1502.01589 . Бибкод : 2016A&A...594A..13P. дои : 10.1051/0004-6361/201525830. ISSN  0004-6361. S2CID  119262962.
71. Бойл, Лэтэм А.; Стейнхардт, Пол Дж.; Турок, Нил (24 марта 2006 г.). «Пересмотр инфляционных прогнозов скалярных и тензорных колебаний». Письма о физических отзывах . 96 (11): 111301. arXiv : astro-ph/0507455 . Бибкод : 2006PhRvL..96k1301B. doi : 10.1103/PhysRevLett.96.111301. PMID  16605810. S2CID  10424288.
72. Тегмарк, М.; и другие. (август 2006 г.). «Космологические ограничения светящихся красных галактик SDSS». Физический обзор D . 74 (12): 123507. arXiv : astro-ph/0608632 . Бибкод : 2006PhRvD..74l3507T. doi : 10.1103/PhysRevD.74.123507. hdl : 1811/48518. S2CID  1368964.
73. Стейнхардт, Пол Дж. (2004). «Космологические возмущения: мифы и факты». Буквы по современной физике А. 19 (13 и 16): 967–982. Бибкод : 2004МПЛА...19..967С. дои : 10.1142/S0217732304014252. S2CID  42066874.
74. Тегмарк, Макс (2005). «Что на самом деле предсказывает инфляция?». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2005 (4): 001. arXiv : astro-ph/0410281 . Бибкод : 2005JCAP...04..001T. дои : 10.1088/1475-7516/2005/04/001. S2CID  17250080.
75. Аде, ПАР; и другие. (Сотрудничество Планка) (1 октября 2016 г.). «Результаты Planck 2015. XX. Ограничения инфляции». Астрономия и астрофизика . 594 : А20. arXiv : 1502.02114 . Бибкод : 2016A&A...594A..20P. дои : 10.1051/0004-6361/201525898. ISSN  0004-6361. S2CID  119284788.
76. Спергель, Д.Н.; и другие. (2003). «Первый год наблюдений с помощью микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP): определение космологических параметров». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 148 (1): 175–194. arXiv : astro-ph/0302209 . Бибкод : 2003ApJS..148..175S. дои : 10.1086/377226. S2CID  10794058.
77. Подробности и ссылки см. в разделе « Космический микроволновый фон # Низкие мультиполи» .
78. Грант, Эндрю (2019). «Пять лет после BICEP2». Физика сегодня . дои : 10.1063/PT.6.3.20190326a. S2CID  241938983.
79. Аде, ПАР; и другие. (Сотрудничество BICEP2) (19 июня 2014 г.). «Обнаружение поляризации B-режима в градусных угловых масштабах с помощью BICEP2». Письма о физических отзывах . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Бибкод : 2014PhRvL.112x1101B. doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID  24996078. S2CID  22780831.
80. Прощай, Деннис (19 июня 2014 г.). «Астрономы хеджируют заявления об обнаружении Большого взрыва». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 20 июня 2014 г.
81. Амос, Джонатан (19 июня 2014 г.). «Космическая инфляция: уверенность в сигнале Большого взрыва снижена». Новости BBC . Проверено 20 июня 2014 г.
82. Группа сотрудничества Планка (2016). «Промежуточные результаты Планка. XXX. Угловой спектр мощности излучения поляризованной пыли на средних и высоких галактических широтах». Астрономия и астрофизика . 586 (133): А133. arXiv : 1409.5738 . Бибкод : 2016A&A...586A.133P. дои : 10.1051/0004-6361/201425034. S2CID  9857299.
83. Прощай, Деннис (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику открытия Большого взрыва». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 22 сентября 2014 г.
84. Клавин, Уитни (30 января 2015 г.). «Гравитационные волны из ранней Вселенной остаются неуловимыми». НАСА . Проверено 30 января 2015 г.
85. Прощай, Деннис (30 января 2015 г.). «Путинка межзвездной пыли скрывает проблеск Большого взрыва». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 31 января 2015 г.
86. Россет, К.; Сотрудничество ПЛАНК-HFI (2005 г.). «Систематические эффекты в измерениях поляризации реликтового излучения». Исследование вселенной: Содержание и структуры вселенной (XXXIX Rencontres de Moriond) . arXiv : astro-ph/0502188 .
87. Леб, А.; Салдарриага, М. (2004). «Измерение мелкомасштабного спектра мощности флуктуаций космической плотности с помощью томографии 21 см до эпохи структурообразования». Письма о физических отзывах . 92 (21): 211301. arXiv : astro-ph/0312134 . Бибкод : 2004PhRvL..92u1301L. doi : 10.1103/PhysRevLett.92.211301. PMID  15245272. S2CID  30510359.
88. Гут, Алан (1997). Инфляционная Вселенная . Аддисон-Уэсли . ISBN 978-0-201-14942-5.
89. Чой, Чарльз (29 июня 2012 г.). «Может ли Большой адронный коллайдер обнаружить частицу, лежащую в основе как массы, так и космической инфляции?». Научный американец . Проверено 25 июня 2014 г.
90. Сальвио, Альберто (2013). «Инфляция Хиггса в NNLO после открытия бозона». Буквы по физике Б. 727 (1–3): 234–239. arXiv : 1308.2244 . Бибкод : 2013PhLB..727..234S. doi :10.1016/j.physletb.2013.10.042. S2CID  56544999.
91. Технически эти условия заключаются в том, что логарифмическая производная потенциала и вторая производная малы, где потенциал и уравнения записаны в приведенных единицах Планка . См., например , Лиддл и Лит (2000), стр. 42–43. ${\displaystyle \epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}}$ ${\displaystyle \eta =V''/V}$ ${\displaystyle V}$
92. Сальвио, Альберто; Струмия, Алессандро (17 марта 2014 г.). «Агравитация». Журнал физики высоких энергий . 2014 (6): 80. arXiv : 1403.4226 . Бибкод : 2014JHEP...06..080S. doi : 10.1007/JHEP06(2014)080. S2CID  256010671.
93. Линде, Андрей Д. (1983). «Хаотическая инфляция». Буквы по физике Б. 129 (3): 171–81. Бибкод : 1983PhLB..129..177L. дои : 10.1016/0370-2693(83)90837-7.
94. Алабиди, Лейла; Лит, Дэвид Х. (2006). «Модели инфляции и наблюдения». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2006 (5): 016. arXiv : astro-ph/0510441 . Бибкод : 2006JCAP...05..016A. дои : 10.1088/1475-7516/2006/05/016. S2CID  119373837.
95. См., например , Лит, Дэвид Х. (1997). «Что мы узнаем, обнаружив сигнал гравитационной волны в анизотропии космического микроволнового фона?». Письма о физических отзывах . 78 (10): 1861–3. arXiv : hep-ph/9606387 . Бибкод : 1997PhRvL..78.1861L. doi : 10.1103/PhysRevLett.78.1861. S2CID  119470003. Архивировано из оригинала 29 июня 2012 года.
96. Бранденбергер, Роберт Х. (ноябрь 2004 г.). «Проблемы инфляционной космологии (10-й Международный симпозиум по частицам, струнам и космологии)». arXiv : astro-ph/0411671 .
97. Гиббонс, Гэри В .; Хокинг, Стивен В.; Сиклос, НТЦ, ред. (1983). «Естественная инфляция» в «Очень ранней Вселенной» . Издательство Кембриджского университета. стр. 251–66. ISBN 978-0-521-31677-4.
98. Виленкин, Александр (1983). «Рождение инфляционных вселенных». Физический обзор D . 27 (12): 2848–2855. Бибкод : 1983PhRvD..27.2848V. doi :10.1103/PhysRevD.27.2848.
99. Стейнхардт, Пол Дж. (апрель 2011 г.). «Дебаты об инфляции: является ли теория, лежащая в основе современной космологии, глубоко ошибочной?» (PDF) . Научный американец . Том. 304, нет. 4. С. 36–43. Бибкод : 2011SciAm.304d..36S. doi : 10.1038/scientificamerican0411-36. PMID  21495480. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
100. Стейнхардт, Пол Дж. (2011). «Циклическая теория Вселенной» (PDF) . В Ваасе, Руди (ред.). За пределами Большого взрыва: конкурирующие сценарии вечной Вселенной (неопубликованная рукопись). Коллекция «Границы». Спрингер. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.^{[ нужен лучший источник ]}
101. Иджас, Анна; Стейнхардт, Пол Дж.; Леб, Авраам (17 января 2017 г.). «Поп-музыка идет по вселенной» (PDF) . Научный американец . 316 (2): 32–39. Бибкод : 2017SciAm.316b..32I. doi : 10.1038/scientificamerican0217-32. JSTOR  26047449. PMID  28118351. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
102. Кэрролл, Шон М.; Чен, Дженнифер (2005). «Обеспечивает ли инфляция естественные начальные условия для Вселенной?». Общая теория относительности и гравитация . 37 (10): 1671–4. arXiv : gr-qc/0505037 . Бибкод : 2005GReGr..37.1671C. дои : 10.1007/s10714-005-0148-2. S2CID  120566514.
103. Агирре, Энтони; Граттон, Стивен (2003). «Инфляция без начала: предложение о нулевых границах». Физический обзор D . 67 (8): 083515. arXiv : gr-qc/0301042 . Бибкод : 2003PhRvD..67h3515A. doi : 10.1103/PhysRevD.67.083515. S2CID  37260723.
104. Агирре, Энтони; Граттон, Стивен (2002). «Устойчивая вечная инфляция». Физический обзор D . 65 (8): 083507. arXiv : astro-ph/0111191 . Бибкод : 2002PhRvD..65h3507A. doi : 10.1103/PhysRevD.65.083507. S2CID  118974302.
105. Хартл, Дж.; Хокинг, С. (1983). «Волновая функция Вселенной». Физический обзор D . 28 (12): 2960–2975. Бибкод : 1983PhRvD..28.2960H. doi : 10.1103/PhysRevD.28.2960. S2CID  121947045.; См. также Хокинг (1998).
106. Сотрудники ( Кембриджский университет ) (2 мая 2018 г.). «Укрощение мультивселенной — последняя теория Стивена Хокинга о большом взрыве». Физика.орг . Проверено 2 мая 2018 г.
107. Хокинг, Стивен ; Хертог, Томас (20 апреля 2018 г.). «Плавный выход из вечной инфляции?». Журнал физики высоких энергий . 2018 (4): 147. arXiv : 1707.07702 . Бибкод : 2018JHEP...04..147H. дои : 10.1007/JHEP04(2018)147. S2CID  13745992.
108. Хокинг (1998), с. 129.
109. Викицитатник
110. Пейдж, Дон Н. (1983). «Инфляция не объясняет асимметрию времени». Природа . 304 (5921): 39–41. Бибкод : 1983Natur.304...39P. дои : 10.1038/304039a0. S2CID  4315730.; см. также книгу Роджера Пенроуза «Дорога к реальности: полное руководство по законам Вселенной» .
111. Хокинг, Юго-Запад; Пейдж, Дон Н. (1988). «Насколько вероятна инфляция?». Ядерная физика Б . 298 (4): 789–809. Бибкод : 1988NuPhB.298..789H. дои : 10.1016/0550-3213(88)90008-9.
112. Пол Дж. Стейнхардт; Нил Турок (2007). Бесконечная Вселенная: За пределами Большого Взрыва . Бродвейские книги. ISBN 978-0-7679-1501-4.
113. Альбрехт, Андреас; Сорбо, Лоренцо (2004). «Может ли Вселенная позволить себе инфляцию?». Физический обзор D . 70 (6): 063528. arXiv : hep-th/0405270 . Бибкод : 2004PhRvD..70f3528A. doi :10.1103/PhysRevD.70.063528. S2CID  119465499.
114. Мартин, Джером; Бранденбергер, Роберт (2001). «Транспланковская проблема инфляционной космологии». Физический обзор D . 63 (12): 123501. arXiv : hep-th/0005209 . Бибкод : 2001PhRvD..63l3501M. doi : 10.1103/PhysRevD.63.123501. S2CID  119329384.
115. Мартин, Джером; Рингеваль, Кристоф (2004). «Наложенные колебания в данных WMAP?». Физический обзор D . 69 (8): 083515. arXiv : astro-ph/0310382 . Бибкод :2004PhRvD..69х3515M. doi : 10.1103/PhysRevD.69.083515. S2CID  118889842.
116. Бранденбергер, Роберт Х. (2001). Обзор состояния инфляционной космологии . arXiv : hep-ph/0101119 . Бибкод : 2001hep.ph....1119B.
117. Линде, Андрей; Фишлер, В. (2005). «Перспективы инфляции». Физика Скрипта . 117 (Т117): 40–48. arXiv : hep-th/0402051 . Бибкод : 2005PhST..116...56B. doi :10.1238/Physica.Topical.117a00056. S2CID  17779961.
118. Бланко-Пилладо, Джей-Джей; Берджесс, CP; Клайн, Дж. М.; Эскода, К.; Гомес-Рейно, М.; Каллош, Р.; Линде, А.; Кеведо, Ф. (2004). «Инфляция на ипподроме». Журнал физики высоких энергий . 2004 (11): 063. arXiv : hep-th/0406230 . Бибкод : 2004JHEP...11..063B. дои : 10.1088/1126-6708/2004/11/063. S2CID  12461702.
119. Качру, Шамит; и другие. (2003). «К инфляции в теории струн». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2003 (10): 013. arXiv : hep-th/0308055 . Бибкод : 2003JCAP...10..013K. CiteSeerX 10.1.1.264.3396 . дои : 10.1088/1475-7516/2003/10/013. S2CID  5951592. 
120. Двали, Гия; Генри Тай, С.-Х. (1998). «Брановая инфляция». Буквы по физике Б. 450 (1999): 72–82. arXiv : hep-ph/9812483 . Бибкод : 1999PhLB..450...72D. дои : 10.1016/S0370-2693(99)00132-X. S2CID  118930228.
121. Бойовальд, Мартин (октябрь 2008 г.). «Большой взрыв или большой отскок?: Новая теория рождения Вселенной». Научный американец . Проверено 31 августа 2015 г.
122. Барс, Ицхак; Стейнхардт, Пол; Турок, Нил (2014). «Плавание через переход от большого кризиса к большому взрыву». Физический обзор D . 89 (6): 061302. arXiv : 1312.0739 . Бибкод : 2014PhRvD..89f1302B. doi : 10.1103/PhysRevD.89.061302. S2CID  2961922.
123. Поплавски, Нью-Джерси (2010). «Космология с кручением: альтернатива космической инфляции». Буквы по физике Б. 694 (3): 181–185. arXiv : 1007.0587 . Бибкод : 2010PhLB..694..181P. doi :10.1016/j.physletb.2010.09.056.
124. Поплавски, Н. (2012). «Несингулярная космология большого отскока от спинорно-торсионной связи». Физический обзор D . 85 (10): 107502. arXiv : 1111.4595 . Бибкод : 2012PhRvD..85j7502P. doi : 10.1103/PhysRevD.85.107502. S2CID  118434253.
125. Ленерс, Жан-Люк (2 июня 2009 г.). «Экпиротическая и циклическая космология». Отчеты по физике . 465 (6): 223–263. arXiv : 0806.1245 . doi :10.1016/j.physrep.2008.06.001. S2CID  17534907.
126. Бранденбергер, Р.; Вафа, К. (1989). «Суперструны в ранней Вселенной». Ядерная физика Б . 316 (2): 391–410. Бибкод : 1989NuPhB.316..391B. CiteSeerX 10.1.1.56.2356 . дои : 10.1016/0550-3213(89)90037-0. 
127. Баттефельд, Торстен; Уотсон, Скотт (2006). «Струнная газовая космология». Обзоры современной физики . 78 (2): 435–454. arXiv : hep-th/0510022 . Бибкод : 2006РвМП...78..435Б. doi : 10.1103/RevModPhys.78.435. S2CID  2246186.
128. Бранденбергер, Роберт Х.; Найери, АЛИ; Патил, Субодх П.; Вафа, Камрун (2007). «Космология струнного газа и формирование структуры». Международный журнал современной физики А. 22 (21): 3621–3642. arXiv : hep-th/0608121 . Бибкод : 2007IJMPA..22.3621B. дои : 10.1142/S0217751X07037159. S2CID  5899352.
129. Лашкари, Нима; Бранденбергер, Роберт Х (17 сентября 2008 г.). «Скорость звука в струнной газовой космологии». Журнал физики высоких энергий . 2008 (9): 082. arXiv : 0806.4358 . Бибкод : 2008JHEP...09..082L. дои : 10.1088/1126-6708/2008/09/082. ISSN  1029-8479. S2CID  119184258.
130. Камали, Вахид; Бранденбергер, Роберт (11 мая 2020 г.). «Создание пространственной плоскости путем объединения струнной газовой космологии и инфляции по степенному закону». Физический обзор D . 101 (10): 103512. arXiv : 2002.09771 . Бибкод : 2020PhRvD.101j3512K. дои : 10.1103/PhysRevD.101.103512 . ISSN  2470-0010.
131. Пенроуз, Роджер (2004). Дорога к реальности: Полное руководство по законам Вселенной . Лондон, Великобритания: Винтажные книги. п. 755.
     Пенроуз, Роджер (1989). «Трудности с инфляционной космологией». Анналы Нью-Йоркской академии наук . 271 : 249–264. Бибкод : 1989NYASA.571..249P. doi :10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x. S2CID  122383812.
132. Иджас, Анна; Стейнхардт, Пол Дж.; Леб, Авраам (2013). «Инфляционная парадигма в беде после Планка 2013». Буквы по физике Б. 723 (4–5): 261–266. arXiv : 1304.2785 . Бибкод : 2013PhLB..723..261I. doi :10.1016/j.physletb.2013.05.023. S2CID  14875751.
133. Иджас, Анна; Стейнхардт, Пол Дж.; Леб, Авраам (2014). «Инфляционный раскол после Планка 2013». Буквы по физике Б. 736 : 142–146. arXiv : 1402.6980 . Бибкод : 2014PhLB..736..142I. doi :10.1016/j.physletb.2014.07.012. S2CID  119096427.
134. Гут, Алан Х.; Кайзер, Дэвид И.; Номура, Ясунори (2014). «Инфляционная парадигма после Планка 2013». Буквы по физике Б. 733 : 112–119. arXiv : 1312.7619 . Бибкод : 2014PhLB..733..112G. doi :10.1016/j.physletb.2014.03.020. S2CID  16669993.
135. Линде, Андрей (2014). «Инфляционная космология после Планка 2013». arXiv : 1402.0526 [геп-й].

Источники

• Гут, Алан (1997). Инфляционная Вселенная: В поисках новой теории космического происхождения . Персей. ISBN 978-0-201-32840-0.
• Хокинг, Стивен (1998). Краткая история времени . Петух. ISBN 978-0-553-38016-3.
• Хокинг, Стивен; Гэри Гиббонс (1983). Очень ранняя Вселенная . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-31677-4.
• Колб, Эдвард; Майкл Тернер (1988). Ранняя Вселенная . Аддисон-Уэсли. ISBN 978-0-201-11604-5.
• Линде, Андрей (2005). Физика элементарных частиц и инфляционная космология . Современные концепции в физике. Том. 5. С. 1–362. arXiv : hep-th/0503203 . Бибкод : 2005hep.th....3203L. ISBN 978-3-7186-0490-6. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
• Линде, Андрей (2006). «Инфляция и струнная космология». Приложение «Прогресс теоретической физики» . 163 : 295–322. arXiv : hep-th/0503195 . Бибкод : 2006ПТПС.163..295Л. дои : 10.1143/PTPS.163.295. S2CID  119410403.
• Лиддл, Эндрю; Дэвид Лит (2000). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура . Кембридж. ISBN 978-0-521-57598-0.
• Лит, Дэвид Х.; Риотто, Антонио (1999). «Модели инфляции и космологического возмущения плотности в физике элементарных частиц». Отчеты по физике . 314 (1–2): 1–146. arXiv : hep-ph/9807278 . Бибкод : 1999PhR...314....1L. дои : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8. S2CID  119517140.
• Муханов, Вячеслав (2005). Физические основы космологии . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56398-7.
• Виленкин, Алекс (2006). Множество миров в одном: поиск других вселенных. Хилл и Ван. ISBN 978-0-8090-9523-0.
• Пиблз, PJE (1993). Принципы физической космологии. Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-01933-8.

Внешние ссылки

• Была ли космическая инфляция «взрывом» Большого взрыва?, Алан Гут, 1997 г.
• Эндрю Р. Лиддл (1999). «Введение в космологическую инфляцию». п. 260. arXiv : astro-ph/9901124 .
• обновление 2004 года, Эндрю Лиддл
• Кови, Лаура (2003). «Состояние наблюдательной космологии и инфляции». п. 67. arXiv : hep-ph/0309238 .
• Лит, Дэвид Х. (2003). «Какая модель инфляции является лучшей?». п. 260. arXiv : hep-th/0311040 .
• Рост симметрии инфляции , декабрь 2004 г.
• Бортовой журнал Гута, показывающий оригинальную идею
• WMAP подтверждает космическую инфляцию, март 2006 г.
• Пресс-релиз WMAP НАСА, март 2006 г. Архивировано 22 ноября 2013 г. в Wayback Machine.
• « Наша математическая вселенная » Макса Тегмарка (2014), «Глава 5: Инфляция»