Космическая инфляция

Теория быстрого расширения Вселенной

В физической космологии космическая инфляция , космологическая инфляция или просто инфляция — это теория экспоненциального расширения пространства в очень ранней Вселенной . После инфляционного периода Вселенная продолжала расширяться, но с меньшей скоростью. Повторное ускорение этого замедляющегося расширения из-за темной энергии началось после того, как Вселенной было уже более 7,7 миллиардов лет (5,4 миллиарда лет назад). ^[1]

Теория инфляции была разработана в конце 1970-х и начале 1980-х годов, при этом заметный вклад внесли несколько физиков-теоретиков , включая Алексея Старобинского из Института теоретической физики Ландау , Алана Гута из Корнеллского университета и Андрея Линде из Физического института им. Лебедева . Старобинский, Гут и Линде выиграли премию Кавли 2014 года «за пионерскую теорию космической инфляции». ^[2] Она получила дальнейшее развитие в начале 1980-х годов. Она объясняет происхождение крупномасштабной структуры космоса . Квантовые флуктуации в микроскопической инфляционной области, увеличенные до космических размеров, становятся семенами для роста структуры во Вселенной (см. образование 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 распределено равномерно, почему Вселенная плоская и почему не наблюдалось никаких магнитных монополей .

Детальный механизм физики частиц, ответственный за инфляцию, неизвестен. Основная инфляционная парадигма принята большинством физиков, поскольку ряд предсказаний модели инфляции были подтверждены наблюдением; ^[a] однако, значительное меньшинство ученых не согласны с этой позицией. ^{[5] [6] [7]} Гипотетическое поле, которое , как считается, ответственно за инфляцию, называется инфлатоном . [ ^8]

В 2002 году трое из первоначальных архитекторов теории были отмечены за их значительный вклад; физики Алан Гут из Массачусетского технологического института , Андрей Линде из Стэнфорда и Пол Стейнхардт из Принстона разделили премию Дирака «за разработку концепции инфляции в космологии». ^[9] В 2012 году Гут и Линде были награждены премией за прорыв в фундаментальной физике за изобретение и разработку инфляционной космологии. ^[10]

Обзор

Около 1930 года Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от далеких галактик смещен в красную область спектра ; чем дальше, тем больше 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 из общей теории относительности . Его можно понять как следствие начального импульса, который заставил содержимое Вселенной разлетаться с такой скоростью, что их взаимное гравитационное притяжение не обратило вспять их увеличивающееся разделение.

Инфляция могла обеспечить этот начальный 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 могло бы представлять такую ​​жидкость, и результирующее отталкивание привело бы Вселенную к экспоненциальному расширению. Эта фаза инфляции была первоначально предложена Аланом Гутом в 1979 году, поскольку экспоненциальное расширение могло бы разбавить экзотические реликты, такие как магнитные монополи , которые были предсказаны теориями великого объединения в то время. Это объяснило бы, почему такие реликты не были обнаружены. Было быстро понято, что такое ускоренное расширение решило бы проблему горизонта и проблему плоскостности . Эти проблемы возникают из представления о том, что для того, чтобы выглядеть так, как сегодня , Вселенная должна была начаться с очень тонко настроенных или «особых» начальных условий при Большом взрыве.

Теория

Расширяющаяся вселенная обычно имеет космологический горизонт , который, по аналогии с более знакомым горизонтом, вызванным кривизной поверхности Земли , отмечает границу той части Вселенной, которую может видеть наблюдатель. Свет (или другое излучение), испускаемый объектами за пределами космологического горизонта в ускоряющейся Вселенной, никогда не достигает наблюдателя, поскольку пространство между наблюдателем и объектом расширяется слишком быстро.

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

Наблюдаемая вселенная — это один из каузальных участков гораздо большей ненаблюдаемой вселенной; другие части Вселенной пока не могут сообщаться с Землей. Эти части Вселенной находятся за пределами нашего текущего космологического горизонта, который, как полагают, составляет 46 миллиардов световых лет во всех направлениях от Земли. ^[14] В стандартной модели горячего большого взрыва без инфляции космологический горизонт смещается, открывая новые регионы. ^[15] Тем не менее, когда местный наблюдатель видит такой регион впервые, он ничем не отличается от любого другого региона пространства, который местный наблюдатель уже видел: его фоновое излучение имеет почти ту же температуру, что и фоновое излучение других регионов, и его кривизна пространства-времени развивается в ногу с другими. Это представляет собой загадку: как эти новые регионы узнали, какую температуру и кривизну они должны были иметь? Они не могли узнать об этом, получая сигналы, потому что ранее они не были на связи с нашим прошлым световым конусом . ^{[16] [17]}

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 отличается: вместо того, чтобы двигаться наружу, космологический горизонт остается на месте. Для любого наблюдателя расстояние до космологического горизонта постоянно . При экспоненциально расширяющемся пространстве два соседних наблюдателя очень быстро разделяются; настолько, что расстояние между ними быстро превышает пределы коммуникации. Пространственные слои расширяются очень быстро, охватывая огромные объемы. Вещи постоянно перемещаются за пределы космологического горизонта, который находится на фиксированном расстоянии, и все становится однородным.

По мере того, как инфляционное поле медленно релаксирует до вакуума, космологическая константа стремится к нулю, и пространство начинает расширяться нормально. Новые регионы, которые появляются в поле зрения во время нормальной фазы расширения, являются точно такими же регионами, которые были вытолкнуты из горизонта во время инфляции, и поэтому они имеют почти ту же температуру и кривизну, поскольку они происходят из того же изначально небольшого участка пространства.

Теория инфляции, таким образом, объясняет, почему температуры и кривизны различных регионов так близки. Она также предсказывает, что общая кривизна пространственного среза при постоянном глобальном времени равна нулю. Это предсказание подразумевает, что общая обычная материя, темная материя и остаточная энергия вакуума во Вселенной должны суммироваться до критической плотности , и доказательства подтверждают это. Что еще более поразительно, инфляция позволяет физикам вычислять мельчайшие различия в температуре различных регионов из квантовых флуктуаций в течение инфляционной эры, и многие из этих количественных предсказаний были подтверждены. ^{[18] [19]}

Пространство расширяется

В пространстве, которое расширяется экспоненциально (или почти экспоненциально) со временем, любая пара свободно плавающих объектов, которые изначально находятся в состоянии покоя, будут удаляться друг от друга с ускорением, по крайней мере, пока они не связаны друг с другом какой-либо силой. С точки зрения одного такого объекта, пространство-время представляет собой нечто вроде вывернутой наизнанку черной дыры Шварцшильда — каждый объект окружен сферическим горизонтом событий. Как только другой объект провалился через этот горизонт, он никогда не сможет вернуться, и даже посылаемые им световые сигналы никогда не достигнут первого объекта (по крайней мере, пока пространство продолжает расширяться экспоненциально).

В приближении, что расширение является точно экспоненциальным, горизонт статичен и остается на фиксированном физическом расстоянии. Этот участок раздувающейся вселенной можно описать следующей метрикой : ^{[20] [21]}

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

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

Инфляция обычно не является точно экспоненциальным расширением, а скорее квази- или почти экспоненциальным. В такой вселенной горизонт будет медленно расти со временем, поскольку плотность энергии вакуума постепенно уменьшается.

Осталось мало неоднородностей

Поскольку ускоряющееся расширение пространства растягивает любые начальные изменения плотности или температуры до очень больших масштабов длины, существенной особенностью инфляции является то, что она сглаживает неоднородности и анизотропии и уменьшает кривизну пространства . Это переводит Вселенную в очень простое состояние, в котором она полностью находится во власти инфлатонного поля, а 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 сформировать такие частицы до периода инфляции, они не наблюдались бы 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» ^[22] по аналогии с теоремой об отсутствии волос для черных дыр .

Теорема об отсутствии волос по сути работает, потому что космологический горизонт ничем не отличается от горизонта черной дыры, за исключением непроверяемых разногласий о том, что находится по ту сторону. Интерпретация теоремы об отсутствии волос заключается в том, что Вселенная (наблюдаемая и ненаблюдаемая) расширяется в огромной степени во время инфляции. В расширяющейся Вселенной плотности энергии обычно падают или разбавляются по мере увеличения объема Вселенной. Например, плотность обычной «холодной» материи (пыли) уменьшается как обратная величина объема: когда линейные размеры удваиваются, плотность энергии уменьшается в восемь раз; плотность энергии излучения уменьшается еще быстрее по мере расширения Вселенной, поскольку длина волны каждого фотона растягивается ( смещается в красную область ), в дополнение к тому, что фотоны рассеиваются расширением. Когда линейные размеры удваиваются, плотность энергии в излучении падает в шестнадцать раз (см. решение уравнения непрерывности 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 через достаточную инфляцию все это становится незначительным. Это оставляет Вселенную плоской и симметричной, и (за исключением однородного поля инфлатона) в основном пустой, в момент окончания инфляции и начала повторного нагрева. ^[b]

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  К до 10²²  К. ^[24] ) Эта относительно низкая температура поддерживается во время инфляционной фазы. Когда инфляция заканчивается, температура возвращается к прединфляционной 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 , начиная фазу доминирования излучения во Вселенной. Поскольку природа поля инфлатона неизвестна, этот процесс все еще плохо изучен, хотя считается, что он происходит посредством параметрического резонанса . ^{[25] [26]}

Мотивации

Инфляция пытается решить несколько проблем в космологии Большого взрыва , которые были обнаружены в 1970-х годах. ^[27] Инфляция была впервые предложена Аланом Гутом в 1979 году при исследовании проблемы того, почему сегодня не наблюдается никаких магнитных монополей ; он обнаружил, что ложный вакуум с положительной энергией , согласно общей теории относительности , породил бы экспоненциальное расширение пространства. Было быстро понято, что такое расширение решило бы многие другие давние проблемы. Эти проблемы возникают из наблюдения, что для того, чтобы выглядеть так, как сегодня , Вселенная должна была бы начаться с очень тонко 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 выглядит статистически однородной и изотропной в соответствии с космологическим принципом . ^{[28] [29] [30]} Например, молекулы в баллоне с газом распределены однородно и изотропно, потому что они находятся в тепловом равновесии: газ во всем баллоне имел достаточно времени для взаимодействия, чтобы рассеять неоднородности и анизотропии. Ситуация совершенно иная в модели большого взрыва без инфляции, потому что гравитационное расширение не дает ранней Вселенной достаточно времени для уравновешивания. В большом взрыве только с материей и излучением , известными в Стандартной модели, две широко разделенные области наблюдаемой Вселенной не могли прийти в равновесие, потому что они удаляются друг от друга быстрее скорости света и, таким образом, никогда не вступали в причинный контакт . В ранней Вселенной было невозможно послать 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 ^[31], связанную с ней колебательную вселенную Ричарда Чейза Толмена [ ^32] и вселенную Миксмастера Чарльза Мизнера . Леметр и Толмен предположили, что вселенная, претерпевающая ряд циклов сжатия и расширения, может прийти в тепловое равновесие. Однако их модели потерпели неудачу из-за накопления энтропии в течение нескольких циклов. Мизнер выдвинул (в конечном итоге неверное) предположение о том, что механизм Миксмастера, который сделал Вселенную более хаотичной, может привести к статистической однородности и изотропии. ^{[29] [33]}

Проблема плоскостности

Проблему плоскостности иногда называют одним из совпадений Дикке (наряду с проблемой космологической постоянной ). ^{[34] [35]} В 1960-х годах стало известно, что плотность материи во Вселенной сопоставима с критической плотностью, необходимой для плоской Вселенной (то есть Вселенной, крупномасштабная геометрия которой является обычной евклидовой геометрией , а не неевклидовой гиперболической или сферической геометрией ). ^{[36] (стр. 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 область медленнее, чем материя и излучение. Экстраполированное в прошлое, это представляет собой проблему тонкой настройки , поскольку вклад кривизны во Вселенную должен быть экспоненциально малым (на шестнадцать порядков меньше плотности излучения при нуклеосинтезе Большого взрыва , например). Эта проблема усугубляется недавними наблюдениями космического микроволнового фона, которые продемонстрировали, что Вселенная плоская с точностью до нескольких процентов. ^[37]

Проблема магнитного монополя

Стабильные магнитные монополи являются проблемой для Великих объединенных теорий , которые предполагают, что при высоких температурах (например, в ранней Вселенной) электромагнитная сила , сильные и слабые ядерные силы на самом деле не являются фундаментальными силами, а возникают из-за спонтанного нарушения симметрии из единственной калибровочной теории . Эти теории предсказывают ряд тяжелых, стабильных частиц, которые не наблюдались в природе. Наиболее известным является магнитный монополь, своего рода стабильный, тяжелый «заряд» магнитного поля. ^{[38] [39]}

Монополи, как предсказывают, будут в изобилии производиться в соответствии с Теориями Великого Объединения при высокой температуре, ^{[40] [41]} и они должны были бы сохраняться до наших дней, в такой степени, что они стали бы основной составляющей Вселенной. ^{[42] [43]} Это не только не так, но и все поиски их потерпели неудачу, накладывая строгие ограничения на плотность реликтовых магнитных монополей во Вселенной. ^[44]

Период инфляции, который происходит ниже температуры, при которой могут быть созданы магнитные монополи, предложил бы 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 написал космолог Мартин Риз ,

«Скептики экзотической физики, возможно, не будут особенно впечатлены теоретическим аргументом, объясняющим отсутствие частиц, которые сами по себе являются лишь гипотетическими. Профилактическая медицина может легко показаться на 100 процентов эффективной против болезни, которой не существует!» ^[45]

История

Прекурсоры

В ранние дни общей теории относительности Альберт Эйнштейн ввел космологическую постоянную , чтобы разрешить статическое решение , которое представляло собой трехмерную сферу с однородной плотностью материи. Позже Виллем де Ситтер нашел 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 флуктуации заставляют ее коллапсировать или превращаться во вселенную де Ситтера.

В 1965 году Эраст Глинер предложил уникальное предположение относительно давления ранней Вселенной в контексте уравнений Эйнштейна–Фридмана. Согласно его идее, давление было отрицательно пропорционально плотности энергии. Эта связь между давлением и плотностью энергии послужила первоначальным теоретическим предсказанием темной энергии. ^{[ необходима цитата ]}

В начале 1970-х годов Яков Зельдович обратил внимание на проблемы плоскостности и горизонта космологии Большого взрыва; до его работы космология предполагалась симметричной на чисто философских основаниях. ^[6] В Советском Союзе эти и другие соображения привели Владимира Белинского и Исаака Халатникова к анализу хаотической сингулярности BKL в общей теории относительности. ^{[ требуется цитата ]} Вселенная Миксмастера Мизнера попыталась использовать это хаотическое поведение для решения космологических проблем, но с ограниченным успехом. ^{[ требуется цитата ]}

Ложный вакуум

В конце 1970-х годов Сидни Коулман применил инстантонные методы, разработанные Александром Поляковым и его коллегами, 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 было бы зародить достаточно большой пузырек нового вакуума, новой фазы, чтобы совершить переход. Коулман нашел наиболее вероятный путь распада для распада вакуума и вычислил обратное время жизни на единицу объема. В конце концов он отметил, что гравитационные эффекты будут значительными, но он не вычислил эти эффекты и не применил результаты к космологии.

Вселенная могла быть спонтанно создана из ничего (без пространства , времени и материи ) квантовыми флуктуациями метастабильного ложного вакуума, вызывающими 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. Они в общем случае приводят к поправкам квадрата кривизны к действию Эйнштейна-Гильберта и форме f ( R ) модифицированной гравитации . Решение уравнений Эйнштейна в присутствии членов квадрата кривизны, когда кривизны велики, приводит к эффективной космологической постоянной. Поэтому он предположил, что ранняя Вселенная прошла через инфляционную эру де Ситтера. ^[48] Это решило проблемы космологии и привело к конкретным предсказаниям для поправок к микроволновому фоновому излучению, поправок, которые затем были подробно 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 величинам: ^[49] ${\displaystyle n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\qquad r={\frac {12}{N^{2}}}.}$

Проблема монополя

В 1978 году Зельдович обратил внимание на проблему магнитного монополя, которая была однозначной количественной версией проблемы горизонта, на этот раз в подразделе 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 эту проблему, что привело его к предложению скалярной инфляции. Сценарии Старобинского и Гута оба предсказывали начальную фазу де Ситтера, отличаясь только механистическими 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 (штриховая 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 произошла, а доминирование излучения продолжалось до гравитационной сингулярности , то мода никогда бы не оказалась внутри горизонта в очень ранней Вселенной, и никакой причинный механизм не мог бы гарантировать, что Вселенная была однородной в масштабе моды возмущения.

Гут предложил инфляцию в январе 1981 года для объяснения отсутствия магнитных монополей; ^{[50] [51]} именно Гут ввел термин «инфляция». ^[52] В то же время Старобинский утверждал, что квантовые поправки к гравитации заменят предполагаемую начальную 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 Кацухико Сато предположил, что экспоненциальное расширение может устранить доменные стенки (еще один вид экзотического реликта). ^[56] В 1981 году Эйнхорн и Сато ^[57] опубликовали модель, похожую на модель 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, скорее всего, приведет к слишком гранулированной Вселенной, т. е. к большим изменениям плотности в результате столкновений стенок пузырьков.

Гут предположил, что по мере остывания ранней Вселенной она оказалась в ловушке ложного вакуума с высокой плотностью энергии, что очень похоже на космологическую константу. По мере остывания очень ранней Вселенной она оказалась в ловушке метастабильного состояния (она была переохлажденной), из которого она могла распасться только через процесс зарождения пузырьков посредством квантового туннелирования . Пузыри истинного вакуума спонтанно образуются в море ложного вакуума и быстро начинают расширяться со скоростью света . Гут признал, что эта модель была проблематичной, поскольку модель не нагревалась должным образом: когда пузырьки зарождались, они не генерировали излучение. Излучение могло генерироваться только при столкновениях между стенками пузырьков. Но если инфляция длилась достаточно долго, чтобы решить проблемы начальных условий, столкновения между пузырьками стали чрезвычайно редкими. В любом одном причинном пятне, вероятно, зародится только один пузырек.

... Казанас (1980) назвал эту фазу ранней Вселенной «фазой де Ситтера». Название «инфляция» было дано Гутом (1981). ... Сам Гут не ссылался на работу Казанаса, пока не опубликовал книгу на эту тему под названием « Инфляционная Вселенная: поиск новой теории космического происхождения» (1997), ^[58] где он извиняется за то, что не сослался на работу Казанаса и других, связанную с инфляцией. ^[59]

Медленно-вращающаяся инфляция

Проблема столкновения пузырей была решена Андреем Линде ^[60] и независимо Андреасом Альбрехтом и Полом Штайнхардтом ^[61] в модели, названной новой инфляцией или инфляцией медленного скатывания (модель Гута затем стала известна как старая инфляция ). В этой модели вместо туннелирования из состояния ложного вакуума инфляция происходила посредством скалярного поля, катящегося вниз по потенциальному энергетическому холму. Когда поле катится очень медленно по сравнению с расширением Вселенной, происходит инфляция. Однако, когда холм становится круче, инфляция заканчивается и может произойти повторный нагрев.

Эффекты асимметрии

В конце концов, было показано, что новая инфляция не создает идеально симметричную вселенную, но что создаются квантовые флуктуации в инфлатоне. Эти флуктуации формируют изначальные семена для всех структур, созданных в более поздней вселенной. ^[62] Эти флуктуации были впервые рассчитаны Вячеславом Мухановым и Г. В. Чибисовым при анализе аналогичной модели Старобинского. ^{[63] [64] [65]} В контексте инфляции они были разработаны независимо от работы Муханова и Чибисова на трехнедельном семинаре Nuffield Workshop on the Very Early Universe в Кембриджском университете в 1982 году . ^[66] Флуктуации были рассчитаны четырьмя группами, работавшими отдельно в ходе семинара: Стивен Хокинг ; ^[67] Старобинский; ^[68] Алан Гут и Со-Янг Пи ; ^[69] и Джеймс Бардин , Пол Стейнхардт и Майкл Тернер . ^[70]

Статус наблюдения

Инфляция — это механизм реализации космологического принципа , который является основой стандартной модели физической космологии: он учитывает однородность и изотропность наблюдаемой Вселенной. Кроме того, он учитывает наблюдаемую плоскостность и отсутствие магнитных монополей. Со времени ранних работ Гута каждое из этих наблюдений получило дальнейшее подтверждение, наиболее впечатляющее из которых — детальные наблюдения космического микроволнового фона, выполненные космическим аппаратом Планк . ^[71] Этот анализ показывает, что Вселенная плоская с точностью до ⁠ 1 /2⁠ процентов, и что он однороден и изотропен до одной части на 100 000.

Инфляция предсказывает, что структуры, видимые во Вселенной сегодня, образовались посредством гравитационного коллапса возмущений, которые были сформированы как квантово-механические флуктуации в инфляционную эпоху. Подробная форма спектра возмущений, называемая почти масштабно-инвариантным гауссовым случайным полем , очень специфична и имеет только два свободных параметра. Один из них - амплитуда спектра и спектральный индекс , который измеряет небольшое отклонение от масштабной инвариантности, предсказанной инфляцией (совершенная масштабная инвариантность соответствует идеализированной вселенной де Ситтера). ^[c] Другим свободным параметром является отношение тензора к скаляру. Простейшие модели инфляции, те, которые не имеют тонкой настройки , предсказывают отношение тензора к скаляру около 0,1. ^[72]

Инфляция предсказывает, что наблюдаемые возмущения должны находиться в тепловом равновесии друг с другом (они называются адиабатическими или изэнтропическими возмущениями). Эта структура возмущений была подтверждена космическими аппаратами Planck , WMAP и другими экспериментами по космическому микроволновому фону (CMB), а также обзорами галактик , особенно текущим Sloan Digital Sky Survey . ^[73] Эти эксперименты показали, что одна часть из 100 000 наблюдаемых неоднородностей имеет точно такую ​​форму, которую предсказывает теория. Имеются доказательства небольшого отклонения от масштабной инвариантности. Спектральный индекс , n _s равен единице для масштабно-инвариантного спектра Харрисона–Зельдовича. Простейшие модели инфляции предсказывают, что n _s находится между 0,92 и 0,98. ^{[74] [72] [75] [d]} Это диапазон, который возможен без тонкой настройки параметров, связанных с энергией. ^[75] Из данных Planck можно сделать вывод, что n _s =0,968 ± 0,006, ^{[71] [76]} и отношение тензора к скаляру меньше 0,11. Это считается важным подтверждением теории инфляции. ^[18]

Были предложены различные теории инфляции, которые делают радикально разные предсказания, но они, как правило, имеют гораздо больше тонкой настройки , чем это необходимо. ^{[74] [72]} Однако как физическая модель инфляция наиболее ценна тем, что она надежно предсказывает начальные условия Вселенной на основе всего двух регулируемых параметров: спектрального индекса (который может изменяться только в небольшом диапазоне) и амплитуды возмущений. За исключением надуманных моделей, это верно независимо от того, как инфляция реализуется в физике элементарных частиц.

Иногда наблюдаются эффекты, которые, по-видимому, противоречат простейшим моделям инфляции. Данные WMAP первого года предполагают, что спектр может быть не почти масштабно-инвариантным, а вместо этого может иметь небольшую кривизну. ^[77] Однако данные третьего года показали, что эффект был статистической аномалией. ^[18] Другой эффект, отмеченный со времени первого спутника космического микроволнового фона, Cosmic Background Explorer, заключается в том, что амплитуда квадрупольного момента CMB неожиданно низкая, а другие низкие мультиполи, по-видимому, преимущественно выровнены с плоскостью эклиптики . Некоторые утверждают, что это признак негауссовости и, таким образом, противоречит простейшим моделям инфляции. Другие предполагают, что эффект может быть вызван другой новой физикой, загрязнением переднего плана или даже предвзятостью публикации . ^[78]

В настоящее время ведется экспериментальная программа по дальнейшему тестированию инфляции с более точными измерениями CMB. В частности, высокоточные измерения так называемых "B-мод" поляризации фонового излучения могут предоставить доказательства гравитационного излучения , производимого инфляцией, а также могут показать, соответствует ли энергетический масштаб инфляции, предсказанный простейшими моделями (10¹⁵ ~10¹⁶ ГэВ ) верно. ^{[72] [75]} В марте 2014 года команда BICEP2 объявила о поляризации CMB B-mode, подтверждающей, что была продемонстрирована инфляция. Команда объявила, что отношение мощности тензора к скаляру r составляет от 0,15 до 0,27 (отвергая нулевую гипотезу ; ожидается, что r будет равен 0 при отсутствии инфляции). ^[79] Однако 19 июня 2014 года было сообщено о снижении уверенности в подтверждении результатов; ^{[80] [81] [82]} 19 сентября 2014 года было сообщено о дальнейшем снижении уверенности ^{[83] [84]} , а 30 января 2015 года было сообщено о еще меньшем доверии. ^{[85] [86]} К 2018 году дополнительные данные с 95%-ной уверенностью предположили, чтоэто 0,06 или ниже: согласуется с нулевой гипотезой, но все еще также согласуется со многими оставшимися моделями инфляции. ^[79] ${\displaystyle r}$

Другие потенциально подтверждающие измерения ожидаются от космического аппарата Planck , хотя неясно, будет ли виден сигнал или будут ли помехи от источников переднего плана. ^[87] Другие предстоящие измерения, такие как измерения 21-сантиметрового излучения (излучение, испускаемое и поглощаемое нейтральным водородом до образования первых звезд ), могут измерить спектр мощности с еще большим разрешением, чем CMB и обзоры галактик, хотя неизвестно, будут ли эти измерения возможны или помехи от радиоисточников на Земле и в галактике будут слишком велики. ^[88]

Теоретический статус

Нерешенная задача по физике :

Верна ли теория космологической инфляции, и если да, то каковы подробности этой эпохи? Какое гипотетическое поле инфлатона порождает инфляцию?

(еще нерешенные проблемы по физике)

В раннем предложении Гута считалось, что инфлатон — это поле Хиггса , поле, которое объясняет массу элементарных частиц. ^[51] Сейчас некоторые полагают, что инфлатон не может быть полем Хиггса ^[58], хотя недавнее открытие бозона Хиггса увеличило количество работ, рассматривающих поле Хиггса как инфлатон. ^[e] Одной из проблем этой идентификации является текущая напряженность с экспериментальными данными в электрослабом масштабе, ^[90] который в настоящее время изучается на Большом адронном коллайдере (БАК). Другие модели инфляции опирались на свойства Великих объединенных теорий . ^[61] В настоящее время, хотя инфляция понимается главным образом по ее подробным предсказаниям начальных условий для горячей ранней Вселенной, физика элементарных частиц в значительной степени является ad hoc моделированием. Таким образом, хотя предсказания инфляции согласуются с результатами наблюдательных тестов, остается много открытых вопросов.

Проблема тонкой настройки

Одна из самых серьезных проблем для инфляции возникает из-за необходимости тонкой настройки . В новой инфляции для возникновения инфляции должны быть выполнены условия медленного скатывания . Условия медленного скатывания говорят, что потенциал инфлатона должен быть плоским (по сравнению с большой энергией вакуума) и что частицы инфлатона должны иметь малую массу. ^{[ необходимо разъяснение ] [f]} 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, где масштабная инвариантность нарушается квантовыми эффектами, дают объяснение плоскостности инфляционных потенциалов, если только теория может быть изучена с помощью теории возмущений . ^[92]

Линде предложил теорию, известную как хаотическая инфляция , в которой он предположил, что условия для инфляции на самом деле выполняются в довольно общем виде. Инфляция будет происходить практически в любой вселенной , которая начинается в хаотическом состоянии высокой энергии, 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 недействительными, поскольку перенормировка должна вызывать большие поправки, которые могли бы предотвратить инфляцию. ^[g] 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 зависит от квантовой теории поля (и полуклассического приближения к квантовой гравитации ) в важном смысле, она не была полностью согласована с этими теориями.

Бранденбергер прокомментировал тонкую настройку в другой ситуации. ^[96] Амплитуда первичных неоднородностей, создаваемых при инфляции, напрямую связана с энергетической шкалой инфляции. Предполагается, что эта шкала составляет около 10¹⁶ ГэВ или ¹⁰⁻³ раз больше энергии Планка . Естественная шкала наивно соответствует шкале Планка, поэтому это малое значение можно рассматривать как другую форму тонкой настройки (называемую проблемой иерархии ): Плотность энергии, заданная скалярным потенциалом, меньше на 10−12 ^по сравнению с плотностью Планка . Однако это обычно не считается критической проблемой, поскольку масштаб инфляции естественным образом соответствует масштабу объединения калибровок.

Вечная инфляция

Во многих моделях инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно, по крайней мере, в некоторых регионах Вселенной. Это происходит потому, что раздувающиеся регионы расширяются очень быстро, воспроизводя себя. Если скорость распада до нераздувающейся фазы недостаточно высока, новые раздувающиеся регионы производятся быстрее, чем нераздувающиеся регионы. В таких моделях большая часть объема Вселенной непрерывно раздувается в любой момент времени.

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

Пол Стейнхардт , один из первоначальных архитекторов инфляционной модели, представил первый пример вечной инфляции в 1983 году. ^[97] Он показал, что инфляция может продолжаться вечно, создавая пузыри нераздувающегося пространства, заполненные горячей материей и излучением, окруженные пустым пространством, которое продолжает раздуваться. Пузыри не могли расти достаточно быстро, чтобы поспевать за инфляцией. Позже в том же году Александр Виленкин показал, что вечная инфляция является общей. ^[98]

Хотя новая инфляция классически скатывается вниз по потенциалу, квантовые флуктуации иногда могут поднять его на предыдущие уровни. Эти области, в которых инфлатон флуктуирует вверх, расширяются гораздо быстрее, чем области, в которых инфлатон имеет более низкую потенциальную энергию, и имеют тенденцию доминировать с точки зрения физического объема. Было показано, что любая инфляционная теория с неограниченным потенциалом вечна. Существуют хорошо известные теоремы о том, что это устойчивое состояние не может продолжаться вечно в прошлое. Инфляционное пространство-время, которое похоже 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. Поэтому необходимо иметь теорию для начальных условий Вселенной.

В вечной инфляции регионы с инфляцией имеют экспоненциально растущий объем, в то время как регионы, которые не раздуваются, не раздуваются. Это говорит о том, что объем раздувающейся части Вселенной в глобальной картине всегда невообразимо больше, чем та часть, которая прекратила раздуваться, даже если инфляция в конечном итоге заканчивается, как это видит любой отдельный доинфляционный наблюдатель. Ученые расходятся во мнениях о том, как назначить распределение вероятностей этому гипотетическому антропному ландшафту. Если вероятность различных регионов подсчитывать по объему, следует ожидать, что инфляция никогда не закончится или, применяя граничные условия, что существует локальный наблюдатель, чтобы наблюдать ее, что инфляция закончится как можно позже.

Некоторые физики полагают, что этот парадокс можно разрешить, взвешивая наблюдателей по их прединфляционному объему. Другие полагают, что у парадокса нет решения и что мультивселенная является критическим недостатком инфляционной парадигмы. Пол Стейнхардт, который первым представил вечную инфляционную модель, ^[97] позже стал одним из ее самых ярых критиков по этой причине. ^{[99] [100] [101]}

Начальные условия

Некоторые физики пытались обойти проблему начальных условий, предлагая модели вечно расширяющейся Вселенной без какого-либо источника. ^{[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 из ничего, основываясь на квантовой космологии и последующей инфляции. Виленкин выдвинул один такой сценарий. ^[98] Хартл и Хокинг предложили безграничное предложение для первоначального создания Вселенной, в котором инфляция происходит естественным образом. ^{[105] [106] [107]}

Гут описал инфляционную вселенную как «абсолютный бесплатный обед»: ^{[108] [109]} новые вселенные, похожие на нашу, постоянно производятся в огромном раздувающемся фоне. Гравитационные взаимодействия, в этом случае, обходят (но не нарушают) первый закон термодинамики ( сохранение энергии ) и второй закон термодинамики ( энтропия и проблема стрелы времени ). Однако, хотя существует консенсус, 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 инфляционной эпохи увеличивает энтропию, из-за чего изначальное состояние Вселенной должно быть еще более упорядоченным, чем в других теориях Большого взрыва без фазы инфляции.

Хокинг и Пейдж позже 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 инфляционного космоса, согласующегося с сегодняшними наблюдениями, возникающего в результате случайной флуктуации из некоторого ранее существовавшего состояния, намного выше, чем вероятность неинфляционного космоса. Это происходит потому, что «затравочное» количество негравитационной энергии, необходимое для инфляционного космоса, намного меньше, чем для неинфляционной альтернативы, что перевешивает любые энтропийные соображения. ^[113]

Другая проблема, которая иногда упоминалась, — это транспланковская проблема или транспланковские эффекты. ^[114] Поскольку энергетический масштаб инфляции и масштаб Планка относительно близки, некоторые квантовые флуктуации, которые составили структуру в нашей Вселенной, были меньше, чем длина Планка до инфляции. Следовательно, должны быть поправки от физики масштаба Планка, в частности, неизвестной квантовой теории гравитации. Остаются некоторые разногласия относительно величины этого эффекта: о том, находится ли он на пороге обнаружения или полностью необнаружим. ^[115]

Гибридная инфляция

Другой вид инфляции, называемый гибридной инфляцией , является расширением новой инфляции. Он вводит дополнительные скалярные поля, так что в то время как одно из скалярных полей отвечает за обычную медленную инфляцию, другое запускает конец инфляции: когда инфляция продолжается достаточно долго, второму полю становится выгодно распасться в гораздо более низкоэнергетическое состояние. ^[116]

В гибридной инфляции одно скалярное поле отвечает за большую часть плотности энергии (тем самым определяя скорость расширения), в то время как другое отвечает за медленное скатывание (тем самым определяя период инфляции и ее прекращение). Таким образом, флуктуации в первом инфлатоне не повлияют на прекращение инфляции, в то время как флуктуации во втором не повлияют на скорость расширения. Следовательно, гибридная инфляция не вечна. ^{[117] [118]} Когда второй (медленно катящийся) инфлатон достигает дна своего потенциала, он изменяет местоположение минимума потенциала первого инфлатона, что приводит к быстрому скатыванию инфлатона вниз по его потенциалу, что приводит к прекращению инфляции.

Связь с темной энергией

Темная энергия в целом похожа на инфляцию и, как полагают, является причиной ускорения 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 компактификаций потоков открыло путь для примирения инфляции и теории струн. ^[119] Инфляция бран предполагает, что инфляция возникает из движения D-бран ^[120] в компактифицированной геометрии, обычно в направлении стопки анти-D-бран. Эта теория, управляемая действием Дирака–Борна–Инфельда , отличается от обычной инфляции. Динамика не полностью понята. Похоже, что необходимы особые условия, поскольку инфляция происходит при туннелировании между двумя вакуумами в струнном ландшафте . Процесс туннелирования между двумя вакуумами является формой старой инфляции, но новая инфляция должна затем происходить посредством какого-то другого механизма.

Инфляция и петлевая квантовая гравитация

При исследовании эффектов, которые теория петлевой квантовой гравитации могла бы иметь 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 удерживать квантованное пространство-время, считается, что она отскакивает назад. ^[121]

Альтернативы и дополнения

Были выдвинуты 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. ^[h] Проблемы плоскостности и горизонта естественным образом решаются в теории гравитации Эйнштейна–Картана –Сиамы–Киббла, без необходимости экзотической формы материи или свободных параметров. ^{[123] [124]} Эта теория расширяет общую теорию относительности, устраняя ограничение симметрии аффинной связи и рассматривая ее антисимметричную часть, тензор кручения , как динамическую переменную. Минимальная связь между спинорами кручения и Дирака порождает спин-спиновое взаимодействие, которое является существенным в фермионной материи при чрезвычайно высоких плотностях. Такое взаимодействие предотвращает нефизическую сингулярность Большого взрыва, заменяя ее отскоком в виде каспа при конечном минимальном масштабном факторе, до которого Вселенная сжималась. Быстрое расширение сразу после Большого отскока объясняет, почему нынешняя Вселенная в самых больших масштабах кажется пространственно плоской, однородной и изотропной. По мере уменьшения плотности Вселенной эффекты кручения ослабевают, и Вселенная плавно входит в эпоху доминирования излучения.

Экпиротические и циклические модели

Экпиротические и циклические модели также считаются дополнениями к инфляции. Эти модели решают проблему горизонта через расширяющуюся эпоху задолго до Большого взрыва, а затем генерируют требуемый 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 ; в модели Толмена, однако, общий возраст Вселенной обязательно конечен, в то время как в этих моделях это не обязательно так. Можно ли создать правильный спектр флуктуаций плотности и сможет ли Вселенная успешно пройти переход Большой взрыв/Большой взрыв, остается темой споров и текущих исследований. Экпиротические модели избегают проблемы магнитного монополя , пока температура при переходе Большой сжатие/Большой взрыв остается ниже шкалы Великого объединения, поскольку это температура, необходимая для создания магнитных монополей в первую очередь. На данный момент нет никаких свидетельств какого-либо «замедления» расширения, но это неудивительно, поскольку каждый цикл, как ожидается, будет длиться 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 условный вопрос о том, почему четыре пространственно-временных измерения стали большими, а остальные стали ненаблюдаемо малыми. Попытка решить этот вопрос, называемая космологией струнного газа , была предложена Робертом Бранденбергером и Кумруном Вафой . ^[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 струны, которые обвиваются вокруг него, могут эффективно уничтожать друг друга. Каждая струна является одномерным объектом, и наибольшее число измерений, в которых две струны будут в общем пересекаться (и, предположительно, уничтожаться), равно трем. Следовательно, наиболее вероятное число некомпактных (больших) пространственных измерений равно трем. Текущая работа над этой моделью сосредоточена на том, может ли она успешно стабилизировать размер компактифицированных измерений и создать правильный спектр первичных возмущений плотности. ^[127] Первоначальная модель не «решала проблемы энтропии и плоскостности стандартной космологии», ^[128] хотя Бранденбургер и соавторы позже утверждали, что эти проблемы можно устранить, реализовав космологию струнного газа в контексте сценария отскакивающей Вселенной. ^{[129] [130]}

Варьируетсяс

Космологические модели, использующие переменную скорость света, были предложены для решения проблемы горизонта и предоставления альтернативы космической инфляции. В моделях VSL фундаментальная константа c , обозначающая скорость света в вакууме, больше в ранней Вселенной , чем ее нынешнее значение, эффективно увеличивая горизонт частиц в момент разделения в достаточной степени, чтобы учесть наблюдаемую изотропию реликтового излучения.

Критика

С момента ее введения Аланом Гутом в 1980 году инфляционная парадигма стала широко принятой. Тем не менее, многие физики, математики и философы науки высказали критику, заявив о непроверяемых предсказаниях и отсутствии серьезной эмпирической поддержки. ^[5] В 1999 году Джон Эрман и Хесус Мостерин опубликовали тщательный критический обзор инфляционной космологии, заключив:

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

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

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

Проблема специфических или «тонко настроенных» начальных условий не была бы решена; она бы ухудшилась. На конференции в 2015 году Пенроуз сказал, что

«инфляцию невозможно опровергнуть, ее можно подделать. ... BICEP оказал замечательную услугу, вытащив всех сторонников инфляции из их раковин и поставив им синяк под глазом». ^[7]

Повторяющаяся критика инфляции заключается в том, что вызванное поле инфлатона не соответствует ни одному известному физическому полю, и что его кривая потенциальной энергии, по-видимому, является специальным приспособлением для размещения практически любых доступных данных. Пол Стейнхардт , один из отцов-основателей инфляционной космологии, недавно стал одним из ее самых резких критиков. Он называет «плохой инфляцией» период ускоренного расширения, результат которого противоречит наблюдениям, а «хорошей инфляцией» — период, совместимый с ними:

«Не только плохая инфляция более вероятна, чем хорошая инфляция, но и отсутствие инфляции более вероятно, 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 состоял в том, что получение плоской вселенной без инфляции гораздо более вероятно, чем с инфляцией – в 10 раз в степени гугол ^[i] !» ^{[5] [112]}

Вместе с Анной Иджас и Авраамом Лёбом он написал статьи, в которых утверждал, что инфляционная парадигма находится под угрозой ввиду данных со спутника «Планк» . ^{[132] [133]}

Контраргументы были представлены Аланом Гутом , Дэвидом Кайзером и Ясунори Номурой ^[134], а также Линде ^[135], которые заявили, что

«космическая инфляция сейчас прочнее, чем когда-либо прежде». ^[134]

Смотрите также

• Космология браны
• Сохранение момента импульса
• Космология
• Темный поток
• Закон Хаббла
• Неминимально связанная инфляция
• Нелинейная оптика
• Трехторовая 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 веские доказательства инфляции. ^[4]
2. Инфляция не только очень эффективна в снижении плотности числа магнитных монополей, но и эффективна в снижении плотности числа всех других типов частиц, включая фотоны. ^{[23] (стр. 202–207)}
3. Возмущения могут быть представлены модами Фурье длины волны . Каждая мода Фурье распределена нормально (обычно называется гауссовой) со средним значением, равным нулю. Различные компоненты Фурье некоррелированы. Дисперсия моды зависит только от ее длины волны таким образом, что в пределах любого заданного объема каждая длина волны вносит равный вклад в спектр возмущений. Поскольку преобразование Фурье выполняется в трех измерениях, это означает, что дисперсия моды идет как 1/ k ^{3 ,} чтобы компенсировать тот факт, что в пределах любого объема число мод с заданным волновым числом k идет как k ³ .
4. Это известно как «красный» спектр, по аналогии с красным смещением , поскольку спектр имеет большую мощность на более длинных волнах.
5. Достоинство так называемых моделей инфляции Хиггса заключается в том, что они могут объяснить инфляцию в рамках текущей Стандартной модели физики элементарных частиц, которая успешно описывает, как ведут себя большинство известных частиц и сил. Интерес к Хиггсу растет этим летом, поскольку ЦЕРН , лаборатория в Женеве, Швейцария, которая управляет LHC, заявила, что объявит о долгожданных результатах относительно этой частицы в начале июля. ^[89]
6. Технически эти условия заключаются в том, что логарифмическая производная потенциала и вторая производная обе малы, где — потенциал, а уравнения записаны в приведенных единицах Планка . ^[91] ${\displaystyle \ \epsilon ={\tfrac {1}{2}}\left({\tfrac {V'}{V}}\right)^{2}\ }$ ${\displaystyle \ \eta ={\tfrac {V''}{V}}\ }$ ${\displaystyle \ V\ }$
7. Технически, это происходит потому, что потенциал инфлатона выражается как ряд Тейлора в где — инфлатон, а — масса Планка . В то время как для одного члена, такого как массовый член, условия медленного вращения могут быть удовлетворены для гораздо большего, чем это как раз та ситуация в эффективной теории поля, в которой члены более высокого порядка, как ожидается, будут способствовать и разрушать условия для инфляции. Отсутствие этих поправок более высокого порядка можно рассматривать как еще один вид тонкой настройки. ^[94] ${\displaystyle \ {\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\ ,}$ ${\displaystyle \ \mathrm {\phi } \ }$ ${\displaystyle \ m_{\mathsf {Plk}}\ }$ ${\displaystyle \ m_{\mathrm {\phi } }^{4}\left({\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\right)^{2}\ ,}$ ${\displaystyle \ \mathrm {\phi } \ }$ ${\displaystyle \ m_{\mathsf {Plk}}\ ,}$
8. В стандартной инфляционной модели большого взрыва проблема космической сингулярности остается нерешенной, а космология геодезически неполна. Следовательно, происхождение пространства и времени, а также особые, экспоненциально настроенные начальные условия, необходимые для начала инфляции, не объясняются. 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: плавным переходом от сжатия и большого хруста к большому взрыву и расширению. ^[122]
9. Гугол равен 10.¹⁰⁰ , поэтому Стейнхардт ^[5] утверждает, что отношение вероятностей равно 10 ¹⁰¹⁰⁰ .

Ссылки

1. «Первая секунда Большого взрыва». Как устроена Вселенная 3. 2014. Discovery Science.
2. "2014 Astrophysics Citation". Фонд Кавли . Архивировано из оригинала 14 июля 2014 года . Получено 27 июля 2014 года .
3. Тайсон, Нил Деграсс и Дональд Голдсмит (2004), Истоки: четырнадцать миллиардов лет космической эволюции , WW Norton & Co., стр. 84–85.
4. Цудзикава, Синдзи (28 апреля 2003 г.). «Вводный обзор космической инфляции». arXiv : hep-ph/0304257 .
5. Steinhardt, Paul J. (2011). «Дебаты об инфляции: является ли теория, лежащая в основе современной космологии, глубоко ошибочной?». Scientific American . Т. 304, № 4. С. 18–25. Bibcode : 2011SciAm.304d..36S. doi : 10.1038/scientificamerican0411-36. PMID  21495480.
6. Эрман, Джон; Мостерин, Хесус (март 1999). «Критический взгляд на инфляционную космологию». Философия науки . 66 (1): 1–49. doi :10.1086/392675. JSTOR  188736. S2CID  120393154.
7. Hložek, Renée (10–12 июня 2015 г.). CMB@50, день третий. Cosmic Microwave Background @50. Принстон, Нью-Джерси. Архивировано из оригинала 19 декабря 2017 г. Получено 15 июля 2015 г.— обобщенные замечания третьего дня конференции.
8. Гут, Алан Х. (1997a). Инфляционная Вселенная: поиск новой теории космического происхождения . Basic Books. стр. 233–234. ISBN 978-0201328400.
9. «Медалисты: список прошлых обладателей медали Дирака». ictp.it .
10. "Лауреаты премии "Прорыв" по фундаментальной физике 2012 года". breakingprize.org . Премия "Прорыв" по фундаментальной физике .
11. Сотрудники (17 марта 2014 г.). "BICEP2 2014 Results Release". Национальный научный фонд . Получено 18 марта 2014 г.
12. Clavin, Whitney (17 марта 2014 г.). "NASA Technology Views Birth of the Universe". NASA . Получено 17 марта 2014 г. .
13. Overbye, Dennis (17 марта 2014 г.). «Космические ряби раскрывают неопровержимые улики Большого взрыва». The New York Times . Архивировано из оригинала 1 января 2022 г. Получено 17 марта 2014 г.
14. Крейн, Лия (29 июня 2024 г.). «Насколько велика Вселенная на самом деле?». New Scientist . стр. 31.
15. Саул, Эрнест (2013). Закодированная Вселенная: Путь к вечности. Dorrance Publishing. стр. 65. ISBN 978-1434969057. Получено 14 июля 2019 г. .
16. Использование крошечных частиц для ответа на гигантские вопросы (аудиотранскрипт). Science Friday. National Public Radio . 3 апреля 2009 г.
17. См. также Быстрее света#Расширение Вселенной .
18. Spergel, DN (2007). "Трехлетние наблюдения зонда анизотропии микроволн Уилкинсона (WMAP): последствия для космологии". Серия приложений к Astrophysical Journal . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph/0603449 . Bibcode : 2007ApJS..170..377S. CiteSeerX 10.1.1.472.2550 . doi : 10.1086/513700. S2CID  1386346. Архивировано из оригинала 24 сентября 2010 г. Получено 10 октября 2006 г. WMAP ... подтверждает основные принципы инфляционной парадигмы ... 
19. «Наша младенческая вселенная, вероятно, быстро расширялась, показывают исследования». Space.com . 28 февраля 2012 г.
20. Мелиа, Фульвио (2008). «Космический горизонт». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 382 (4): 1917–1921. arXiv : 0711.4181 . Bibcode : 2007MNRAS.382.1917M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12499.x . S2CID  17372406.
21. Мелиа, Фульвио и др. (2009). «Космологическое пространство-время». International Journal of Modern Physics D . 18 (12): 1889–1901. arXiv : 0907.5394 . Bibcode :2009IJMPD..18.1889M. doi :10.1142/s0218271809015746. S2CID  6565101.
22. Колб и Тернер (1988)
23. Барбара Сью Райден (2003). Введение в космологию . Эддисон-Уэсли. ISBN 978-0-8053-8912-8.
24. Гут, Алан (21 июня – 9 июля 1982 г.) [1-е изд. 1983 г.]. Гиббонс, Г. У.; Хокинг, С.; Сиклос, С. Т. К. (ред.). Фазовые переходы в очень ранней Вселенной . Очень ранняя Вселенная: Труды семинара Наффилда, Кембридж (иллюстрированное, переизданное изд.). Кембридж, Великобритания: Cambridge UP (опубликовано 29 марта 1985 г.). ISBN 9780521316774. OCLC  14137101. ISBN  0-521-31677-4
25. См. Колб и Тернер (1988) или Муханов (2005).
26. Кофман, Лев; Линде, Андрей; Старобинский, Алексей (1994). «Повторный нагрев после инфляции». Physical Review Letters . 73 (5): 3195–3198. arXiv : hep-th/9405187 . Bibcode : 1986CQGra...3..811K. doi : 10.1088/0264-9381/3/5/011. PMID  10057315. S2CID  250890807.
27. Большая часть исторического контекста объяснена в Peebles (1993), гл. 15–17.
28. Мизнер, Чарльз В.; Колей, А.А.; Эллис, GFR; Хэнкок, М. (1968). «Изотропия Вселенной». Astrophysical Journal . 151 (2): 431. Bibcode : 1998CQGra..15..331W. doi : 10.1088/0264-9381/15/2/008. S2CID  250853141.
29. Мизнер, Чарльз; Торн, Кип С. и Уилер, Джон Арчибальд (1973). Гравитация . Сан-Франциско: WH Freeman. С. 489–490, 525–526. ISBN 978-0-7167-0344-0.
30. Вайнберг, Стивен (1971). Гравитация и космология. John Wiley. С. 740, 815. ISBN 978-0-471-92567-5.
31. Леметр, Жорж (1933). «Расширяющаяся Вселенная». Анналы научного общества Брюсселя . 47А : 49., Английский в Gen. Rel. Grav. 29 :641–680, 1997.
32. RC Tolman (1934). Относительность, термодинамика и космология . Oxford: Clarendon Press. ISBN 978-0-486-65383-9. LCCN  34032023.Переиздано (1987) Нью-Йорк: Довер ISBN 0-486-65383-8 . 
33. Мизнер, Чарльз В.; Лич, ПГЛ (1969). «Вселенная Mixmaster». Physical Review Letters . 22 (15): 1071–74. Bibcode : 2008JPhA...41o5201A. doi : 10.1088/1751-8113/41/15/155201. S2CID  119588491.
34. Дикке, Роберт Х. (1970). Гравитация и Вселенная . Филадельфия, Пенсильвания: Американское философское общество.
35. Дикке, Роберт Х.; Пиблз, П. Дж. Э. (1979). «Космология большого взрыва – загадки и панацеи». В Хокинге, С. В.; Израэль, В. (ред.). Общая теория относительности: обзор столетия Эйнштейна . Издательство Кембриджского университета.
36. Лайтман, Алан П. (1 января 1993 г.). Древний свет: наш меняющийся взгляд на Вселенную . Издательство Гарвардского университета. ISBN 978-0-674-03363-4.
37. "WMAP – Содержимое Вселенной". nasa.gov .
38. 'т Хоофт, Джерард (1974). «Магнитные монополи в единых калибровочных теориях». Nuclear Physics B. 79 ( 2): 276–84. Bibcode :1974NuPhB..79..276T. doi :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 в ЖЭТФ . 20 : 194–195. Bibcode :1974JETPL..20..194P.
40. Гут, Алан ; Тай, С. (1980). «Фазовые переходы и образование магнитных монополей в очень ранней Вселенной» (PDF) . Physical Review Letters . 44 (10): 631–635, Erratum ibid. (1980) 44 стр. 963. Bibcode : 1980PhRvL..44..631G. doi : 10.1103/PhysRevLett.44.631. OSTI  1447535. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
41. Эйнхорн, Мартин Б.; Стайн, Д.Л.; Туссен, Дуг (1980). «Совместимы ли теории великого объединения со стандартной космологией?». Physical Review D. 21 ( 12): 3295–3298. Bibcode : 1980PhRvD..21.3295E. doi : 10.1103/PhysRevD.21.3295.
42. Зельдович, Я.; Хлопов, М. Ю. (1978). «О концентрации реликтовых монополей во Вселенной». Physics Letters B . 79 (3): 239–41. Bibcode :1978PhLB...79..239Z. doi :10.1016/0370-2693(78)90232-0.
43. Прескилл, Джон (1979). «Космологическое производство сверхтяжелых магнитных монополей» (PDF) . Physical Review Letters . 43 (19): 1365–1368. Bibcode :1979PhRvL..43.1365P. doi :10.1103/PhysRevLett.43.1365. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
44. Яо, В.-М.; и др. (Particle Data Group) (2006). «Обзор физики элементарных частиц». Journal of Physics G. 33 ( 1): 1–1232. arXiv : astro-ph/0601168 . Bibcode : 2006JPhG...33....1Y. doi : 10.1088/0954-3899/33/1/001. S2CID  262936640.
45. Риз, Мартин (1998). Перед началом . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Basic Books. стр. 185. ISBN 0-201-15142-1.
46. де Ситтер, Виллем (1917). «Теория гравитации Эйнштейна и ее астрономические следствия. Третья статья». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 78 : 3–28. Bibcode :1917MNRAS..78....3D. doi : 10.1093/mnras/78.1.3 .
47. Хэ, Дуншань; Гао, Дунфэн; Цай, Цин-юй (2014). «Спонтанное создание вселенной из ничего». Physical Review D. 89 ( 8): 083510. arXiv : 1404.1207 . Bibcode : 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». Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters . 30 : 682. Bibcode : 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. Ade, PAR; et al. (2016). "Planck 2015 results. XX. Constraints on inflation". Astronomy & Astrophysics . 594 : 17. arXiv : 1502.02114 . Bibcode : 2016A&A...594A..20P. doi : 10.1051/0004-6361/201525898. S2CID  119284788.
50. SLAC , «10 ⁻³⁵ секунд после Большого взрыва», 23 января 1980 г. См. Guth (1997), стр. 186.
51. Guth, Alan H. (1981). "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems" (PDF) . Physical Review D . 23 (2): 347–356. Bibcode :1981PhRvD..23..347G. doi : 10.1103/PhysRevD.23.347 . Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
52. Пиблз (1993), гл. 17
53. Старобинский, Алексей А. (1980). «Новый тип изотропных космологических моделей без сингулярности». Physics Letters B. 91 ( 1): 99–102. Bibcode :1980PhLB...91...99S. doi :10.1016/0370-2693(80)90670-X.
54. Казанас, Демосфен (октябрь 1980 г.). «Динамика Вселенной и спонтанное нарушение симметрии». Astrophysical Journal . 241 : L59–63. Bibcode : 1980ApJ...241L..59K. doi : 10.1086/183361 .
55. Казанас, Демосфен (2007). «Космологическая инфляция: личная точка зрения». В Контопулос, Г.; Патсис, П. А. (ред.). Хаос в астрономии: конференция 2007 г. Труды астрофизики и космической науки, том 8. Springer Science & Business Media (опубликовано в 2009 г.). стр. 485–496. arXiv : 0803.2080 . Bibcode :2009ASSP....8..485K. doi :10.1007/978-3-540-75826-6_49. ISBN 978-3-540-75825-9. S2CID  14520885.
56. Сато, К. (1981). «Космологическая структура домена барионного числа и фазовый переход первого рода вакуума». Physics Letters B. 33 ( 1): 66–70. Bibcode :1981PhLB...99...66S. doi :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». Nuclear Physics B. 180 ( 3): 385–404. Bibcode : 1981NuPhB.180..385E. doi : 10.1016/0550-3213(81)90057-2.
58. Guth, Alan (1997b). Инфляционная Вселенная: поиск новой теории космического происхождения . Addison–Wesley . ISBN 978-0-201-14942-5– через archive.org.
59. Контопулос, Джордж (2004). Приключения в порядке и хаосе: научная автобиография. Т. 313. Springer Science & Business Media. С. 88–89. ISBN 9781402030406.
60. Линде, Андрей (1982). «Новый сценарий инфляционной вселенной: возможное решение проблем горизонта, плоскостности, однородности, изотропии и изначального монополя». Physics Letters B. 108 ( 6): 389–393. Bibcode : 1982PhLB..108..389L. doi : 10.1016/0370-2693(82)91219-9.
61. Альбрехт, Андреас; Стейнхардт, Пол (1982). "Космология для теорий великого объединения с радиационно-индуцированным нарушением симметрии" (PDF) . Physical Review Letters . 48 (17): 1220–1223. Bibcode :1982PhRvL..48.1220A. doi :10.1103/PhysRevLett.48.1220. Архивировано из оригинала (PDF) 30 января 2012 г.
62. Хартл, Дж. Б. (2003). Гравитация: Введение в общую теорию относительности Эйнштейна (1-е изд.). Эддисон Уэсли. стр. 411. ISBN 978-0-8053-8662-2– через archive.org.
63. См. Линде (1990) и Муханов (2005). harvp error: no target: CITEREFLinde1990 (help)
64. Чибисов, Вячеслав Ф.; Чибисов, Г.В. (1981). «Квантовая флуктуация и «несингулярная» вселенная». Письма в ЖЭТФ . 33 : 532–535. Bibcode : 1981JETPL..33..532M.
65. Муханов, Вячеслав Ф. (1982). «Энергия вакуума и крупномасштабная структура Вселенной». Советская физика ЖЭТФ . 56 (2): 258–265. Bibcode : 1982JETP...56..258M.
66. См. популярное описание семинара в Guth (1997) или The Very Early Universe , под ред. Gibbon, Hawking, & Siklos, ISBN 0-521-31677-4 , для более подробного отчета. 
67. Хокинг, SW (1982). «Развитие нерегулярностей в инфляционной вселенной с одним пузырем». Physics Letters B. 115 ( 4): 295–297. Bibcode : 1982PhLB..115..295H. doi : 10.1016/0370-2693(82)90373-2.
68. Старобинский, Алексей А. (1982). «Динамика фазового перехода в новом сценарии инфляционной Вселенной и генерация возмущений». Physics Letters B. 117 ( 3–4): 175–178. Bibcode :1982PhLB..117..175S. doi :10.1016/0370-2693(82)90541-X.
69. Гут, Алан Х .; Пи, Со-Янг (1982). «Флуктуации в новой инфляционной вселенной». Physical Review Letters . 49 (15): 1110–1113. Bibcode : 1982PhRvL..49.1110G. doi : 10.1103/PhysRevLett.49.1110.
70. Бардин, Джеймс М .; Стейнхардт, Пол Дж .; Тернер, Майкл С. (1983). «Спонтанное создание почти безмасштабных возмущений плотности в инфляционной Вселенной». Physical Review D. 28 : 679–693. Bibcode : 1983PhRvD..28..679B. doi : 10.1103/PhysRevD.28.679.
71. Ade, PAR; et al. (Planck Collaboration) (1 октября 2016 г.). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological settings". Astronomy & Astrophysics . 594 : A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode :2016A&A...594A..13P. doi :10.1051/0004-6361/201525830. ISSN  0004-6361. S2CID  119262962.
72. Boyle, Latham A.; Steinhardt, Paul J .; Turok, Neil (24 марта 2006 г.). "Пересмотр инфляционных предсказаний для скалярных и тензорных флуктуаций". Physical Review Letters . 96 (11): 111301. arXiv : astro-ph/0507455 . Bibcode : 2006PhRvL..96k1301B. doi : 10.1103/PhysRevLett.96.111301. PMID  16605810. S2CID  10424288.
73. Тегмарк, Макс и др. (август 2006 г.). «Космологические ограничения, определяемые яркими красными галактиками SDSS». Physical Review D. 74 ( 12): 123507. arXiv : astro-ph/0608632 . Bibcode : 2006PhRvD..74l3507T. doi : 10.1103/PhysRevD.74.123507. hdl : 1811/48518. S2CID  1368964.
74. Steinhardt, Paul J. (2004). «Космологические возмущения: мифы и факты». Modern Physics Letters A. 19 ( 13 и 16): 967–982. Bibcode :2004MPLA...19..967S. doi :10.1142/S0217732304014252. S2CID  42066874.
75. Тегмарк, Макс (2005). "Что на самом деле предсказывает инфляция?". Журнал космологии и астрочастичной физики . 2005 (4): 001. arXiv : astro-ph/0410281 . Bibcode : 2005JCAP...04..001T. doi : 10.1088/1475-7516/2005/04/001. S2CID  17250080.
76. Ade, PAR; et al. (Planck Collaboration) (октябрь 2016 г.). "Planck 2015 results. XX. Constraints on inflation". Astronomy & Astrophysics . 594 : A20. arXiv : 1502.02114 . Bibcode :2016A&A...594A..20P. doi :10.1051/0004-6361/201525898. ISSN  0004-6361. S2CID  119284788.
77. Spergel, DN; et al. (2003). "Первый год наблюдений зонда анизотропии микроволн Уилкинсона (WMAP): определение космологических параметров". Серия приложений к астрофизическому журналу . 148 (1): 175–194. arXiv : astro-ph/0302209 . Bibcode : 2003ApJS..148..175S. doi : 10.1086/377226. S2CID  10794058.
78. Подробности и ссылки см. в разделе Космический микроволновый фон#Низкие мультиполи .
79. Грант, Эндрю (2019). «Пять лет после BICEP2». Physics Today (3). doi :10.1063/PT.6.3.20190326a. S2CID  241938983.
80. Ade, PAR; et al. (BICEP2 Collaboration) (19 июня 2014 г.). "Обнаружение поляризации B-моды в градусных угловых масштабах с помощью BICEP2". Physical Review Letters . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode :2014PhRvL.112x1101B. doi :10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID  24996078. S2CID  22780831.
81. Overbye, Dennis (19 июня 2014 г.). «Астрономы хеджируют заявление об обнаружении Большого взрыва». The New York Times . Архивировано из оригинала 1 января 2022 г. Получено 20 июня 2014 г.
82. Амос, Джонатан (19 июня 2014 г.). «Космическая инфляция: уверенность в сигнале Большого взрыва снизилась». BBC News . Получено 20 июня 2014 г.
83. Ade, PAR; et al. (Planck Collaboration Team) (2016). "Planck Intermediate results. XXX. The angle power spectrum of polarized dust emition at middle and high Galactic latitudes". Astronomy & Astrophysics . 586 (133): A133. arXiv : 1409.5738 . Bibcode :2016A&A...586A.133P. doi :10.1051/0004-6361/201425034. S2CID  9857299.
84. Overbye, Dennis (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику открытия Большого взрыва». The New York Times . Архивировано из оригинала 1 января 2022 г. Получено 22 сентября 2014 г.
85. Clavin, Whitney (30 января 2015 г.). «Гравитационные волны из ранней Вселенной остаются неуловимыми» (пресс-релиз). NASA . Получено 30 января 2015 г. .
86. Overbye, Dennis (30 января 2015 г.). «Частичка межзвездной пыли заслоняет проблеск Большого взрыва». The New York Times . Архивировано из оригинала 1 января 2022 г. Получено 31 января 2015 г.
87. Россет, К. и др. (PLANCK-HFI collaboration) (2005). "Систематические эффекты в измерениях поляризации реликтового излучения". Исследование Вселенной: Содержание и структуры Вселенной . XXXIX Rencontres de Moriond. arXiv : astro-ph/0502188 .
88. Лёб, А.; Залдарриага, М. (2004). «Измерение спектра мощности малых масштабов космических флуктуаций плотности с помощью 21-сантиметровой томографии до эпохи формирования структуры». Physical Review Letters . 92 (21): 211301. arXiv : astro-ph/0312134 . Bibcode :2004PhRvL..92u1301L. doi :10.1103/PhysRevLett.92.211301. PMID  15245272. S2CID  30510359 – через CERN .
89. Чой, Чарльз (29 июня 2012 г.). «Может ли Большой адронный коллайдер обнаружить частицу, лежащую в основе как массы, так и космической инфляции?». Scientific American . Получено 25 июня 2014 г.
90. Сальвио, Альберто (2013). «Инфляция Хиггса в NNLO после открытия бозона». Physics Letters B. 727 ( 1–3): 234–239. arXiv : 1308.2244 . Bibcode : 2013PhLB..727..234S. doi : 10.1016/j.physletb.2013.10.042. S2CID  56544999.
91. Лиддл и Лит (2000), стр. 42–43.
92. Сальвио, Альберто; Струмия, Алессандро (17 марта 2014 г.). "Agravity". Журнал физики высоких энергий . 2014 (6): 80. arXiv : 1403.4226 . Bibcode : 2014JHEP...06..080S. doi : 10.1007/JHEP06(2014)080. S2CID  256010671.
93. Линде, Андрей Д. (1983). «Хаотическая инфляция». Physics Letters B. 129 ( 3): 171–81. Bibcode :1983PhLB..129..177L. doi :10.1016/0370-2693(83)90837-7.
94. Alabidi, Laila; Lyth, David H. (2006). "Модели инфляции и наблюдение". Журнал космологии и астрочастичной физики . 2006 (5): 016. arXiv : astro-ph/0510441 . Bibcode : 2006JCAP...05..016A. doi : 10.1088/1475-7516/2006/05/016. S2CID  119373837.
95. Lyth, David H. (1997). «Что мы узнаем, обнаружив сигнал гравитационной волны в анизотропии космического микроволнового фона?». Physical Review Letters . 78 (10): 1861–1863. arXiv : hep-ph/9606387 . Bibcode : 1997PhRvL..78.1861L. doi : 10.1103/PhysRevLett.78.1861. S2CID  119470003. Архивировано из оригинала 29 июня 2012 г.
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, STC, ред. (1983). «Естественная инфляция» в книге «Очень ранняя Вселенная» . Cambridge University Press. стр. 251–66. ISBN 978-0-521-31677-4.
98. Виленкин, Александр (1983). «Рождение инфляционных вселенных». Physical Review D. 27 ( 12): 2848–2855. Bibcode :1983PhRvD..27.2848V. doi :10.1103/PhysRevD.27.2848.
99. Steinhardt, Paul J. (апрель 2011 г.). «Дебаты об инфляции: глубоко ли ошибочна теория, лежащая в основе современной космологии?» (PDF) . Scientific American . Vol. 304, no. 4. pp. 36–43. Bibcode :2011SciAm.304d..36S. doi :10.1038/scientificamerican0411-36. PMID  21495480. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
100. Steinhardt, Paul J. (2011). "The Cyclic Theory of the Universe" (PDF) . В Vaas, Rudy (ред.). Beyond the Big Bang: Competing Scenarios For An Eternal Universe (неопубликованная рукопись). The Frontiers Collection. Springer. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.^{[ нужен лучший источник ]}
101. Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J.; Loeb, Abraham (17 января 2017 г.). «Pop Goes the Universe» (PDF) . Scientific American . 316 (2): 32–39. Bibcode :2017SciAm.316b..32I. doi :10.1038/scientificamerican0217-32. JSTOR  26047449. PMID  28118351. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
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 . Bibcode : 2005GReGr..37.1671C. doi : 10.1007/s10714-005-0148-2. S2CID  120566514.
103. Агирре, Энтони; Граттон, Стивен (2003). «Инфляция без начала: предложение о нулевой границе». Physical Review D. 67 ( 8): 083515. arXiv : gr-qc/0301042 . Bibcode : 2003PhRvD..67h3515A. doi : 10.1103/PhysRevD.67.083515. S2CID  37260723.
104. Агирре, Энтони; Граттон, Стивен (2002). "Стационарная вечная инфляция". Physical Review D. 65 ( 8): 083507. arXiv : astro-ph/0111191 . Bibcode : 2002PhRvD..65h3507A. doi : 10.1103/PhysRevD.65.083507. S2CID  118974302.
105. Хартл, Дж.; Хокинг, С. (1983). «Волновая функция Вселенной». Physical Review D. 28 ( 12): 2960–2975. Bibcode :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 — окончательная теория Стивена Хокинга о Большом взрыве». Phys.org . Получено 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 . Bibcode : 2018JHEP...04..147H. doi : 10.1007/JHEP04(2018)147. S2CID  13745992.
108. Хокинг (1998), стр. 129.
109. Викицитатник.
110. Page, Don N. (1983). «Инфляция не объясняет асимметрию времени». Nature . 304 (5921): 39–41. Bibcode :1983Natur.304...39P. doi :10.1038/304039a0. S2CID  4315730.; см. также книгу Роджера Пенроуза «Дорога к реальности: полное руководство по законам Вселенной» .
111. Хокинг, Стивен У.; Пейдж, Дон Н. (1988). «Насколько вероятна инфляция?». Nuclear Physics B. 298 ( 4): 789–809. Bibcode : 1988NuPhB.298..789H. doi : 10.1016/0550-3213(88)90008-9.
112. Steinhardt, Paul J. ; Turok, Neil (2007). Бесконечная Вселенная: за пределами Большого взрыва . Broadway Books. ISBN 978-0-7679-1501-4.
113. Альбрехт, Андреас; Сорбо, Лоренцо (2004). «Может ли Вселенная позволить себе инфляцию?». Physical Review D. 70 ( 6): 063528. arXiv : hep-th/0405270 . Bibcode : 2004PhRvD..70f3528A. doi : 10.1103/PhysRevD.70.063528. S2CID  119465499.
114. Мартин, Джером; Бранденбергер, Роберт (2001). «Транспланковская проблема инфляционной космологии». Physical Review D. 63 ( 12): 123501. arXiv : hep-th/0005209 . Bibcode : 2001PhRvD..63l3501M. doi : 10.1103/PhysRevD.63.123501. S2CID  119329384.
115. Мартин, Джером; Рингеваль, Кристоф (2004). «Наложенные колебания в данных WMAP?». Physical Review D. 69 ( 8): 083515. arXiv : astro-ph/0310382 . Bibcode : 2004PhRvD..69h3515M. doi : 10.1103/PhysRevD.69.083515. S2CID  118889842.
116. Бранденбергер, Роберт Х. (2001). Обзор состояния инфляционной космологии . arXiv : hep-ph/0101119 . Bibcode : 2001hep.ph....1119B.
117. Линде, Андрей; Фишлер, В. (2005). «Перспективы инфляции». Physica Scripta . 117 (T117): 40–48. arXiv : hep-th/0402051 . Bibcode : 2005PhST..116...56B. doi : 10.1238/Physica.Topical.117a00056. S2CID  17779961.
118. Blanco-Pillado, JJ; Burgess, CP; Cline, JM; Escoda, C.; Gomez-Reino, M.; Kallosh, R.; Linde, A.; Quevedo, F. (2004). "Racetrack Inflation". Journal of High Energy Physics . 2004 (11): 063. arXiv : hep-th/0406230 . Bibcode : 2004JHEP...11..063B. doi : 10.1088/1126-6708/2004/11/063. S2CID  12461702.
119. Качру, Шамит и др. (2003). «К инфляции в теории струн». Журнал космологии и астрочастичной физики . 2003 (10): 013. arXiv : hep-th/0308055 . Bibcode : 2003JCAP...10..013K. CiteSeerX 10.1.1.264.3396 . doi : 10.1088/1475-7516/2003/10/013. S2CID  5951592. 
120. Двали, Джиа; Генри Тай, С. -Х. (1998). «Инфляция браны». Physics Letters B. 450 ( 1999): 72–82. arXiv : hep-ph/9812483 . Bibcode : 1999PhLB..450...72D. doi : 10.1016/S0370-2693(99)00132-X. S2CID  118930228.
121. Bojowald, Martin (октябрь 2008 г.). «Большой взрыв или Большой отскок?: Новая теория рождения Вселенной». Scientific American . Получено 31 августа 2015 г.
122. Барс, Ицхак; Стейнхардт, Пол; Турок, Нил (2014). «Плывем через переход от большого хруста к большому взрыву». Physical Review D. 89 ( 6): 061302. arXiv : 1312.0739 . Bibcode : 2014PhRvD..89f1302B. doi : 10.1103/PhysRevD.89.061302. S2CID  2961922.
123. Poplawski, NJ (2010). «Космология с кручением: альтернатива космической инфляции». Physics Letters B. 694 ( 3): 181–185. arXiv : 1007.0587 . Bibcode : 2010PhLB..694..181P. doi : 10.1016/j.physletb.2010.09.056.
124. Poplawski, NJ (2012). "Несингулярная космология большого отскока из спинорно-торсионной связи". Physical Review D. 85 ( 10): 107502. arXiv : 1111.4595 . Bibcode : 2012PhRvD..85j7502P. doi : 10.1103/PhysRevD.85.107502. S2CID  118434253.
125. Lehners, Jean-Luc (2 июня 2009 г.). «Экпиротическая и циклическая космология». Physics Reports . 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». Nuclear Physics B. 316 ( 2): 391–410. Bibcode :1989NuPhB.316..391B. CiteSeerX 10.1.1.56.2356 . doi :10.1016/0550-3213(89)90037-0. 
127. Battefeld, Thorsten; Watson, Scott (2006). «Космология струнного газа». Reviews of Modern Physics . 78 (2): 435–454. arXiv : hep-th/0510022 . Bibcode :2006RvMP...78..435B. doi :10.1103/RevModPhys.78.435. S2CID  2246186.
128. Бранденбергер, Роберт Х.; Наери, АЛИ; Патил, Субодх П.; Вафа, Кумрун (2007). «Космология струнного газа и формирование структур». Международный журнал современной физики A . 22 (21): 3621–3642. arXiv : hep-th/0608121 . Bibcode :2007IJMPA..22.3621B. doi :10.1142/S0217751X07037159. S2CID  5899352.
129. Лашкари, Нима; Бранденбергер, Роберт Х. (17 сентября 2008 г.). «Скорость звука в космологии струнного газа». Журнал физики высоких энергий . 2008 (9): 082. arXiv : 0806.4358 . Bibcode : 2008JHEP...09..082L. doi : 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 космологии струнного газа и инфляции степенного закона». Physical Review D. 101 ( 10): 103512. arXiv : 2002.09771 . Bibcode : 2020PhRvD.101j3512K. doi : 10.1103/PhysRevD.101.103512 . ISSN  2470-0010.
131. Пенроуз, Роджер (2004). Дорога к реальности: полное руководство по законам Вселенной . Лондон, Великобритания: Vintage Books. стр. 755.
     Пенроуз, Роджер (1989). «Трудности с инфляционной космологией». Анналы Нью-Йоркской академии наук . 271 : 249–264. Bibcode : 1989NYASA.571..249P. doi : 10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x. S2CID  122383812.
132. Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J .; Loeb, Abraham (2013). «Инфляционная парадигма в беде после Planck 2013». Physics Letters B. 723 ( 4–5): 261–266. arXiv : 1304.2785 . Bibcode : 2013PhLB..723..261I. doi : 10.1016/j.physletb.2013.05.023. S2CID  14875751.
133. Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J .; Loeb, Abraham (2014). «Инфляционный раскол после Planck 2013». Physics Letters B. 736 : 142–146. arXiv : 1402.6980 . Bibcode : 2014PhLB..736..142I. doi : 10.1016/j.physletb.2014.07.012. S2CID  119096427.
134. Guth, Alan H. ; Kaiser, David I. ; Nomura, Yasunori (2014). «Инфляционная парадигма после Planck 2013». Physics Letters B . 733 : 112–119. arXiv : 1312.7619 . Bibcode :2014PhLB..733..112G. doi :10.1016/j.physletb.2014.03.020. S2CID  16669993.
135. Линде, Андрей (8 июля – 2 августа 2013 г.). Инфляционная космология после Планка 2013 . Постпланковская космология: École de Physique des Houches. Оксфорд, Великобритания: Ecole d'été de Physique Theorique / Oxford University Press (опубликовано в 2015 г.). сессия C. ISBN 978-0-19-872885-6.

Источники

• Гут, Алан (1997). Инфляционная Вселенная: поиск новой теории происхождения космоса . Персей. ISBN 978-0-201-32840-0.
• Хокинг, Стивен (1998). Краткая история времени . Bantam. ISBN 978-0-553-38016-3.
• Хокинг, Стивен ; Гиббонс, Гэри (1983). Очень ранняя Вселенная . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-31677-4.
• Колб, Эдвард; Тернер, Майкл (1988). Ранняя Вселенная . Эддисон-Уэсли. ISBN 978-0-201-11604-5.
• Линде, Андрей (2005). Физика элементарных частиц и инфляционная космология . Современные концепции в физике. Том 5. arXiv : hep-th/0503203 . Bibcode :2005hep.th....3203L. ISBN 978-3-7186-0490-6.
• Линде, Андрей (2006). «Инфляция и струнная космология». Progress of Theoretical Physics Supplement . 163 : 295–322. arXiv : hep-th/0503195 . Bibcode :2006PThPS.163..295L. doi :10.1143/PTPS.163.295. S2CID  119410403.
• Лиддл, Эндрю; Лит, Дэвид (2000). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура . Кембридж. ISBN 978-0-521-57598-0.
• Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). «Модели физики частиц инфляции и космологического возмущения плотности». Physics Reports . 314 (1–2): 1–146. arXiv : hep-ph/9807278 . Bibcode :1999PhR...314....1L. doi :10.1016/S0370-1573(98)00128-8. S2CID  119517140.
• Муханов, Вячеслав (2005). Физические основы космологии . Cambridge University Press. 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– через archive.org.
• Пиблз, П. Дж. Э. (1993). Принципы физической космологии. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01933-8– через archive.org.

Внешние ссылки

• Была ли космическая инфляция «взрывом» Большого взрыва?, Алан Гут, 1997
• Эндрю Р. Лиддл (1999). «Введение в космологическую инфляцию». стр. 260. arXiv : astro-ph/9901124 .
• обновление 2004 г. Эндрю Лиддла
• Кови, Лора (2003). «Состояние наблюдательной космологии и инфляции». стр. 67. arXiv : hep-ph/0309238 .
• Лит, Дэвид Х. (2003). «Какая модель инфляции лучшая?». стр. 260. arXiv : hep-th/0311040 .
• Рост симметрии инфляции , декабрь 2004 г.
• Судовой журнал Гута, демонстрирующий первоначальную идею
• WMAP подтверждает теорию космической инфляции, март 2006 г.
• Пресс-релиз NASA WMAP за март 2006 г. Архивировано 22 ноября 2013 г. на Wayback Machine
• Макс Тегмарк . Наша математическая вселенная (2014), "Глава 5: Инфляция"