Menjëherë pas fillimit të tij, universi u zgjerua tepër shpejt.
Që nga vitet '30, astrofizikanët tashmë e kanë ditur se, sipas ligjit të Hubble, universi po zgjerohet, që do të thotë se ai e kishte fillimin e tij në një moment të caktuar në të kaluarën. Prandaj, detyra e astrofizikanëve nga jashtë dukej e thjeshtë: të gjurmoni të gjitha fazat e zgjerimit të Hubble në kronologjinë e kundërt, duke zbatuar ligjet përkatëse fizike në secilën fazë dhe, pasi të keni shkuar në këtë mënyrë deri në fund - më saktësisht, në fillim. - për të kuptuar saktësisht se si ndodhi gjithçka.
Në fund të viteve 1970, megjithatë, disa probleme themelore në lidhje me universin e hershëm mbetën të pazgjidhura, domethënë:
- Problemi antimaterie. Sipas ligjeve të fizikës, materia dhe antimateria kanë të drejtë të barabartë për të ekzistuar në Univers ( cm Antigrimcat), por universi është pothuajse tërësisht i përbërë nga materia. Pse ndodhi?
- Problemi i horizontit. Sipas rrezatimit kozmik të sfondit ( cm Big Bang), ne mund të përcaktojmë se temperatura e Universit është përafërsisht e njëjtë kudo, por pjesët e tij individuale (grumbuj galaktikash) nuk mund të jenë në kontakt (siç thonë ata, ata ishin jashtë horizonti njëri tjetrin). Si ndodhi që midis tyre u vendos ekuilibri termik?
- Problemi i drejtimit të hapësirës. Universi duket se ka pikërisht masën dhe energjinë e nevojshme për të ngadalësuar dhe ndaluar zgjerimin e Hubble. Pse, nga të gjitha masat e mundshme, Universi e ka pikërisht këtë?
Çelësi për zgjidhjen e këtyre problemeve ishte ideja se menjëherë pas lindjes së tij, universi ishte shumë i dendur dhe shumë i nxehtë. E gjithë lënda në të ishte një masë e nxehtë kuarkësh dhe leptonësh ( cm Modeli Standard), i cili nuk kishte asnjë mënyrë për t'u kombinuar në atome. Forcat e ndryshme që veprojnë në Universin modern (të tilla si forcat elektromagnetike dhe gravitacionale) atëherë korrespondonin me një fushë të vetme të ndërveprimit të forcës ( cm Teoritë universale). Por kur Universi u zgjerua dhe u ftoh, fusha e unifikuar hipotetike u shpërbë në disa forca ( cm Universi i hershëm).
Në 1981, fizikani amerikan Alan Guth kuptoi se ndarja e ndërveprimeve të forta nga një fushë e vetme, e cila ndodhi rreth 10 -35 sekonda pas lindjes së Universit (thjesht mendoni - këto janë 34 zero dhe ato pas pikës dhjetore!), Ishte një pikë kthese në zhvillimin e saj. Ndodhi kalimi i fazës materia nga një gjendje në tjetrën në shkallën e Universit është një fenomen i ngjashëm me transformimin e ujit në akull. Dhe ashtu si kur uji ngrin, molekulat e tij që lëvizin rastësisht papritmas "kapen" dhe formojnë një strukturë të rreptë kristalore, kështu që nën ndikimin e ndërveprimeve të forta të lëshuara, ndodhi një ristrukturim i menjëhershëm, një lloj "kristalizimi" i materies në Univers.
Kushdo që ka parë tubat e ujit ose tubat e radiatorit të makinave të shpërthejnë nga ngrica e fortë, sapo uji në to të kthehet në akull, ai e di nga përvoja e tij se uji zgjerohet kur ngrin. Alan Guth ishte në gjendje të tregonte se kur ndërveprimet e forta dhe të dobëta u ndanë, diçka e ngjashme ndodhi në Univers - një zgjerim i vazhdueshëm. Kjo është një shtesë e quajtur inflacioniste, është shumë herë më i shpejtë se shtrirja e zakonshme e Hubble. Në rreth 10 -32 sekonda, Universi u zgjerua me 50 urdhra madhësie - ishte më i vogël se një proton dhe u bë madhësia e një grejpfruti (për krahasim: uji zgjerohet me vetëm 10% kur ngrin). Dhe ky zgjerim i shpejtë inflacionist i Universit heq dy nga tre problemet e mësipërme, duke i shpjeguar drejtpërdrejt ato.
Zgjidhja problemet e drejtimit të hapësirës Shembulli i mëposhtëm demonstron më qartë: Imagjinoni një rrjet koordinativ të vizatuar në një hartë të hollë elastike, e cila më pas grimcohet rastësisht. Nëse tani e marrim dhe e tundim fort këtë hartë elastike të grimcuar, ajo do të kthehet në një formë të sheshtë dhe linjat koordinative mbi të do të rikthehen, pavarësisht sa e shtrembëruam kur e shtrënguam. Në mënyrë të ngjashme, pavarësisht se sa e lakuar ishte hapësira e Universit në kohën e fillimit të zgjerimit të tij inflacionist, gjëja kryesore është se pas përfundimit të këtij zgjerimi, hapësira u rrafshua plotësisht. Dhe meqenëse ne e dimë nga teoria e relativitetit se lakimi i hapësirës varet nga sasia e materies dhe energjisë në të, bëhet e qartë pse ka saktësisht aq materie në Univers sa është e nevojshme për të balancuar zgjerimin e Hubble.
Shpjegon modelin inflacionist dhe problemi i horizontit edhe pse jo aq e drejtpërdrejtë. Nga teoria e rrezatimit të trupit të zi, ne e dimë se rrezatimi i emetuar nga një trup varet nga temperatura e tij. Kështu, ne mund të përcaktojmë temperaturën e tyre nga spektri i emetimit të pjesëve të largëta të Universit. Matje të tilla dhanë rezultate mahnitëse: doli që në çdo pikë të vëzhguar në Univers, temperatura (me një gabim të matjes deri në katër vende dhjetore) është e njëjtë. Nëse vazhdojmë nga modeli i zgjerimit të zakonshëm të Hubble, atëherë çështja menjëherë pas Big Bang duhet të jetë shpërndarë shumë larg që temperaturat të barazohen. Sipas modelit inflacionist, materia e Universit deri në momentin t = 10 -35 sekonda mbeti shumë më kompakte sesa gjatë zgjerimit të Hubble. Kjo periudhë jashtëzakonisht e shkurtër ishte mjaft e mjaftueshme për vendosjen e ekuilibrit termik, i cili nuk u shqetësua në fazën e zgjerimit inflacionist dhe është ruajtur deri më sot.
Fizikan Amerikan, specialist në fushën e grimcave elementare dhe kozmologjisë. Lindur në New Brunswick, New Jersey. Ai mori doktoratën nga Instituti i Teknologjisë në Masaçusets, ku u kthye në vitin 1986, duke u bërë profesor i fizikës. Guth zhvilloi teorinë e tij të zgjerimit inflacionist të Universit në Universitetin Stanford, duke studiuar teorinë e grimcave elementare. I njohur për rishikimin e tij të Universit si "një mbulesë tavoline e pafund e vetë-mbledhur".
Në të cilën ai përshkruan shkurtimisht shfaqjen dhe zhvillimin e teorisë së universit inflacionist, i cili jep një shpjegim të ri për Big Bengun dhe parashikon ekzistencën e shumë universeve të tjerë së bashku me tonën.
Kozmologjia është në një farë mënyre e ngjashme me filozofinë. Së pari, për sa i përket gjerësisë së subjektit të tij të kërkimit, është i gjithë Universi në tërësi. Së dyti, për shkak të faktit se disa prej mjediseve në të janë pranuar nga shkencëtarët si të pranueshëm pa mundësinë e kryerjes së ndonjë eksperimenti verifikimi. Së treti, fuqia parashikuese e shumë teorive kozmologjike do të funksionojë vetëm nëse mund të futemi në universet e tjera - gjë që nuk pritet.
Sidoqoftë, nuk del aspak nga e gjithë kjo që kozmologjia moderne është një fushë kaq e dobishme dhe jo plotësisht shkencore, ku, ashtu si grekët e lashtë, ju mund të shtriheni nën hijen e pemëve dhe të hipotezoni për numrin e dimensioneve të hapësirë-kohës - dhjetë apo njëmbëdhjetë? Modelet kozmologjike bazohen në të dhënat vëzhguese nga astronomia, dhe sa më shumë nga këto të dhëna, aq më shumë material për modelet kozmologjike - të cilat duhet të lidhen dhe të pajtohen me këto të dhëna. Vështirësia është se në kozmologji ngrihen çështje themelore që kërkojnë disa supozime fillestare, të cilat zgjidhen nga autorët e modeleve bazuar në idetë e tyre personale për harmoninë e universit. Në këtë, në përgjithësi, nuk ka asgjë të jashtëzakonshme: kur ndërtoni ndonjë teori, duhet të merrni disa pika referimi. Vetëm për kozmologjinë, e cila vepron në shkallët më të mëdha të hapësirës dhe kohës, është veçanërisht e vështirë t'i zgjedhësh ato.
Së pari, disa përkufizime të rëndësishme.
Kozmologjia është një shkencë që studion vetitë e Universit tonë në tërësi. Sidoqoftë, ende nuk ka ndonjë teori të unifikuar që do të përshkruante gjithçka që ndodh dhe ka ndodhur ndonjëherë. Tani ekzistojnë katër modele kryesore kozmologjike që përpiqen të përshkruajnë origjinën dhe evolucionin e universit, dhe secili prej tyre ka të mirat dhe të këqijat e tij, mbështetësit dhe kundërshtarët e tij. Modeli Lambda-CDM konsiderohet më autoritar, edhe pse jo i pamohueshëm. Importantshtë e rëndësishme të kuptohet se modelet kozmologjike nuk konkurrojnë domosdoshmërisht me njëri -tjetrin. Ata thjesht mund të përshkruajnë faza thelbësisht të ndryshme të evolucionit. Për shembull, Labmda-CDM nuk e trajton fare çështjen e Big Bengut, megjithëse shpjegon në mënyrë të përsosur gjithçka që ndodhi pas tij.
Strukturë shumë universale me flluska mini-universi brenda saj.
Modeli: Andrei Linde
Gjëja befasuese në lidhje me këtë është se konstanta kozmologjike (domethënë energjia e vakumit) nuk ndryshon me kalimin e kohës kur universi zgjerohet, ndërsa dendësia e materies ndryshon mjaft në mënyrë të parashikueshme dhe varet nga vëllimi i hapësirës. Rezulton se në universin e hershëm dendësia e materies ishte shumë më e lartë se dendësia e vakumit; në të ardhmen, me zgjerimin e galaktikave, dendësia e materies do të ulet. Pra, pse pikërisht tani, kur mund t'i masim, a janë aq afër njëri -tjetrit në vlerë?
Mënyra e vetme e njohur për të shpjeguar një rastësi kaq të pabesueshme, pa tërhequr ndonjë hipotezë joshkencore, është e mundur vetëm me ndihmën e parimit antropik dhe modelit inflacionist - domethënë, nga një mori universesh ekzistues, jeta ka origjinën në atë ku kozmologjia konstante në një kohë të caktuar ishte e barabartë nga ana tjetër përcakton kohën e kaluar që nga fillimi i inflacionit dhe jep vetëm kohë të mjaftueshme për formimin e galaktikave, formimin e elementeve të rëndë dhe zhvillimin e jetës).
Një pikë kthese në zhvillimin e modelit inflacionist ishte botimi në vitin 2000 i një artikulli nga Busso dhe Polchinski, në të cilin ata propozuan përdorimin e teorisë së vargut për të shpjeguar një grup të madh të llojeve të ndryshme të vakumit, në secilën prej të cilave konstanta kozmologjike mund të merrte mbi vlera të ndryshme. Dhe kur një nga themeluesit e vetë teorisë së vargut, Leonard Susskind, iu bashkua punës për unifikimin e teorisë së vargut dhe modelit inflacionist, ai jo vetëm që ndihmoi në hartimin e një panoramë më të plotë të asaj që tani quhet "peizazhi antropik i teorisë së vargut" ", por në një farë mënyre shtoi peshën e të gjithë modelit në botën shkencore. Numri i artikujve mbi inflacionin u rrit gjatë vitit nga katër në tridhjetë e dy.
Modeli inflacionist pretendon se jo vetëm që shpjegon rregullimin e mirë të konstanteve themelore, por gjithashtu ndihmon në zbulimin e disa prej parametrave themelorë që përcaktojnë madhësinë e këtyre konstanteve. Fakti është se në Modelin Standard sot ka 26 parametra (konstanta kozmologjike ishte e fundit që u zbulua), të cilat përcaktojnë madhësinë e të gjitha konstanteve që keni hasur ndonjëherë në një kurs të fizikës. Kjo është shumë, dhe Ajnshtajni tashmë besonte se numri i tyre mund të zvogëlohej. Ai propozoi një teoremë, e cila, sipas tij, aktualisht nuk mund të jetë më shumë se një besim, se nuk ka konstante arbitrare në botë: është ndërtuar me aq mençuri saqë duhet të ketë disa lidhje logjike midis madhësive në dukje krejtësisht të ndryshme. Në modelin inflacionist, këto konstante mund të jenë vetëm një parametër mjedisor që na duket të jetë i pandryshuar në vend për shkak të efektit të inflacionit, edhe pse do të jetë krejtësisht i ndryshëm në një pjesë tjetër të universit dhe përcaktohet nga ende i paidentifikuar, por sigurisht parametrat ekzistues vërtet themelorë.
Në fund të artikullit, Linde shkruan se kritika ndaj modelit inflacionist bazohet shpesh në faktin se ne nuk do të jemi në gjendje të depërtojmë në universet e tjera në të ardhmen e parashikueshme. Prandaj, është e pamundur të testohet teoria, dhe ne ende nuk kemi përgjigje për pyetjet më themelore: Pse universi është kaq i madh? Pse është homogjene? Pse është izotrop dhe nuk rrotullohet si galaktika jonë? Sidoqoftë, nëse i shikoni këto pyetje nga një kënd tjetër, rezulton se edhe pa udhëtuar në mini-universet e tjera, ne kemi shumë të dhëna eksperimentale. Të tilla si madhësia, rrafshi, izotropia, homogjeniteti, vlera e konstantës kozmologjike, raporti i masave të protonit dhe neutronit, etj. Dhe sot shpjegimi i vetëm i arsyeshëm për këtë dhe shumë të dhëna të tjera eksperimentale jepet në kuadrin e teorisë së multiversit dhe, prandaj, modelit të kozmologjisë inflacioniste.
, 1990. Andrey Linde
"Peizazhi antropik i teorisë së vargut" 2003. Leonard Susskind
Marat Musin
Pse tridhjetë e tre shkencëtarë të famshëm të specializimeve të ndryshme, të udhëhequr nga Stephen Hawking, morën armët kundër tre astrofizikanëve, sipas skenarëve që u krijua Universi ynë dhe nëse teoria inflacioniste e zgjerimit të tij është e saktë, siti u rendit së bashku me specialistët.
Teoria Standarde e Big Bengut dhe problemet e saj
Teoria e Big Bangut të nxehtë u krijua në mesin e shekullit të 20 -të dhe u pranua përgjithësisht disa dekada pas zbulimit të rrezatimit të relikteve. Ai shpjegon shumë nga vetitë e Universit rreth nesh dhe supozon se Universi lindi nga një gjendje fillestare njëjës (formalisht pafundësisht e dendur) dhe që atëherë është zgjeruar dhe ftohur vazhdimisht.
Vetë rrezatimi i sfondit të mikrovalës - një "jehonë" e lehtë që lindi vetëm 380,000 vjet pas Big Bang - është provuar të jetë një burim informacioni tepër i vlefshëm. Pjesa më e madhe e kozmologjisë vëzhguese moderne shoqërohet me analizën e parametrave të ndryshëm të rrezatimit të reliktit. Quiteshtë mjaft homogjene, temperatura mesatare e tij në drejtime të ndryshme ndryshon në një shkallë prej vetëm 10 -5, dhe këto johomogjenitete shpërndahen në mënyrë të barabartë në qiell. Në fizikë, kjo pronë zakonisht quhet izotropi statistikore. Kjo do të thotë që në nivel lokal kjo vlerë ndryshon, por globalisht gjithçka duket njësoj.
Skema e zgjerimit të universit
Ekipi Shkencor i NASA / WMAP / Wikimedia Commons
Duke hulumtuar shqetësimet e rrezatimit relikt, astronomët llogaritin me saktësi të lartë shumë sasi që karakterizojnë Universin në tërësi: raporti i materies së zakonshme, materies së errët dhe energjisë së errët, moshës së Universit, gjeometrisë globale të Universit, kontributit të neutrinos në evolucionin e një strukture në shkallë të gjerë, dhe të tjera.
Megjithë teorinë "e pranuar përgjithësisht" të Big Bang, ajo gjithashtu kishte të meta: nuk dha përgjigje për disa pyetje të origjinës së Universit. Ato kryesore quhen "problemi i horizontit" dhe "problemi i rrafshimit".
E para lidhet me faktin se shpejtësia e dritës është e kufizuar, dhe rrezatimi i relikte është statistikisht izotropik. Fakti është se në momentin e lindjes së rrezatimit relikt, as drita nuk kishte kohë të kalonte distancën midis atyre pikave shumë larg në qiell, nga ku e kapim sot. Prandaj, nuk është e qartë pse rajone të ndryshme janë kaq të ngjashme, sepse ato ende nuk kanë arritur të shkëmbejnë sinjale që nga lindja e Universit, horizontet e tyre kauzale nuk ndërpriten.
Problemi i dytë, problemi i rrafshët, është i lidhur me të padallueshme nga zero (në nivelin e saktësisë së eksperimenteve moderne) lakim global të hapësirës. E thënë thjesht, në shkallë të madhe, hapësira e Universit është e sheshtë dhe nuk del nga teoria e Big Bangut të nxehtë se hapësira e sheshtë është më e preferueshme se lakimet e tjera. Prandaj, afërsia e kësaj vlere me zero nuk është të paktën e qartë.
Tridhjetë e tre kundër tre
Për të zgjidhur këto probleme, astronomët kanë krijuar brezin e ardhshëm të teorive kozmologjike, më e suksesshmja prej të cilave është teoria e zgjerimit inflacionist të Universit (e quajtur më thjeshtë teoria e inflacionit). Rritja e çmimeve për mallrat nuk ka asnjë lidhje me të, megjithëse të dy termat vijnë nga e njëjta fjalë latine - inflatio- "fryrje".
Modeli inflacionist i Universit supozon se para fazës së nxehtë (ajo që konsiderohet fillimi i kohës në teorinë e zakonshme të Big Bengut), kishte një epokë tjetër me veti krejtësisht të ndryshme. Në atë kohë, hapësira po zgjerohej në mënyrë eksponenciale shpejt falë fushës specifike që e mbushi atë. Në një pjesë të vogël të sekondës, hapësira është shtrirë shumë herë. Kjo zgjidhi të dy problemet e mësipërme: Universi doli të ishte në tërësi homogjen, pasi lindi nga vëllimi jashtëzakonisht i vogël që ekzistonte në fazën e mëparshme. Për më tepër, nëse kishte ndonjë parregullsi gjeometrike në të, ato u zbutën gjatë zgjerimit inflacionist.
Shumë shkencëtarë morën pjesë në formimin e teorisë së inflacionit. Modelet e para u propozuan në mënyrë të pavarur nga fizikani, Ph.D. nga Universiteti Cornell Alan Guth në SHBA dhe fizikan teorik, specialist në fushën e gravitetit dhe kozmologjisë Alexei Starobinsky në BRSS rreth 1980. Ata ndryshonin në mekanizma (Guth konsideroi një vakum të rremë, dhe Starobinsky konsideroi një teori të përgjithshme të modifikuar të relativitetit), por çuan në përfundime të ngjashme. Disa probleme të modeleve origjinale u zgjidhën nga një fizikan sovjetik, Doktor i Shkencave Fizike dhe Matematike, një punonjës i P.N. Lebedeva Andrey Linde, i cili prezantoi konceptin e ndryshimit të potencialit ngadalë (inflacion i ngadalshëm) dhe shpjegoi me ndihmën e saj përfundimin e fazës së zgjerimit eksponencial. Hapi tjetër i rëndësishëm ishte të kuptuarit se inflacioni nuk gjeneron një univers krejtësisht simetrik, pasi luhatjet kuantike duhet të merren parasysh. Kjo u bë nga fizikantët sovjetikë, të diplomuar në Institutin e Fizikës dhe Teknologjisë në Moskë Vyacheslav Mukhanov dhe Genadi Chibisov.
Mbreti Norvegjez Harald i jep Alan Guth, Andrei Linde dhe Alexei Starobinsky (nga e majta në të djathtë) me Çmimin Kavli në Fizikë. Oslo, shtator 2014.
Norsk Telegrambyra AS / Reuters
Brenda kuadrit të teorisë së zgjerimit inflacionist, shkencëtarët bëjnë parashikime të testueshme, disa prej të cilave tashmë janë konfirmuar, por një nga ato kryesore - ekzistenca e valëve gravitacionale të relikteve - ende nuk është konfirmuar. Përpjekjet e para për t'i rregulluar ato tashmë janë duke u bërë, por në këtë fazë ajo mbetet përtej aftësive teknologjike të njerëzimit.
Sidoqoftë, modeli inflacionist i Universit ka kundërshtarë që besojnë se ai është formuluar shumë gjerësisht, në masën që çdo rezultat të mund të merret me ndihmën e tij. Për ca kohë, kjo polemikë vazhdoi në literaturën shkencore, por kohët e fundit një grup prej tre astrofizikantësh IS&L (shkurtesa formohet nga shkronjat e para të emrave të shkencëtarëve - Ijjas, Steinhardt dhe Loeb - Anna Iyas, Paul Steinhardt dhe Abraham Loeb ) botuan një deklaratë shkencore popullore të pretendimeve të tyre për kozmologjinë inflacioniste në Scientific American. Në veçanti, IS&L, duke iu referuar hartës së temperaturës CMB të marrë me satelitin Planck, besojnë se teoria e inflacionit nuk mund të vlerësohet shkencërisht. Në vend të teorisë së inflacionit, astrofizikanët propozojnë versionin e tyre të zhvillimit të ngjarjeve: gjoja Universi filloi jo me Shpërthimin e Madh, por me Kthimin e Madh - ngjeshjen e shpejtë të disa Universëve "të mëparshëm".
Në përgjigje të këtij artikulli, 33 shkencëtarë, përfshirë themeluesit e teorisë së inflacionit (Alan Gut, Alexei Starobinsky, Andrei Linde) dhe shkencëtarë të tjerë të famshëm, si Stephen Hawking, botuan një letër përgjigjeje në të njëjtën revistë në të cilën ata nuk pajtohen fort me pretendimet e IS&L ...
Faqja u kërkoi kozmologëve dhe astrofizikanëve të komentonin mbi vlefshmërinë e këtyre pretendimeve, vështirësitë në interpretimin e parashikimeve të teorive inflacioniste dhe nevojën për të rishikuar qasjen ndaj teorisë së Universit të hershëm.
Një nga themeluesit e teorisë së zgjerimit inflacionist, profesor i fizikës në Universitetin Stanford, Andrei Linde, beson se pretendimet janë largpamëse dhe qasja e kritikëve në vetvete është e padrejtë: “Nëse përgjigjeni në detaje, do të merrni një artikull shkencor, por me pak fjalë do të duket si agjitacion. Kjo është ajo që përdorin njerëzit. Me pak fjalë, udhëheqësi i kritikëve është Steinhardt, i cili për 16 vjet është përpjekur të krijojë një alternativë ndaj teorisë së inflacionit, dhe në artikujt e tij ka një gabim pas një gabimi. Epo, kur ai vetë nuk ka sukses, atëherë ekziston dëshira për të mallkuar teoritë më të njohura, duke përdorur metoda të njohura mirë nga librat shkollorë të historisë. Shumica e teoricienëve kanë ndaluar së lexuari, por gazetarët i duan shumë. Fizika nuk ka të bëjë fare me të ”.
Sergey Mironov, Kandidat i Shkencave Fizike dhe Matematike, punonjës i Institutit për Kërkime Bërthamore të Akademisë Ruse të Shkencave, kujton se e vërteta shkencore nuk mund të lindë në polemika në një nivel joprofesional. Artikulli kritik, sipas tij, është shkruar shkencërisht dhe në mënyrë të arsyeshme, ai sjell së bashku probleme të ndryshme të teorisë inflacioniste. Rishikimet si këto janë thelbësore dhe ndihmojnë në parandalimin e ossifikimit të shkencës.
Sidoqoftë, situata ndryshon kur një diskutim i tillë shkon në faqet e një botimi të njohur, sepse nëse është e saktë të promovosh idenë shkencore të dikujt në këtë mënyrë është një pikë diskutimi. Në këtë drejtim, Mironov vëren se përgjigja ndaj kritikës duket e shëmtuar, pasi një pjesë e autorëve të saj nuk janë aspak specialistë në fushën në fjalë, dhe tjetra shkruan tekste të njohura për vetë modelin inflacionist. Mironov tërheq vëmendjen për faktin se artikulli i përgjigjes është shkruar sikur autorët as nuk e kanë lexuar veprën e IS&L, dhe ata nuk kanë sjellë ndonjë kundër -argument në të. Pohimet në lidhje me mënyrën provokuese në të cilën shkruhet shënimi i kritikës do të thotë se "autorët e përgjigjes thjesht ranë për trolling".
"Një kokërr e së vërtetës"
Sidoqoftë, shkencëtarët, përfshirë përkrahësit e modelit inflacionist, i njohin të metat e tij. Fizikanti Alexander Vilenkin, profesor dhe drejtor i Institutit të Kozmologjisë në Universitetin Tufts në Medford (SHBA), i cili dha një kontribut të rëndësishëm në formimin e teorisë moderne të inflacionit, vëren: "Ka disa të vërteta në deklaratat e Steinhardt dhe kolegëve , por mendoj se pretendimet e tyre janë tejet të ekzagjeruara. Inflacioni parashikon ekzistencën e shumë rajoneve si e jona, me kushtet fillestare të përcaktuara nga luhatjet kuantike. Teorikisht, çdo kusht fillestar është i mundur me njëfarë probabiliteti. Problemi është se ne nuk dimë si t’i llogarisim këto mundësi. Numri i rajoneve të secilit lloj është i pafund, kështu që ju duhet të krahasoni numra të pafund - kjo situatë quhet problem masash. Sigurisht, mungesa e një mase të vetme të nxjerrë nga teoria themelore është një shenjë alarmante. "
Sergey Mironov ia atribuon grupin e lartpërmendur modeleve mangësive të teorisë, pasi kjo lejon që ajo të përshtatet me çdo vëzhgim eksperimental. Kjo do të thotë se teoria nuk e plotëson kriterin e Popper -it (sipas këtij kriteri, një teori konsiderohet shkencore nëse mund të kundërshtohet me eksperiment - shënim në sit) të paktën për një të ardhme të parashikueshme. Gjithashtu në mesin e problemeve të teorisë Mironov i referohet faktit se, brenda kuadrit të inflacionit, kushtet fillestare kërkojnë një rregullim të mirë të parametrave, gjë që e bën atë, në një kuptim, jo të natyrshëm. Specialist në Universin e hershëm, kandidat i shkencave fizike dhe matematikore, punonjës i Institutit Shkencor Gran Sasso të Institutit Kombëtar të Fizikës Bërthamore (Itali) Sabir Ramazanov gjithashtu pranon realitetin e këtyre problemeve, por vëren se ekzistenca e tyre nuk do të thotë domosdoshmërisht se teoria inflacioniste është e pasaktë, por një numër aspektesh të tyre meriton një kuptim më të thellë.
Krijuesi i një prej modeleve të para inflacioniste, Akademiku i Akademisë Ruse të Shkencave, Studiuesi kryesor i Institutit të Fizikës Teorike të Akademisë Ruse të Shkencave, Alexei Starobinsky, shpjegon se një nga modelet më të thjeshta, të cilin Andrei Linde e propozoi në 1983 , vërtet u përgënjeshtrua. Ajo parashikoi shumë valë gravitacionale, kështu që Linde kohët e fundit vuri në dukje se modelet inflacioniste duhet të rishikohen.
Eksperiment kritik
Astronomët i kushtojnë vëmendje të veçantë faktit se një parashikim i rëndësishëm, i cili u bë i mundur falë teorisë së inflacionit, ishte parashikimi i valëve gravitacionale të relikteve. Oleg Verkhodanov, një specialist në analizën e rrezatimit relikt dhe kozmologjinë vëzhguese, Doktor i Shkencave Fizike dhe Matematike, një studiues kryesor në Observatorin Special Astrofizik të Akademisë Ruse të Shkencave, e konsideron këtë parashikim si një test vëzhgimi të rëndësishëm për variantet më të thjeshta të zgjerimit inflacionist, ndërsa për teorinë e mbrojtur në mënyrë kritike të "Kërcimit të Madh" një eksperiment kaq vendimtar.
Ilustrim i teorisë së fryrjes së madhe
Wikimedia Commons
Prandaj, do të jetë e mundur të flitet për një teori të ndryshme vetëm nëse vendosen kufizime serioze në valët e relikteve. Sergei Mironov gjithashtu e quan zbulimin e mundshëm të valëve të tilla një argument serioz në favor të inflacionit, por vëren se deri më tani amplituda e tyre është vetëm e kufizuar, gjë që tashmë ka bërë të mundur hedhjen poshtë të disa opsioneve, të cilat zëvendësohen nga të tjera që nuk parashikojnë gjithashtu shqetësime të forta primare gravitacionale. Sabir Ramazanov pajtohet me rëndësinë e këtij testi dhe, për më tepër, beson se teoria inflacioniste nuk mund të konsiderohet e provuar derisa ky fenomen të zbulohet përmes vëzhgimit. Prandaj, ndërsa parashikimi kryesor i modelit inflacional për ekzistencën e valëve gravitacionale parësore me një spektër të sheshtë nuk është konfirmuar, është shumë herët të flitet për inflacionin si një realitet fizik.
"Përgjigja e saktë, nga e cila ata po përpiqen me zell ta largojnë lexuesin"
Alexei Starobinsky shqyrtoi në detaje pretendimet e IS & L. Ai identifikoi tre deklarata kryesore.
Deklarata 1. Inflacioni parashikon çdo gjë. Ose asgjë.
"Përgjigja e saktë, nga e cila ata po përpiqen me zell të devijojnë lexuesin e IS&L, është se fjalët si" inflacioni "," teoria e fushës kuantike "," modeli i grimcave elementare "janë shumë të përgjithshme: ato kombinojnë shumë modele të ndryshme, të ndryshme në shkalla e kompleksitetit (për shembull, numri i llojeve të neutrinove), "shpjegon Starobinsky.
Pasi shkencëtarët të rregullojnë parametrat falas nga eksperimentet ose vëzhgimet e përfshira në secilin model specifik, parashikimet e modelit konsiderohen të paqarta. Modeli Standard Standard i grimcave elementare përmban rreth 20 parametra të tillë (këto janë kryesisht masa kuarke, masa neutrino dhe këndi i përzierjes së tyre). Modeli më i thjeshtë i zbatueshëm inflacionist përmban vetëm një parametër të tillë, vlera e të cilit është e fiksuar nga amplituda e matur e spektrit fillestar të inhomogjeniteteve të materies. Pas kësaj, të gjitha parashikimet e tjera janë të paqarta.
Akademiku sqaron: "Sigurisht, mund të komplikohet duke shtuar terma të rinj me natyrë të ndryshme fizike, secila prej të cilave do të hyjë me një parametër të ri numerik falas. Por, së pari, në këtë rast parashikimet nuk do të jenë "asgjë", por të sigurta. Dhe së dyti, dhe kjo është gjëja më e rëndësishme, vëzhgimet e sotme tregojnë se këto terma nuk janë të nevojshëm, në nivelin aktual të saktësisë së rendit prej 10% nuk janë! "
Deklarata 2. Nuk ka gjasa që në modelet në shqyrtim të ndodhë fare një fazë inflacioni, pasi në to energjia potenciale e inflatonit ka një "pllajë" të gjatë të sheshtë.
"Deklarata është e rreme", është kategorik Starobinsky. "Në veprat e mia në 1983 dhe 1987, u vërtetua se regjimi inflacionist në modelet e këtij lloji është i përgjithshëm, domethënë ndodh në një sërë kushtesh fillestare me një masë jo-zero." Më pas, kjo u vërtetua me kritere më të rrepta matematikore, me simulime numerike, etj.
Rezultatet e eksperimentit të Planck, sipas Starobinsky, sfiduan këndvështrimin e shprehur në mënyrë të përsëritur nga Andrei Linde. Sipas tij, inflacioni duhet domosdoshmërisht të fillojë nga dendësia e materies në Planck, dhe, tashmë duke u nisur nga ky parametër kufizues për përshkrimin klasik të hapësirë-kohës, materia u shpërnda në mënyrë uniforme. Sidoqoftë, në provat e diskutuara më lart, kjo nuk supozohej. Kjo do të thotë, në modelet e këtij lloji, para fazës së zgjerimit inflacional, ekziston një fazë anizotropike dhe johomogjene e evolucionit të Universit me një lakim më të madh të hapësirë-kohës sesa gjatë inflacionit.
"Për ta bërë më të qartë, le të përdorim analogjinë e mëposhtme," shpjegon kozmologu. - Në relativitetin e përgjithshëm, një nga zgjidhjet e përgjithshme është vrimat e zeza rrotulluese, të përshkruara nga metrika Kerr. Vetëm për shkak se vrimat e zeza janë zgjidhje të zakonshme nuk do të thotë se ato janë kudo. Për shembull, ata nuk janë në sistemin diellor dhe në afërsi të tij (për fatin tonë të mirë). Dhe kjo do të thotë që, pasi të kemi kërkuar, patjetër që do t'i gjejmë. Dhe kështu ndodhi ". Në rastin e inflacionit, ndodh e njëjta gjë - kjo fazë e ndërmjetme nuk është e pranishme në të gjitha zgjidhjet, por në një klasë mjaft të gjerë të tyre, kështu që mund të lindë në një zbatim të vetëm, domethënë për Universin tonë, që ekziston në një rast Sa e mundshme është kjo një ngjarje e njëfishtë, megjithatë, përcaktohet tërësisht nga hipotezat tona për atë që i parapriu inflacionit.
Deklarata 3. Fenomeni kuantik i "inflacionit të përjetshëm", i cili ndodh pothuajse në të gjitha modelet inflacioniste dhe përfshin shfaqjen e multiversit, çon në pasiguri të plotë në parashikimet e skenarit inflacionist: "Çdo gjë që mund të ndodhë ndodh."
"Deklarata është pjesërisht e rreme, pjesërisht e parëndësishme për efektet e vëzhguara në Universin tonë," thotë akademiku i vendosur. - Megjithëse fjalët në thonjëza janë huazuar nga IS&L nga rishikimet e Vilenkin dhe Gut, kuptimi i tyre është shtrembëruar. Atje ata qëndronin në një kontekst të ndryshëm dhe nuk nënkuptonin më shumë se një vërejtje banale edhe për një nxënës se barazimet e fizikës (për shembull, mekanika) mund të zgjidhen për çdo kusht fillestar: diku dhe një ditë këto kushte realizohen. "
Pse "inflacioni i përjetshëm" dhe formimi i "multiverse" nuk ndikon në të gjitha proceset në Universin tonë pas përfundimit të fazës inflacioniste? Fakti është se ato ndodhin jashtë konit tonë të dritës të së kaluarës (nga rruga, edhe e së ardhmes), "shpjegon Starobinsky. Prandaj, është e pamundur të thuhet pa mëdyshje nëse ato ndodhin në të kaluarën, të tashmen apo të ardhmen tonë. "Duke folur rreptësisht, kjo është e vërtetë deri në efektet eksponenciale të vogla kuantike-gravitacionale, por në të gjitha llogaritjet sekuenciale ekzistuese efektet e tilla gjithmonë janë lënë pas dore," thekson akademiku.
"Unë nuk dua të them se nuk është interesante të eksplorojmë atë që qëndron jashtë konit tonë të dritës së së kaluarës," vazhdon Starobinsky, "por kjo ende nuk lidhet drejtpërdrejt me të dhënat vëzhguese. Sidoqoftë, edhe këtu IS&L ngatërron lexuesin: nëse përshkrimi i "inflacionit të përjetshëm" është i saktë, atëherë në kushtet e dhëna në fillim të fazës inflacioniste nuk del arbitraritet në parashikime (megjithëse jo të gjithë kolegët e mi pajtohen me këtë). Për më tepër, shumë parashikime, veçanërisht spektri i inomogjeniteteve të lëndës dhe valët gravitacionale që lindin në fund të inflacionit, nuk varen fare nga këto kushte fillestare, "shton kozmologu.
"Nuk ka nevojë urgjente për të rishikuar themelet e fizikës së Universit të hershëm"
Oleg Verkhodanov vëren se deri më tani nuk ka asnjë arsye për të braktisur modelin aktual: "Sigurisht, inflacioni ka vend për interpretim - një familje modelesh. Por edhe midis tyre, ju mund të zgjidhni më të përshtatshmet për shpërndarjen e njollave në hartën CMB. Deri më tani, shumica e rezultateve të misionit Planck janë në favor të inflacionit ". Alexey Starobinsky vëren se modeli i parë me fazën de Sitter, i cili i parapriu Big Bangut të nxehtë, të cilin ai e propozoi në vitin 1980, është në një marrëveshje të mirë me të dhënat e eksperimentit të Planck, për të cilin IS&L apelon. (gjatë fazës de -Sitter, e cila zgjati rreth 10 -35 sekonda, Universi po zgjerohej me shpejtësi, mbushja e vakumit dukej se ishte shtrirë pa ndryshuar vetitë e tij -shënim në sit).
Sabir Ramazanov, në tërësi, pajtohet me të: "Një numër parashikimesh - natyra Gaussiane e spektrit të shqetësimeve parësore, mungesa e mënyrave të lakimit të vazhdueshëm, pjerrësia e spektrit - u konfirmuan në të dhënat WMAP dhe Planck. Inflacioni meriton një rol dominues si teoria e universit të hershëm. Për momentin, nuk ka nevojë urgjente për të rishikuar themelet e fizikës së Universit të hershëm ". Kozmologu Sergei Mironov gjithashtu njeh cilësitë pozitive të kësaj teorie: "Vetë ideja e inflacionit është jashtëzakonisht elegante, mund të zgjidhë të gjitha problemet themelore të teorisë së nxehtë të Big Bang -ut me një goditje të vetme."
"Në përgjithësi, rezultati i artikullit IS&L është muhabet bosh nga fillimi në fund," përmbledh Starobinsky. "Nuk ka të bëjë me problemet reale mbi të cilat po punojnë kozmologët tani." Dhe në të njëjtën kohë akademiku shton: “Një gjë tjetër është se çdo model - si teoria e përgjithshme e relativitetit e Ajnshtajnit, si modeli modern i grimcave elementare ashtu edhe modeli i inflacionit - nuk është fjala e fundit në shkencë. Gjithmonë është vetëm i përafërt, dhe në një nivel saktësie sigurisht që do të shfaqen korrigjime të vogla, nga të cilat do të mësojmë shumë, pasi që fizika e re do të qëndrojë pas tyre. Janë këto korrigjime të vogla që astronomët po kërkojnë tani ".
Në mesin e viteve 1970, fizikantët filluan të punojnë në modele teorike të Unifikimit të Madh të tre ndërveprimeve themelore - të forta, të dobëta dhe elektromagnetike. Shumë nga këto modele çuan në përfundimin se grimcat shumë masive që mbartin një ngarkesë të vetme magnetike duhet të jenë prodhuar me bollëk menjëherë pas Big Bengut. Kur mosha e Universit arriti 10 -36 sekonda (sipas disa vlerësimeve, madje disi më herët), ndërveprimi i fortë u nda nga elektro -i dobët dhe fitoi pavarësinë. Në këtë rast, defektet topologjike të pikës me një masë 10 15 - 10 16 më të mëdha se masa e një protoni që nuk ekzistonte ende u formuan në një vakum. Kur, nga ana tjetër, ndërveprimi elektro -i dobët u nda në elektromagnetizëm të dobët dhe elektromagnetik dhe të vërtetë, këto defekte fituan ngarkesa magnetike dhe filluan një jetë të re - në formën e monopoleve magnetike.
 |
Ndarja e ndërveprimeve themelore në Universin tonë të hershëm ishte në natyrën e një tranzicioni fazor. Në temperatura shumë të larta, ndërveprimet themelore u kombinuan, por me ftohjen nën temperaturën kritike, asnjë ndarje nuk ndodhi [kjo mund të krahasohet me super ftohjen e ujit]. Në atë moment, energjia e fushës skalarë e lidhur me bashkimin tejkaloi temperaturën e Universit, e cila e pajisi fushën me presion negativ dhe shkaktoi inflacion kozmologjik. Universi filloi të zgjerohet shumë shpejt, dhe në momentin e thyerjes së simetrisë (në një temperaturë prej rreth 10 28 K) dimensionet e tij u rritën me 10 50 herë. Fusha shkallëzore e lidhur me bashkimin e ndërveprimeve u zhduk dhe energjia e saj u shndërrua në një zgjerim të mëtejshëm të Universit. |
LINDJA E NXEHT |
Ky model i bukur i paraqiti kozmologjisë një problem të pakëndshëm. Monopolet magnetike "veriore" asgjësohen pas përplasjes me ato "jugore", por përndryshe këto grimca janë të qëndrueshme. Për shkak të masës së madhe në shkallë nanogrami sipas standardeve të mikro-botës, menjëherë pas lindjes, ata ishin të detyruar të ngadalësonin shpejtësinë jo-relativiste, të shpërndaheshin në hapësirë dhe të mbijetonin në kohët tona. Sipas modelit standard të Big Bang, dendësia e tyre aktuale duhet të përputhet përafërsisht me dendësinë e protoneve. Por në këtë rast, dendësia totale e energjisë kozmike do të ishte të paktën një katërmilion herë më e lartë se ajo reale.
Të gjitha përpjekjet për të zbuluar monopolet deri më tani kanë dështuar. Kërkimi për monopole në xeherore hekuri dhe ujë deti ka treguar se raporti i numrit të tyre me numrin e protoneve nuk i kalon 10 -30. Ose këto grimca nuk ekzistojnë fare në rajonin tonë të hapësirës, ose ato janë aq të pakta sa instrumentet nuk janë në gjendje t'i regjistrojnë ato, pavarësisht nënshkrimit të qartë magnetik. Kjo konfirmohet nga vëzhgimet astronomike: prania e monopoleve duhet të ndikojë në fushat magnetike të Galaxy tonë, por kjo nuk është gjetur.
Sigurisht, mund të supozohet se kurrë nuk ka pasur fare monopole. Disa modele të bashkimit të ndërveprimeve themelore nuk e përshkruajnë vërtet pamjen e tyre. Por problemet e horizontit dhe universit të sheshtë mbeten. Kështu ndodhi që në fund të viteve 1970, kozmologjia u përball me pengesa serioze, të cilat qartë kërkonin që idetë e reja të kapërceheshin.
Presioni negativ
Dhe këto ide nuk u vonuan të shfaqen. Kryesorja ishte hipoteza sipas së cilës në hapësirën e jashtme, përveç materies dhe rrezatimit, ekziston një fushë skalare (ose fusha) që krijon presion negativ. Kjo situatë duket paradoksale, por ndodh në jetën e përditshme. Një sistem presioni pozitiv, siç është gazi i ngjeshur, humbet energjinë ndërsa zgjerohet dhe ftohet. Një brez elastik, nga ana tjetër, është në një gjendje me presion negativ, sepse, ndryshe nga gazi, ai nuk tenton të zgjerohet, por të tkurret. Nëse një kasetë e tillë shtrihet shpejt, ajo do të nxehet dhe energjia e saj termike do të rritet. Gjatë zgjerimit të Universit, fusha me presion negativ grumbullon energji, e cila, kur lëshohet, është e aftë të gjenerojë grimca dhe kuantet e dritës.
PROBLEM FLAT |
ASTRONOMS JAN TASHT T S SIGURTA Q I NFSE HAPACSIRA JASHTNORE E JASHTME DSHT E DEFORMUAR, RSHT R M R MUNDERS. |
PROBLEM FLAT |
Presioni negativ mund të jetë i madhësisë së ndryshme. Por ekziston një rast i veçantë kur është i barabartë me densitetin e energjisë kozmike me shenjën e kundërt. Në këtë situatë, kjo dendësi mbetet konstante ndërsa hapësira zgjerohet, pasi presioni negativ kompenson "rrallimin" në rritje të grimcave dhe kuanteve të dritës. Nga ekuacionet Friedmann-Lemaitre rrjedh se Universi në këtë rast zgjerohet në mënyrë eksponenciale.
Hipoteza e zgjerimit eksponencial zgjidh të tre problemet e mësipërme. Supozoni se universi doli nga një "flluskë" e vogël e hapësirës shumë të lakuar, e cila pësoi një transformim që i dha hapësirë presionit negativ dhe kështu e detyroi atë të zgjerohet në mënyrë eksponenciale. Natyrisht, pas zhdukjes së këtij presioni, Universi do të kthehet në zgjerimin e mëparshëm "normal".
ZGJIDHJA E PROBLEMIT
Ne do të supozojmë se rrezja e Universit para se të arrinte në eksponencial e tejkalonte gjatësinë e Planck me vetëm disa urdhra madhësie, 10 -35 m. Nëse në fazën eksponenciale rritet, të themi, 10 50 herë, atëherë deri në fund të tij do të arrijnë mijëra vjet dritë. Cilado qoftë ndryshimi në parametrin e lakimit të hapësirës nga uniteti para fillimit të zgjerimit, deri në fund të tij do të ulet me 10 -100 herë, domethënë hapësira do të bëhet krejtësisht e sheshtë!
Problemi i monopoleve zgjidhet në një mënyrë të ngjashme. Nëse defektet topologjike që u bënë paraardhësit e tyre u shfaqën para ose edhe në procesin e zgjerimit eksponencial, atëherë deri në fund të tij ata duhet të largohen nga njëri -tjetri në distanca gjigante. Që atëherë, Universi është zgjeruar në mënyrë të konsiderueshme dhe dendësia e monopoleve ka rënë në pothuajse zero. Llogaritjet tregojnë se edhe nëse shqyrtoni një kub kozmik me një skaj prej një miliardë vit dritë, atëherë me shkallën më të lartë të probabilitetit nuk do të ketë një monopol të vetëm.
Hipoteza e zgjerimit eksponencial sugjeron gjithashtu një zgjidhje të thjeshtë të problemit të horizontit. Le të supozojmë se madhësia e "flluskës" embrionale që nisi Universin tonë nuk e kaloi rrugën që drita kishte kohë për të udhëtuar pas Big Bang. Në këtë rast, ekuilibri termik mund të vendoset në të, i cili siguroi barazinë e temperaturave në të gjithë vëllimin, i cili u ruajt gjatë zgjerimit eksponencial. Një shpjegim i ngjashëm është i pranishëm në shumë libra shkollorë të kozmologjisë, por ju mund të bëni pa të.
NGA NJ ONE Flluskë
Në kthesën e viteve 1970 dhe 1980, disa teoricienë, i pari prej të cilëve ishte fizikani sovjetik Alexei Starobinsky, konsideruan modele të evolucionit të hershëm të Universit me një fazë të shkurtër të zgjerimit eksponencial. Në 1981, amerikani Alan Guth botoi një letër që tërhoqi vëmendjen e gjerë ndaj kësaj ideje. Ai ishte i pari që kuptoi se një zgjerim i tillë (ka shumë të ngjarë, duke përfunduar në moshën 10 -34 s) heq problemin e monopoleve, me të cilat ai fillimisht merrej, dhe tregon rrugën për zgjidhjen e mospërputhjeve me gjeometrinë e sheshtë dhe horizontin Me Guth e quajti bukur këtë zgjerim inflacion kozmologjik dhe termi u pranua përgjithësisht.
Atje, Përtej HORIZONIT |
PROBLEMI I HORIZONIT SHOQROHET ME RREZATIM LIDHUR NGA NDONJA PIK OF E HORIZONIT Q IT KA VJET, TEMPERATURA E TIJ ISSHT KONSTANTE ME NJ SIGURI DERI N 0. 0,001%. |
PROBLEM FLAT |
Por modeli i Guth kishte ende një të metë serioze. Ajo lejoi shfaqjen e shumë zonave inflacioniste, duke pësuar përplasje me njëra -tjetrën. Kjo çoi në formimin e një hapësire shumë të çrregulluar me një dendësi jo homogjene të materies dhe rrezatimit, e cila është krejtësisht ndryshe nga hapësira reale. Sidoqoftë, së shpejti Andrei Linde nga Instituti i Fizikës i Akademisë së Shkencave (FIAN), dhe pak më vonë Andreas Albrecht me Paul Steinhardt nga Universiteti i Pensilvanisë treguan se nëse ndryshoni ekuacionin e fushës skalar, atëherë gjithçka bie në vend. Nga këtu pasoi skenari sipas të cilit i gjithë Universi ynë i vëzhgueshëm lindi nga një flluskë vakumi, e ndarë nga rajonet e tjera inflacioniste me distanca të paimagjinueshme të mëdha.
INFLACION KAOTIK
Në 1983, Andrei Linde bëri një përparim tjetër, duke zhvilluar teorinë e inflacionit kaotik, i cili bëri të mundur shpjegimin si të përbërjes së Universit ashtu edhe të homogjenitetit të rrezatimit të reliktit. Gjatë inflacionit, çdo ndërprerje paraprake në fushën shkallëzore shtrihet në atë masë sa që praktikisht zhduket. Në fazën përfundimtare të inflacionit, kjo fushë fillon të lëkundet me shpejtësi pranë minimumit të energjisë së saj potenciale. Në të njëjtën kohë, grimcat dhe fotonet lindin me bollëk, të cilat ndërveprojnë intensivisht me njëri -tjetrin dhe arrijnë një temperaturë ekuilibri. Pra, në fund të inflacionit, ne kemi një Univers të sheshtë të nxehtë, i cili më pas zgjerohet sipas skenarit të Big Bang. Ky mekanizëm shpjegon pse sot ne vëzhgojmë rrezatimin e relikeve me luhatje të vogla të temperaturës, të cilat mund t'i atribuohen luhatjeve kuantike në fazën e parë të universit. Kështu, teoria e inflacionit kaotik zgjidhi problemin e horizontit edhe pa supozimin se para fillimit të zgjerimit eksponencial, universi i farës ishte në një gjendje të ekuilibrit termik.
Sipas modelit të Lindes, shpërndarja e materies dhe rrezatimit në hapësirë pas inflacionit duhet thjesht të jetë pothuajse krejtësisht uniforme, me përjashtim të gjurmëve të luhatjeve kuantike parësore. Këto luhatje shkaktuan luhatje të densitetit lokal, të cilat me kalimin e kohës krijuan grumbuj galaktikë dhe boshllëqet e hapësirës që i ndanin ato. Veryshtë shumë e rëndësishme që pa "shtrirje" inflacionale luhatjet do të ishin shumë të dobëta dhe nuk mund të bëhen fara e galaktikave. Në përgjithësi, mekanizmi inflacionist ka një krijimtari kozmologjike jashtëzakonisht të fuqishme dhe universale - nëse dëshironi, ai shfaqet si një demiurgj universal. Pra, titulli i këtij artikulli nuk është aspak një ekzagjerim.
Në një shkallë të rendit të të qindtave të madhësisë së Universit (tani është qindra megaparsekë), përbërja e tij ishte dhe mbetet homogjene dhe izotropike. Sidoqoftë, në shkallën e të gjithë kozmosit, homogjeniteti zhduket. Inflacioni ndalon në një zonë dhe fillon në një zonë tjetër, dhe kështu me radhë pafund. Ky është një proces i pafund i vetë -riprodhuar që gjeneron një grup degëzimi të botëve - Multiverse. Të njëjtat ligje themelore fizike mund të realizohen atje në forma të ndryshme - për shembull, forcat intranukleare dhe ngarkesa e një elektroni në universet e tjera mund të rezultojnë të jenë të ndryshme nga tonat. Kjo pamje fantastike aktualisht po diskutohet seriozisht si nga fizikantët ashtu edhe nga kozmologët.
LUFTA IDET
"Idetë kryesore të skenarit inflacionist u formuluan tre dekada më parë," shpjegon Andrei Linde, një nga autorët e kozmologjisë inflacioniste, profesor në Universitetin Stanford. - Pas kësaj, detyra kryesore ishte zhvillimi i teorive realiste bazuar në këto ide, por vetëm kriteret për realizmin kanë ndryshuar më shumë se një herë. Në vitet 1980, pikëpamja dominuese ishte se inflacioni mund të kuptohej duke përdorur modele të Unifikimit të Madh. Pastaj shpresat u zbehën, dhe inflacioni filloi të interpretohet në kontekstin e teorisë së super -gravitetit, dhe më vonë - teorisë së superstringut. Sidoqoftë, kjo rrugë doli të ishte shumë e vështirë. Së pari, të dyja këto teori përdorin matematikë jashtëzakonisht komplekse, dhe së dyti, ato janë hartuar në atë mënyrë që është shumë, shumë e vështirë të zbatosh një skenar inflacioni me ndihmën e tyre. Prandaj, përparimi këtu doli të ishte mjaft i ngadalshëm. Në vitin 2000, tre shkencëtarë japonezë me vështirësi të konsiderueshme morën një model të inflacionit kaotik brenda kuadrit të teorisë së super -gravitetit, të cilën e kisha shpikur gati 20 vjet më parë. Tre vjet më vonë, ne në Stanford bëmë një punë që tregoi mundësinë themelore të ndërtimit të modeleve inflacioniste duke përdorur teorinë e superstrings dhe shpjegoi në bazë të saj katër-dimensionaleësinë e botës sonë. Konkretisht, ne zbuluam se në këtë mënyrë është e mundur të merret një gjendje vakumi me një konstante pozitive kozmologjike, e cila është e nevojshme për të shkaktuar inflacionin. Qasja jonë është zhvilluar me sukses nga shkencëtarë të tjerë, dhe kjo ka kontribuar shumë në përparimin e kozmologjisë. Tani është e qartë se teoria e superstringut lejon një numër gjigant të gjendjeve të vakumit, duke shkaktuar zgjerimin eksponencial të universit.
Tani ne duhet të bëjmë një hap më shumë dhe të kuptojmë strukturën e Universit tonë. Këto punime janë duke u kryer, por ato po përballen me vështirësi të mëdha teknike, dhe cili do të jetë rezultati nuk është ende i qartë. Për dy vitet e fundit, kolegët e mi dhe unë kemi punuar në një familje modelesh hibride që mbështeten në superstrings dhe supergravity. Ka përparim, ne tashmë jemi në gjendje të përshkruajmë shumë gjëra të jetës reale. Për shembull, ne jemi afër të kuptuarit pse dendësia e energjisë vakum tani është kaq e ulët, e cila është vetëm tre herë dendësia e grimcave dhe rrezatimit. Por ne duhet të vazhdojmë. Ne mezi presim rezultatet e vëzhgimeve nga Observatori Hapësinor Planck, i cili mat karakteristikat spektrale të CMB me rezolucion shumë të lartë. Isshtë e mundur që leximet e instrumenteve të saj të vënë klasën e tërë të modeleve inflacioniste nën thikë dhe t'i japin një shtysë zhvillimit të teorive alternative. "
Kozmologjia inflacioniste krenohet me një numër arritjesh të jashtëzakonshme. Ajo parashikoi gjeometrinë e sheshtë të universit tonë shumë kohë para se astronomët dhe astrofizikanët të konfirmonin këtë fakt. Deri në fund të viteve 1990, besohej se me një llogari të plotë të të gjithë materies së Universit, vlera numerike e parametrit Ω nuk kalon 1/3. U desh zbulimi i energjisë së errët për t'u siguruar që kjo vlerë është praktikisht e barabartë me një, siç vijon nga skenari inflacionist. Luhatjet e temperaturës CMB ishin parashikuar dhe spektri i tyre ishte llogaritur paraprakisht. Ka shumë shembuj të tillë. Përpjekjet për të hedhur poshtë teorinë inflacioniste janë bërë disa herë, por askush nuk ia doli. Për më tepër, sipas Andrei Linde, vitet e fundit, është zhvilluar koncepti i një shumësie universesh, formimi i të cilit mund të quhet një revolucion shkencor: "Megjithë paplotësinë e tij, ai po bëhet pjesë e kulturës së një brezi të ri të fizikanëve dhe kozmologëve ".
GJITHMON ME EVOLUCION
"Paradigma inflacioniste tani është zbatuar në shumë variante, ndër të cilat nuk ka një udhëheqës të njohur," thotë Alexander Vilenkin, drejtor i Institutit të Kozmologjisë në Universitetin Tufts. - Ka shumë modele, por askush nuk e di se cili është i saktë. Prandaj, nuk do të flisja për ndonjë përparim dramatik të arritur vitet e fundit. Dhe ka ende mjaft vështirësi. Për shembull, nuk është plotësisht e qartë se si të krahasohen probabilitetet e ngjarjeve të parashikuara nga një model i veçantë. Në universin e përjetshëm, çdo ngjarje duhet të ndodhë herë të panumërta. Pra, për të llogaritur probabilitetet, duhet të krahasoni pafundësinë, gjë që është shumë e vështirë. Ekziston gjithashtu një çështje e pazgjidhur e fillimit të inflacionit. Me shumë mundësi, ju nuk mund të bëni pa të, por nuk është ende e qartë se si ta arrini atë. E megjithatë pamja inflacioniste e botës nuk ka konkurrentë seriozë. Unë do ta krahasoja me teorinë e Darvinit, e cila në fillim gjithashtu kishte shumë mospërputhje. Sidoqoftë, ajo nuk kishte një alternativë, dhe në fund ajo fitoi njohjen e shkencëtarëve. Më duket se koncepti i inflacionit kozmologjik do të përballojë në mënyrë të përkryer të gjitha vështirësitë ".
Një nga fragmentet e mikrosekondit të parë të jetës së universit luajti një rol të madh në evolucionin e tij të mëtejshëm.
Humbja e komunikimit Rrezatimi i relikteve që ne tani shohim nga Toka vjen nga një distancë prej 46 miliardë vitesh dritë (në një shkallë shoqëruese), pasi ka udhëtuar pak më pak se 14 miliardë vjet. Sidoqoftë, kur ky rrezatim filloi udhëtimin e tij, universi ishte vetëm 300,000 vjeç. Gjatë kësaj kohe, drita mund të kalojë një shteg, përkatësisht, vetëm 300,000 vjet dritë (qarqe të vogla), dhe dy pikat në ilustrim thjesht nuk mund të komunikonin me njëra -tjetrën - horizontet e tyre kozmologjike nuk kryqëzohen.
Alexey Levin
Përparimi konceptual u bë i mundur falë një hipoteze shumë të bukur, të lindur në përpjekjet për të gjetur një rrugëdalje nga tre mospërputhje serioze të teorisë së Big Bang - problemi i një universi të sheshtë, problemi i horizontit dhe problemi i monopoleve magnetike.
Grimcë e rrallë
Që nga mesi i viteve 1970, fizikanët filluan të punojnë në modele teorike të Unifikimit të Madh të tre ndërveprimeve themelore - të forta, të dobëta dhe elektromagnetike. Shumë nga këto modele çuan në përfundimin se grimcat shumë masive që mbartin një ngarkesë të vetme magnetike duhet të jenë prodhuar me bollëk menjëherë pas Big Bengut. Kur mosha e Universit arriti 10 -36 sekonda (sipas disa vlerësimeve, madje disi më herët), ndërveprimi i fortë u nda nga elektro -i dobët dhe fitoi pavarësinë. Në këtë rast, defektet topologjike pika me një masë 10 15 -10 16 më të mëdha se masa e një protoni që nuk ekzistonte ende u formuan në një vakum. Kur, nga ana tjetër, ndërveprimi elektro -i dobët u nda në elektromagnetizëm të dobët dhe elektromagnetik dhe të vërtetë, këto defekte fituan ngarkesa magnetike dhe filluan një jetë të re - në formën e monopoleve magnetike.
Rrezatimi i relikteve që ne tani shohim nga Toka vjen nga një distancë prej 46 miliardë vitesh dritë (në një shkallë shoqëruese), pasi kishte udhëtuar pak më pak se 14 miliardë vjet. Sidoqoftë, kur ky rrezatim filloi udhëtimin e tij, universi ishte vetëm 300,000 vjeç. Gjatë kësaj kohe, drita mund të udhëtonte, përkatësisht, vetëm 300,000 vjet dritë (qarqe të vogla), dhe të dy pikat në ilustrim thjesht nuk mund të komunikonin me njëra -tjetrën - horizontet e tyre kozmologjike nuk kryqëzohen.
Ky model i bukur i paraqiti kozmologjisë një problem të pakëndshëm. Monopolet magnetike "veriore" asgjësohen pas përplasjes me ato "jugore", por përndryshe këto grimca janë të qëndrueshme. Për shkak të masës së madhe në shkallë nanogrami sipas standardeve të mikro-botës, menjëherë pas lindjes, ata ishin të detyruar të ngadalësonin shpejtësinë jo-relativiste, të shpërndaheshin në hapësirë dhe të mbijetonin në kohët tona. Sipas modelit standard të Big Bang, dendësia e tyre aktuale duhet të përputhet përafërsisht me dendësinë e protoneve. Por në këtë rast, dendësia totale e energjisë kozmike do të ishte të paktën një katërmilion herë më e lartë se ajo reale.
Të gjitha përpjekjet për të zbuluar monopolet deri më tani kanë dështuar. Kërkimi për monopole në xeherore hekuri dhe ujë deti ka treguar se raporti i numrit të tyre me numrin e protoneve nuk i kalon 10 -30. Ose këto grimca nuk ekzistojnë fare në rajonin tonë të hapësirës, ose ato janë aq të pakta sa instrumentet nuk janë në gjendje t'i regjistrojnë ato, pavarësisht nënshkrimit të qartë magnetik. Kjo konfirmohet nga vëzhgimet astronomike: prania e monopoleve duhet të ndikojë në fushat magnetike të Galaxy tonë, por kjo nuk është gjetur.
Problem i sheshtë
Astronomët kanë qenë prej kohësh të bindur se nëse hapësira e jashtme aktuale deformohet, atëherë ajo është mjaft e moderuar. Modelet Friedmann dhe Lemaitre na lejojnë të llogarisim se cila ishte kjo lakim menjëherë pas Big Bengut në mënyrë që të jetë në përputhje me matjet moderne. Lakimi i hapësirës vlerësohet duke përdorur parametrin pa dimension Ω, i cili është i barabartë me raportin e densitetit mesatar të energjisë kozmike me vlerën e tij në të cilën kjo lakim bëhet e barabartë me zero, dhe gjeometria e Universit, në përputhje me rrethanat, bëhet e sheshtë. Dyzet vjet më parë, nuk kishte më asnjë dyshim se nëse ky parametër ndryshon nga uniteti, atëherë jo më shumë se dhjetë herë në një drejtim ose në një tjetër. Prandaj rrjedh se një sekondë pas Big Bang -ut ndryshonte nga uniteti lart ose poshtë vetëm me 10 -14! A është ky akordim fantastikisht i mirë rastësor apo fizik? Kështu e formuluan problemin fizikanët amerikanë Robert Dicke dhe James Peebles në 1979.
Sigurisht, mund të supozohet se kurrë nuk ka pasur fare monopole. Disa modele të bashkimit të ndërveprimeve themelore nuk e përshkruajnë vërtet pamjen e tyre. Por problemet e horizontit dhe universit të sheshtë mbeten. Kështu ndodhi që në fund të viteve 1970, kozmologjia u përball me pengesa serioze, të cilat qartë kërkonin që idetë e reja të kapërceheshin.
Presion negativ
Dhe këto ide nuk u vonuan të shfaqen. Kryesorja ishte hipoteza sipas së cilës në hapësirën e jashtme, përveç materies dhe rrezatimit, ekziston një fushë skalare (ose fusha) që krijon presion negativ. Kjo situatë duket paradoksale, por ndodh në jetën e përditshme. Një sistem presioni pozitiv, siç është gazi i ngjeshur, humbet energjinë ndërsa zgjerohet dhe ftohet. Një brez elastik, nga ana tjetër, është në një gjendje me presion negativ, sepse, ndryshe nga gazi, ai nuk tenton të zgjerohet, por të tkurret. Nëse një kasetë e tillë shtrihet shpejt, ajo do të nxehet dhe energjia e saj termike do të rritet. Gjatë zgjerimit të Universit, fusha me presion negativ grumbullon energji, e cila, kur lëshohet, është e aftë të gjenerojë grimca dhe kuantet e dritës.
Gjeometria lokale e universit përcaktohet nga parametri pa dimension Ω: nëse është më pak se një, universi do të jetë hiperbolik (i hapur), nëse më shumë, do të jetë sferik (i mbyllur), dhe nëse është saktësisht i barabartë me një, do të jetë e sheshtë. Edhe devijimet shumë të vogla nga uniteti me kalimin e kohës mund të çojnë në një ndryshim të rëndësishëm në këtë parametër. Ilustrimi në ngjyrë blu tregon një grafik të parametrit për Universin tonë.
Presioni negativ mund të jetë i madhësisë së ndryshme. Por ekziston një rast i veçantë kur është i barabartë me densitetin e energjisë kozmike me shenjën e kundërt. Në këtë situatë, kjo dendësi mbetet konstante ndërsa hapësira zgjerohet, pasi presioni negativ kompenson "rrallimin" në rritje të grimcave dhe kuanteve të dritës. Nga ekuacionet Friedmann-Lemaitre rrjedh se Universi në këtë rast zgjerohet në mënyrë eksponenciale.
Hipoteza e zgjerimit eksponencial zgjidh të tre problemet e mësipërme. Supozoni se universi doli nga një "flluskë" e vogël e hapësirës shumë të lakuar, e cila pësoi një transformim që i dha hapësirë presionit negativ dhe kështu e detyroi atë të zgjerohet në mënyrë eksponenciale. Natyrisht, pas zhdukjes së këtij presioni, Universi do të kthehet në zgjerimin e mëparshëm "normal".
Zgjidhja e problemeve
Ne do të supozojmë se rrezja e Universit para se të arrinte në eksponencial e tejkalonte gjatësinë e Planck me vetëm disa urdhra madhësie, 10 -35 m. Nëse në fazën eksponenciale rritet, të themi, 10 50 herë, atëherë deri në fund të tij do të arrijnë mijëra vjet dritë. Cilado qoftë ndryshimi në parametrin e lakimit të hapësirës nga uniteti para fillimit të zgjerimit, deri në fund të tij do të ulet me 10 -100 herë, domethënë hapësira do të bëhet krejtësisht e sheshtë!
Problemi i monopoleve zgjidhet në një mënyrë të ngjashme. Nëse defektet topologjike që u bënë paraardhësit e tyre u shfaqën para ose edhe në procesin e zgjerimit eksponencial, atëherë deri në fund të tij ata duhet të largohen nga njëri -tjetri me distanca gjigante. Që atëherë, Universi është zgjeruar ndjeshëm dhe dendësia e monopoleve ka rënë në pothuajse zero. Llogaritjet tregojnë se edhe nëse shqyrtoni një kub kozmik me një skaj prej një miliardë vit dritë, atëherë me shkallën më të lartë të probabilitetit nuk do të ketë një monopol të vetëm.
Hipoteza e zgjerimit eksponencial sugjeron gjithashtu një zgjidhje të thjeshtë të problemit të horizontit. Le të supozojmë se madhësia e "flluskës" embrionale, e cila hodhi themelet e Universit tonë, nuk e tejkaloi rrugën që drita kishte kohë për të përshkuar pas Big Bang. Në këtë rast, ekuilibri termik mund të vendoset në të, i cili siguroi barazinë e temperaturave në të gjithë vëllimin, i cili u ruajt gjatë zgjerimit eksponencial. Një shpjegim i ngjashëm është i pranishëm në shumë libra shkollorë të kozmologjisë, por ju mund të bëni pa të.
Nga një flluskë
Në kthesën e viteve 1970 dhe 1980, disa teoricienë, i pari prej të cilëve ishte fizikani sovjetik Alexei Starobinsky, konsideruan modele të evolucionit të hershëm të Universit me një fazë të shkurtër të zgjerimit eksponencial. Në 1981, amerikani Alan Guth botoi një letër që tërhoqi vëmendjen e gjerë ndaj kësaj ideje. Ai ishte i pari që kuptoi se një zgjerim i tillë (ka shumë të ngjarë, duke përfunduar në moshën 10 -34 s) heq problemin e monopoleve, me të cilat ai fillimisht merrej, dhe tregon rrugën për zgjidhjen e mospërputhjeve me gjeometrinë e sheshtë dhe horizontin Me Guth e quajti bukur këtë zgjerim inflacion kozmologjik dhe termi u pranua përgjithësisht.
Zgjerimi normal me shpejtësi më të vogël se shpejtësia e dritës çon në faktin se i gjithë Universi herët a vonë do të jetë brenda horizontit tonë të ngjarjeve. Zgjerimi inflacionist me shpejtësi shumë më të madhe se shpejtësia e dritës ka çuar në faktin se vetëm një pjesë e vogël e Universit e formuar gjatë Big Bengut është e arritshme për vëzhgimin tonë. Kjo na lejon të zgjidhim problemin e horizontit dhe të shpjegojmë të njëjtën temperaturë të rrezatimit të relikteve që vijnë nga pika të ndryshme të qiellit.
Por modeli i Guth kishte ende një të metë serioze. Ajo lejoi shfaqjen e shumë zonave inflacioniste, duke pësuar përplasje me njëra -tjetrën. Kjo çoi në formimin e një hapësire shumë të çrregulluar me një dendësi jo homogjene të materies dhe rrezatimit, e cila është krejtësisht ndryshe nga hapësira reale. Sidoqoftë, së shpejti Andrei Linde nga Instituti i Fizikës i Akademisë së Shkencave (FIAN), dhe pak më vonë Andreas Albrecht me Paul Steinhardt nga Universiteti i Pensilvanisë treguan se nëse ndryshoni ekuacionin e fushës skalar, atëherë gjithçka bie në vend. Nga këtu pasoi skenari sipas të cilit i gjithë Universi ynë i vëzhgueshëm lindi nga një flluskë vakumi, e ndarë nga rajonet e tjera inflacioniste me distanca të paimagjinueshme të mëdha.
Inflacion kaotik
Në 1983, Andrei Linde bëri një përparim tjetër, duke zhvilluar teorinë e inflacionit kaotik, i cili bëri të mundur shpjegimin si të përbërjes së Universit ashtu edhe të homogjenitetit të rrezatimit të reliktit. Gjatë inflacionit, çdo ndërprerje paraprake në fushën shkallëzore shtrihet në atë masë sa që praktikisht zhduket. Në fazën përfundimtare të inflacionit, kjo fushë fillon të lëkundet me shpejtësi pranë minimumit të energjisë së saj potenciale. Në të njëjtën kohë, grimcat dhe fotonet lindin me bollëk, të cilat ndërveprojnë intensivisht me njëri -tjetrin dhe arrijnë një temperaturë ekuilibri. Pra, në fund të inflacionit, ne kemi një Univers të sheshtë të nxehtë, i cili më pas zgjerohet sipas skenarit të Big Bang. Ky mekanizëm shpjegon pse sot ne vëzhgojmë rrezatimin e relikeve me luhatje të vogla të temperaturës, të cilat mund t'i atribuohen luhatjeve kuantike në fazën e parë të universit. Kështu, teoria e inflacionit kaotik zgjidhi problemin e horizontit edhe pa supozimin se para fillimit të zgjerimit eksponencial, universi i farës ishte në një gjendje të ekuilibrit termik.
Sipas modelit të Linde, shpërndarja e materies dhe rrezatimit në hapësirë pas inflacionit duhet thjesht të jetë pothuajse krejtësisht uniforme, me përjashtim të gjurmëve të luhatjeve kuantike parësore. Këto luhatje shkaktuan luhatje të densitetit lokal, të cilat me kalimin e kohës krijuan grumbuj galaktikë dhe boshllëqet e hapësirës që i ndanin ato. Veryshtë shumë e rëndësishme që pa "shtrirje" inflacioniste luhatjet do të ishin shumë të dobëta dhe nuk mund të bëheshin embrionet e galaktikave. Në përgjithësi, mekanizmi inflacionist ka një krijimtari kozmologjike jashtëzakonisht të fuqishme dhe universale - nëse dëshironi, ai shfaqet si një demiurgj universal. Pra, titulli i këtij artikulli nuk është aspak një ekzagjerim.
Në një shkallë të rendit të të qindtave të madhësisë së Universit (tani është qindra megaparsekë), përbërja e tij ishte dhe mbetet homogjene dhe izotropike. Sidoqoftë, në shkallën e të gjithë kozmosit, homogjeniteti zhduket. Inflacioni ndalon në një zonë ujore dhe fillon në një zonë tjetër, dhe kështu me radhë pafund. Shtë një proces i pafund i vetë -riprodhuar që gjeneron një grup degëzimi të botëve - Multiverse. Të njëjtat ligje themelore fizike mund të realizohen atje në forma të ndryshme - për shembull, forcat intranukleare dhe ngarkesa e një elektroni në universet e tjera mund të rezultojnë të jenë të ndryshme nga tonat. Kjo pamje fantastike aktualisht po diskutohet seriozisht si nga fizikantët ashtu edhe nga kozmologët.
Sfera në zgjerim demonstron zgjidhjen e problemit të një universi të sheshtë brenda kuadrit të kozmologjisë inflacioniste. Ndërsa rrezja e sferës rritet, zona e zgjedhur e sipërfaqes së saj bëhet gjithnjë e më e sheshtë. Pikërisht në të njëjtën mënyrë, zgjerimi eksponencial i hapësirës kohore gjatë fazës inflacioniste ka çuar në faktin se universi ynë tani është pothuajse i sheshtë.
Beteja e ideve
"Idetë kryesore të skenarit inflacionist u formuluan tre dekada më parë," shpjegon Andrei Linde, një nga autorët e kozmologjisë inflacioniste, profesor në Universitetin Stanford. - Pas kësaj, detyra kryesore ishte zhvillimi i teorive realiste bazuar në këto ide, por vetëm kriteret për realizmin kanë ndryshuar më shumë se një herë. Në vitet 1980, pikëpamja dominuese ishte se inflacioni mund të kuptohej duke përdorur modele të Unifikimit të Madh. Pastaj shpresat u zbehën, dhe inflacioni filloi të interpretohet në kontekstin e teorisë së super -gravitetit, dhe më vonë - teorisë së superstringut. Sidoqoftë, kjo rrugë doli të ishte shumë e vështirë. Së pari, të dyja këto teori përdorin matematikë jashtëzakonisht komplekse, dhe së dyti, ato janë hartuar në atë mënyrë që është shumë, shumë e vështirë të zbatosh një skenar inflacioni me ndihmën e tyre. Prandaj, përparimi këtu doli të ishte mjaft i ngadalshëm. Në vitin 2000, tre shkencëtarë japonezë me vështirësi të konsiderueshme morën një model të inflacionit kaotik brenda kuadrit të teorisë së super -gravitetit, të cilën e kisha shpikur gati 20 vjet më parë. Tre vjet më vonë, ne në Stanford bëmë një punë që tregoi mundësinë themelore të ndërtimit të modeleve inflacioniste duke përdorur teorinë e superstrings dhe shpjegoi në bazë të saj katër-dimensionaleësinë e botës sonë. Konkretisht, ne zbuluam se në këtë mënyrë është e mundur të merret një gjendje vakumi me një konstante pozitive kozmologjike, e cila është e nevojshme për të shkaktuar inflacionin. Qasja jonë është zhvilluar me sukses nga shkencëtarë të tjerë, dhe kjo ka kontribuar shumë në përparimin e kozmologjisë. Tani është e qartë se teoria e superstringut lejon një numër gjigant të gjendjeve të vakumit, duke shkaktuar zgjerimin eksponencial të universit.
Tani ne duhet të bëjmë një hap më shumë dhe të kuptojmë strukturën e Universit tonë. Këto punime janë duke u kryer, por ato po përballen me vështirësi të mëdha teknike, dhe cili do të jetë rezultati nuk është ende i qartë. Për dy vitet e fundit, kolegët e mi dhe unë kemi punuar në një familje modelesh hibride që mbështeten në superstrings dhe supergravity. Ka përparim, ne tashmë jemi në gjendje të përshkruajmë shumë gjëra të jetës reale. Për shembull, ne jemi afër të kuptuarit pse dendësia e energjisë vakum tani është kaq e ulët, e cila është vetëm tre herë dendësia e grimcave dhe rrezatimit. Por ne duhet të vazhdojmë. Ne mezi presim rezultatet e vëzhgimeve nga Observatori Hapësinor Planck, i cili mat karakteristikat spektrale të CMB me rezolucion shumë të lartë. Isshtë e mundur që leximet e instrumenteve të saj të vënë klasën e tërë të modeleve inflacioniste nën thikë dhe t'i japin një shtysë zhvillimit të teorive alternative. "
Modeli i inflacionit kozmologjik, i cili zgjidh shumë nga mospërputhjet e teorisë së Big Bang, pohon se në një kohë shumë të shkurtër, madhësia e flluskës nga e cila u formua Universi ynë u rrit me 10-50 herë. Pas kësaj, Universi vazhdoi të zgjerohet, por me një ritëm shumë më të ngadaltë.
Kozmologjia inflacioniste krenohet me një numër arritjesh të jashtëzakonshme. Ajo parashikoi gjeometrinë e sheshtë të universit tonë shumë kohë para se astronomët dhe astrofizikanët të konfirmonin këtë fakt. Deri në fund të viteve 1990, besohej se me një llogari të plotë të të gjithë materies në Univers, vlera numerike e parametrit nuk kalon 1/3. U desh zbulimi i energjisë së errët për t'u siguruar që kjo vlerë është praktikisht e barabartë me një, siç vijon nga skenari inflacionist. Luhatjet e temperaturës CMB ishin parashikuar dhe spektri i tyre ishte llogaritur paraprakisht. Ka shumë shembuj të tillë. Përpjekjet për të hedhur poshtë teorinë inflacioniste janë bërë disa herë, por askush nuk ia doli. Për më tepër, sipas Andrei Linde, vitet e fundit, është zhvilluar koncepti i një shumësie universesh, formimi i të cilit mund të quhet një revolucion shkencor: "Megjithë paplotësinë e tij, ai po bëhet pjesë e kulturës së një brezi të ri të fizikanëve dhe kozmologëve ".
Së bashku me evolucionin
"Paradigma inflacioniste tani është zbatuar në shumë variante, ndër të cilat nuk ka një udhëheqës të njohur," thotë Alexander Vilenkin, drejtor i Institutit të Kozmologjisë në Universitetin Tufts. - Ka shumë modele, por askush nuk e di se cili është i saktë. Prandaj, nuk do të flisja për ndonjë përparim dramatik të arritur vitet e fundit. Dhe ka ende mjaft vështirësi. Për shembull, nuk është plotësisht e qartë se si të krahasohen probabilitetet e ngjarjeve të parashikuara nga një model i veçantë. Në universin e përjetshëm, çdo ngjarje duhet të ndodhë herë të panumërta. Pra, për të llogaritur probabilitetet, duhet të krahasoni pafundësinë, gjë që është shumë e vështirë. Ekziston gjithashtu një çështje e pazgjidhur e fillimit të inflacionit. Me shumë mundësi, ju nuk mund të bëni pa të, por nuk është ende e qartë se si ta arrini atë. E megjithatë pamja inflacioniste e botës nuk ka konkurrentë seriozë. Unë do ta krahasoja me teorinë e Darvinit, e cila në fillim gjithashtu kishte shumë mospërputhje. Sidoqoftë, ajo nuk kishte një alternativë, dhe në fund ajo fitoi njohjen e shkencëtarëve. Më duket se koncepti i inflacionit kozmologjik do të përballojë në mënyrë të përkryer të gjitha vështirësitë ".
