Omedelbart efter dess tillkomst expanderade universum i en otrolig hastighet.
Sedan 30-talet av XX-talet visste astrofysiker redan att universum enligt Hubbles lag expanderar, vilket betyder att det hade sin början vid ett visst ögonblick i det förflutna. Astrofysikernas uppgift såg utåt sett enkel ut: att spåra alla stadier av Hubble-expansionen i omvänd kronologi, tillämpa motsvarande fysiska lagar i varje steg, och, efter att ha gått denna väg till slutet - mer exakt, till början - att förstå exakt hur allt hände.
I slutet av 1970-talet förblev dock flera grundläggande problem relaterade till det tidiga universum olösta, nämligen:
- Antimateria problem. Enligt fysikens lagar har materia och antimateria lika rätt att existera i universum ( centimeter. Antipartiklar), men universum består nästan helt av materia. Varför hände det?
- Horisontproblem. Enligt den kosmiska bakgrundsstrålningen ( centimeter. Big Bang), kan vi fastställa att universums temperatur är ungefär densamma överallt, men dess enskilda delar (kluster av galaxer) kunde inte vara i kontakt (som de säger, de var utanför horisonten varandra). Hur kom det sig att termisk jämvikt etablerades mellan dem?
- Problemet med att räta ut utrymmet. Universum verkar ha exakt den massa och energi som behövs för att bromsa och stoppa Hubble-expansionen. Varför, av alla möjliga massor, har universum just detta?
Nyckeln till att lösa dessa problem var tanken att omedelbart efter dess födelse var universum väldigt tätt och väldigt varmt. All materia i den var en glödhet massa av kvarkar och leptoner ( centimeter. Standardmodell), som inte hade något sätt att kombineras till atomer. De olika krafterna som verkar i det moderna universum (såsom elektromagnetiska krafter och gravitationskrafter) motsvarade då ett enda kraftinteraktionsfält ( centimeter. universella teorier). Men när universum expanderade och svalnade, upplöstes det hypotetiska enhetliga fältet i flera krafter ( centimeter. Tidiga universum).
1981 insåg den amerikanske fysikern Alan Guth att separationen av starka interaktioner från ett enda fält, som hände cirka 10 -35 sekunder efter universums födelse (tänk bara - det här är 34 nollor och ettor efter decimalkomma!), Var en vändpunkt i dess utveckling. Hände Fasövergång materia från ett tillstånd till ett annat på universums skala är ett fenomen som liknar omvandlingen av vatten till is. Och precis som när vatten fryser, "griper" dess slumpmässigt rörliga molekyler plötsligt och bildar en strikt kristallin struktur, så under inflytande av de frigjorda starka interaktionerna skedde en omedelbar omstrukturering, en sorts "kristallisering" av materia i universum.
Den som har sett hur vattenledningar eller rör till en bilkylare spricker i hård frost, så fort vattnet i dem förvandlas till is, han vet av egen erfarenhet att vatten expanderar när det fryser. Alan Guth kunde visa att när de starka och svaga interaktionerna separerades hände något liknande i universum - en diskontinuerlig expansion. Detta är en förlängning som kallas inflatorisk, är många gånger snabbare än det vanliga Hubble-tillägget. På cirka 10 -32 sekunder expanderade universum med 50 storleksordningar - det var mindre än en proton, och blev storleken på en grapefrukt (som jämförelse: vatten expanderar med endast 10% när det fryser). Och denna snabba inflationsexpansion av universum tar bort två av ovanstående tre problem, vilket direkt förklarar dem.
Lösning utrymmesuträtningsproblem Följande exempel visar tydligast: Föreställ dig ett koordinatnät ritat på en tunn elastisk karta, som sedan skrynklas ihop slumpmässigt. Om vi nu tar och kraftigt skakar denna skrynkliga elastiska karta till en klump kommer den att återgå till en platt form, och koordinatlinjerna på den kommer att återställas, hur mycket vi än deformerar den när vi skrynklade den. På samma sätt, oavsett hur krökt universums utrymme var vid början av dess inflationsexpansion, är det viktigaste att efter fullbordandet av denna expansion var utrymmet helt tillplattat. Och eftersom vi från relativitetsteorin vet att rymdens krökning beror på mängden materia och energi i den, blir det tydligt varför det finns exakt så mycket materia i universum som är nödvändigt för att balansera Hubble-expansionen.
Förklarar inflationsmodellen och horisontproblem fast inte så okomplicerat. Från teorin om svartkroppsstrålning vet vi att strålningen som sänds ut av en kropp beror på dess temperatur. Således kan vi bestämma deras temperatur från emissionsspektra från avlägsna delar av universum. Sådana mätningar gav fantastiska resultat: det visade sig att temperaturen (med ett mätfel på upp till fyra decimaler) är densamma vid varje observerad punkt i universum. Om vi utgår från modellen med den vanliga Hubble-expansionen, måste saken omedelbart efter Big Bang ha spridits för långt för att temperaturerna ska utjämnas. Enligt inflationsmodellen förblev universums materia fram till ögonblicket t = 10 -35 sekunder mycket mer kompakt än under Hubble-expansionen. Denna extremt korta period räckte för upprättandet av termisk jämvikt, som inte stördes i skedet av inflationsexpansion och som har bevarats till denna dag.
Amerikansk fysiker, specialist inom elementarpartiklar och kosmologi. Född i New Brunswick, New Jersey. Han doktorerade från Massachusetts Institute of Technology, dit han återvände 1986 och blev professor i fysik. Guth utvecklade sin teori om universums inflationsexpansion vid Stanford University och studerade teorin om elementarpartiklar. Han är känd för sin recension av universum som "en oändlig självmonterad duk".
I vilken han kort beskriver uppkomsten och utvecklingen av teorin om det inflationära universum, som ger en ny förklaring till Big Bang och förutsäger existensen av många andra universum tillsammans med vårt.
Kosmologi är på något sätt besläktad med filosofi. För det första, när det gäller omfattningen av dess forskningsämne, är det hela universum som helhet. För det andra, på grund av det faktum att vissa av lokalerna i den accepteras av forskare som tillåtna utan möjlighet att genomföra något verifieringsexperiment. För det tredje kommer den prediktiva kraften hos många kosmologiska teorier bara att fungera om vi kan ta oss in i andra universum – vilket inte är att vänta.
Av allt detta följer dock inte alls att den moderna kosmologin är ett sådant handviftande och inte helt vetenskapligt område, där man, liksom de gamla grekerna, kan ligga i skuggan av träd och göra en hypotes om antalet dimensioner av rymden. -tid - tio av dem eller elva? Kosmologiska modeller är baserade på observationsdata från astronomi, och ju mer av dessa data, desto mer material för kosmologiska modeller – som bör länka och överensstämma dessa data med varandra. Svårigheten är att inom kosmologin ställs grundläggande frågor som kräver några initiala antaganden, som väljs av författarna till modellerna utifrån deras personliga idéer om universums harmoni. I det här, i allmänhet, finns det inget exceptionellt: när du bygger någon teori måste du ta några referenspunkter. Det är bara det att för kosmologi, som verkar på de största skalorna av rum och tid, är det särskilt svårt att välja dem.
Först några viktiga definitioner.
Kosmologi är en vetenskap som studerar egenskaperna hos vårt universum som helhet. Men den har ännu inte någon enhetlig teori som skulle beskriva allt som händer och någonsin har hänt. Nu finns det fyra huvudsakliga kosmologiska modeller som försöker beskriva universums ursprung och utveckling, och var och en av dem har sina plus och minus, sina anhängare och motståndare. Lambda-CDM-modellen anses vara den mest auktoritativa, men inte obestridlig. Det är viktigt att förstå att kosmologiska modeller inte nödvändigtvis konkurrerar med varandra. De kan bara beskriva fundamentalt olika stadier av evolution. Till exempel tar Labmda-CDM inte upp frågan om Big Bang överhuvudtaget, även om den perfekt förklarar allt som hände efter det.
Multiversumstruktur med mini-universumbubblor inuti.
Mönster: Andrei Linde
Det överraskande med detta är att den kosmologiska konstanten (det vill säga vakuumets energi) inte förändras med tiden när universum expanderar, medan materiens densitet bara förändras ganska förutsägbart och beror på rymdens volym. Det visar sig att i det tidiga universum var materiens densitet mycket högre än vakuumets densitet; i framtiden, när galaxer expanderar, kommer materiens densitet att minska. Så varför just nu, när vi kan mäta dem, är de så nära varandra i värde?
Det enda kända sättet att förklara en sådan otrolig sammanträffande, utan att dra till sig några ovetenskapliga hypoteser, är endast möjligt med hjälp av den antropiska principen och den inflationära modellen - det vill säga från en mängd existerande universum, liv har sitt ursprung i ett där den kosmologiska konstanten vid ett givet ögonblick visade sig vara lika med materiens densitet (detta i sin tur bestämmer den tid som förflutit sedan inflationens början, och ger precis tillräckligt med tid för bildandet av galaxer, bildandet av tunga element och utvecklingen av liv).
En annan vändpunkt i utvecklingen av inflationsmodellen var publiceringen år 2000 av en artikel av Busso och Polchinski, där de föreslog att man skulle använda strängteori för att förklara en stor uppsättning olika typer av vakuum, i vilka den kosmologiska konstanten kunde ta på olika värderingar. Och när en av grundarna av själva strängteorin, Leonard Susskind, anslöt sig till arbetet med att förena strängteorin och den inflationära modellen, hjälpte det inte bara till att skapa en mer komplett bild av det som nu kallas "strängteorins antropiska landskap" ", men också på något sätt lagt till vikten av hela modellen i den vetenskapliga världen. Antalet artiklar om inflation ökade under året från fyra till trettiotvå.
Inflationsmodellen hävdar att den inte bara förklarar finjusteringen av fundamentala konstanter, utan också hjälper till att upptäcka några av de fundamentala parametrar som bestämmer storleken på dessa konstanter. Faktum är att det idag finns 26 parametrar i standardmodellen (den kosmologiska konstanten var den sista som upptäcktes), som bestämmer storleken på alla konstanter som du någonsin har stött på i en fysikkurs. Detta är ganska mycket, och Einstein trodde redan att deras antal kunde minskas. Han föreslog ett teorem, som enligt honom för närvarande inte kan vara mer än en tro, att det inte finns några godtyckliga konstanter i världen: den är så klokt konstruerad att det måste finnas några logiska samband mellan till synes helt olika storheter. I inflationsmodellen kan dessa konstanter bara vara en miljöparameter som för oss verkar vara lokalt oförändrad på grund av inflationens effekt, även om den kommer att vara helt annorlunda i en annan del av universum och bestäms av ännu inte identifierad, men säkerligen existerande verkligt grundläggande parametrar.
I slutet av artikeln skriver Linde att kritiken mot inflationsmodellen ofta bygger på att vi inte kommer att kunna tränga in i andra universum inom en överskådlig framtid. Därför är det omöjligt att testa teorin, och vi har fortfarande inte svar på de mest grundläggande frågorna: Varför är universum så stort? Varför är det homogent? Varför är den isotrop och roterar inte som vår galax? Men om man tittar på dessa frågor från en annan vinkel visar det sig att även utan resor till andra miniuniversum har vi en hel del experimentella data. Såsom storlek, plan, isotropi, homogenitet, värdet av den kosmologiska konstanten, förhållandet mellan protonens och neutronens massor och så vidare. Och idag ges den enda rimliga förklaringen till denna och många andra experimentella data inom ramen för multiversumteorin och därför den inflationära kosmologimodellen.
, 1990. Andrey Linde
"Strängteorins antropiska landskap" 2003. Leonard Susskind
Marat Musin
Varför tog trettiotre kända forskare med olika specialiseringar, ledda av Stephen Hawking, till vapen mot tre astrofysiker, enligt vilka scenarier vårt universum bildades och om inflationsteorin om dess expansion är korrekt, löste platsen tillsammans med specialister.
Standard Big Bang Theory och dess problem
Den heta Big Bang-teorin etablerades i mitten av 1900-talet och blev allmänt accepterad ett par decennier efter upptäckten av relikstrålningen. Den förklarar många egenskaper hos universum runt omkring oss och antar att universum uppstod från något initialt singulart tillstånd (formellt oändligt tätt) och sedan dess har kontinuerligt expanderat och svalnat.
Själva mikrovågsbakgrundsstrålningen - ett ljus "eko" som föddes bara 380 000 år efter Big Bang - har visat sig vara en otroligt värdefull informationskälla. Lejonparten av modern observationskosmologi är förknippad med analysen av olika parametrar för reliktstrålningen. Den är ganska homogen, dess medeltemperatur i olika riktningar varierar på en skala av endast 10 -5, och dessa inhomogeniteter är jämnt fördelade över himlen. Inom fysiken kallas denna egenskap statistisk isotropi. Detta innebär att lokalt ändras detta värde, men globalt ser allt likadant ut.
Expansionsschema för universum
NASA / WMAP Science Team / Wikimedia Commons
Astronomer undersöker störningarna av reliktstrålningen och beräknar med hög noggrannhet många kvantiteter som kännetecknar universum som helhet: förhållandet mellan vanlig materia, mörk materia och mörk energi, universums ålder, universums globala geometri, bidraget av neutriner till utvecklingen av en storskalig struktur, och andra.
Trots den "allmänt accepterade" teorin om Big Bang hade den också nackdelar: den gav inget svar på vissa frågor om universums ursprung. De främsta kallas för "horisontproblemet" och "planhetsproblemet".
Den första är relaterad till det faktum att ljusets hastighet är ändlig, och relikstrålningen är statistiskt isotropisk. Faktum är att i ögonblicket för födelsen av reliktstrålningen hann inte ens ljuset passera avståndet mellan dessa punkter långt från varandra på himlen, varifrån vi fångar det idag. Därför är det inte klart varför olika regioner är så lika, eftersom de ännu inte har lyckats utbyta signaler sedan universums födelse, deras kausala horisonter skär varandra inte.
Det andra problemet, problemet med planhet, är förknippat med den globala krökningen av rymden som inte kan skiljas från noll (vid moderna experiments precisionsnivå). Enkelt uttryckt, i stor skala, är universums utrymme platt, och det följer inte av teorin om den heta Big Bang att platt utrymme är mer att föredra än andra krökningar. Därför är närheten av detta värde till noll åtminstone inte uppenbar.
Trettiotre mot tre
För att lösa dessa problem har astronomer skapat nästa generation av kosmologiska teorier, varav den mest framgångsrika är teorin om universums inflationsexpansion (enklare kallad inflationsteorin). Prisstegringen på varor har ingenting med det att göra, även om båda termerna kommer från samma latinska ord - inflatio- "uppblåsthet".
Universums inflationsmodell antar att det före det heta stadiet (det som anses vara tidens början i den vanliga Big Bang-teorin) fanns en annan era med helt andra egenskaper. Vid den tiden expanderade rymden exponentiellt snabbt tack vare det specifika fältet som fyllde det. På en liten bråkdel av en sekund har rymden sträckt ut sig otroligt många gånger. Detta löste båda ovanstående problem: universum visade sig vara på det hela taget homogent, eftersom det härstammar från den extremt lilla volym som fanns i föregående skede. Dessutom, om det fanns några geometriska oegentligheter i den, jämnade de ut sig under inflationsexpansionen.
Många forskare deltog i bildandet av teorin om inflation. De första modellerna föreslogs oberoende av fysikern, Ph.D. från Cornell University Alan Guth i USA och teoretisk fysiker, specialist inom gravitation och kosmologi Alexei Starobinsky i Sovjetunionen omkring 1980. De skiljde sig åt i mekanismer (Guth ansåg ett falskt vakuum, och Starobinsky ansåg en modifierad allmän relativitetsteori), men ledde till liknande slutsatser. Vissa problem med de ursprungliga modellerna löstes av en sovjetisk fysiker, doktor i fysikaliska och matematiska vetenskaper, en anställd vid P.N. Lebedeva Andrey Linde, som introducerade begreppet långsamt förändrad potential (slow-roll inflation) och använde den för att förklara fullbordandet av det exponentiella expansionssteget. Nästa viktiga steg var att förstå att inflation inte genererar ett perfekt symmetriskt universum, eftersom det är nödvändigt att ta hänsyn till kvantfluktuationer. Detta gjordes av sovjetiska fysiker, utexaminerade från Moskvainstitutet för fysik och teknologi Vyacheslav Mukhanov och Gennady Chibisov.
Norska kung Harald belönar Alan Guth, Andrei Linde och Alexei Starobinsky (vänster till höger) med Kavlipriset i fysik. Oslo, september 2014.
Norsk Telegrambyra AS / Reuters
Inom ramen för teorin om inflationsexpansion gör forskare testbara förutsägelser, av vilka några redan har bekräftats, men en av de viktigaste - förekomsten av relikgravitationsvågor - har ännu inte bekräftats. De första försöken att fixa dem görs redan, men i detta skede är det fortfarande bortom mänsklighetens tekniska kapacitet.
Likväl har universums inflationsmodell motståndare som anser att den är för brett formulerad, i den mån att vilket resultat som helst kan uppnås med dess hjälp. Under en tid pågick denna kontrovers i den vetenskapliga litteraturen, men nyligen en grupp av tre astrofysiker IS&L (förkortningen bildas av de första bokstäverna i namnen på vetenskapsmän - Ijjas, Steinhardt och Loeb - Anna Iyas, Paul Steinhardt och Abraham Loeb ) publicerade ett populärvetenskapligt uttalande om deras anspråk på inflationär kosmologi i Scientific American. I synnerhet IS&L, med hänvisning till CMB-temperaturkartan som erhållits med Planck-satelliten, tror att teorin om inflation inte kan utvärderas vetenskapligt. Istället för teorin om inflation, erbjuder astrofysiker sin egen version av händelseutvecklingen: förmodligen började universum inte med Big Bang, utan med Big Rebound - den snabba komprimeringen av något "tidigare" universum.
Som svar på den här artikeln publicerade 33 vetenskapsmän, inklusive grundarna av inflationsteorin (Alan Gut, Alexei Starobinsky, Andrei Linde) och andra kända vetenskapsmän, som Stephen Hawking, ett svarsbrev i samma tidskrift där de inte är överens. med påståendena från IS&L ...
Webbplatsen bad kosmologer och astrofysiker att kommentera giltigheten av dessa påståenden, svårigheterna med att tolka förutsägelserna om inflationsteorier och behovet av att revidera inställningen till teorin om det tidiga universum.
En av grundarna av teorin om inflationsexpansion, professor i fysik vid Stanford University, Andrei Linde, anser att påståendena är långsökta, och kritikernas tillvägagångssätt i sig är orättvist: ”Om du svarar i detalj kommer du att få en stor vetenskaplig artikel, men i korthet kommer det att se ut som agitation. Detta är vad folk använder. I korthet är kritikernas ledare Steinhardt, som i 16 år har försökt skapa ett alternativ till teorin om inflation, och i hans artiklar finns ett misstag på ett misstag. Jo, när han själv inte lyckas, då finns det en önskan att förbanna de mer populära teorierna, med metoder välkända från historieböckerna. De flesta teoretiker har slutat läsa dem, men journalister är väldigt förtjusta i dem. Fysik har nästan ingenting med det att göra."
Sergey Mironov, doktor i fysik och matematik, anställd vid Institutet för kärnforskning vid den ryska vetenskapsakademin, påminner om att vetenskaplig sanning inte kan födas i kontroverser på en icke-professionell nivå. Den kritiska artikeln, enligt hans åsikt, är skriven vetenskapligt och rimligt, den samlar olika problem med inflationsteorin. Recensioner som dessa är viktiga och hjälper till att förhindra att vetenskapen blir förbenad.
Situationen förändras dock när en sådan diskussion övergår till sidorna i en populär publikation, för om det är korrekt att främja sin vetenskapliga idé på detta sätt är en omtvistad fråga. I detta avseende noterar Mironov att svaret på kritiken ser fult ut, eftersom en del av dess författare inte är specialister alls på det aktuella området, och den andra skriver populära texter om inflationsmodellen själv. Mironov uppmärksammar det faktum att svarsartikeln är skriven som om författarna inte ens hade läst IS&L:s arbete och att de inte förde några motargument till det. Uttalandena om det provocerande sättet som kritiklappen är skriven gör att "svarets författare helt enkelt föll för trolling".
"Ett korn av sanning"
Ändå erkänner forskare, inklusive förespråkare av inflationsmodellen, dess brister. Fysikern Alexander Vilenkin, professor och chef för Institute of Cosmology vid Tufts University i Medford (USA), som gjorde ett viktigt bidrag till bildandet av den moderna teorin om inflation, konstaterar: "Det finns en viss sanning i uttalandena från Steinhardt och kollegor. , men jag tycker att deras påståenden är grovt överdrivna. Inflationen förutspår förekomsten av många regioner som vår, med initiala förhållanden som bestäms av kvantfluktuationer. Teoretiskt sett är alla initiala förhållanden möjliga med viss sannolikhet. Problemet är att vi inte vet hur man beräknar dessa sannolikheter. Antalet regioner av varje typ är oändligt, så du måste jämföra oändliga tal - denna situation kallas ett måttproblem. Naturligtvis är frånvaron av en enda åtgärd härledd från den grundläggande teorin ett alarmerande tecken."
Sergey Mironov tillskriver den ovan nämnda uppsättningen modeller till bristerna i teorin, eftersom detta gör att den kan anpassas till eventuella experimentella observationer. Detta gör att teorin inte uppfyller Poppers kriterium (enligt detta kriterium anses en teori vara vetenskaplig om den kan vederläggas genom experiment - platsanteckning)åtminstone under överskådlig framtid. Också bland teorins problem hänvisar Mironov till det faktum att, inom ramen för inflationen, de initiala förhållandena kräver en finjustering av parametrarna, vilket gör det på ett sätt inte naturligt. En specialist i det tidiga universum, kandidat för fysiska och matematiska vetenskaper, en anställd vid Gran Sasso Scientific Institute vid National Institute of Nuclear Physics (Italien) Sabir Ramazanov medger också verkligheten av dessa problem, men noterar att deras existens inte nödvändigtvis innebär att inflationsteorin är felaktig, men ett antal av dessa aspekter förtjänar verkligen en djupare förståelse.
Skaparen av en av de första inflationsmodellerna, akademiker vid den ryska vetenskapsakademin, chefsforskare vid Institutet för teoretisk fysik vid den ryska vetenskapsakademin, Alexei Starobinsky, förklarar att en av de enklaste modellerna, som Andrei Linde föreslog 1983 , motbevisades verkligen. Hon förutspådde för många gravitationsvågor, så Linde påpekade nyligen att inflationsmodeller måste ses över.
Kritiskt experiment
Astronomer ägnar särskild uppmärksamhet åt det faktum att en viktig förutsägelse, som blev möjlig tack vare teorin om inflation, var förutsägelsen av relikgravitationsvågor. Oleg Verkhodanov, expert på analys av reliktstrålning och observationskosmologi, doktor i fysikaliska och matematiska vetenskaper, en ledande forskare vid Ryska vetenskapsakademins speciella astrofysiska observatorium, anser att denna prognos är ett betydande observationstest för de enklaste varianterna av inflationsexpansion, medan för den kritiskt förespråkade teorin om "Big Rebound" ett så avgörande inget experiment.
Stor studs teori illustration
Wikimedia Commons
Därför kommer det att vara möjligt att tala om en annan teori endast om allvarliga restriktioner åläggs reliktvågorna. Sergei Mironov kallar också den potentiella upptäckten av sådana vågor ett allvarligt argument till förmån för inflation, men noterar att deras amplitud än så länge bara är begränsad, vilket redan har gjort det möjligt att avfärda vissa alternativ, som ersätts av andra som inte förutsäger alltför starka primära gravitationsstörningar. Sabir Ramazanov håller med om vikten av detta test och menar dessutom att inflationsteorin inte kan anses bevisad förrän detta fenomen upptäcks genom observation. Därför, även om inflationsmodellens nyckelförutsägelse om förekomsten av primära gravitationsvågor med ett platt spektrum inte har bekräftats, är det för tidigt att tala om inflation som en fysisk verklighet.
"Det rätta svaret, från vilket de flitigt försöker avleda läsaren"
Alexei Starobinsky granskade IS&L:s påståenden i detalj. Han identifierade tre huvudsakliga uttalanden.
Påstående 1. Inflationen förutspår vad som helst. Eller inget.
"Det korrekta svaret, som de flitigt försöker avleda läsaren av IS&L från, är att ord som" inflation "," kvantfältteori "," modell av elementarpartiklar "är väldigt generella: de kombinerar många olika modeller, som skiljer sig åt i graden av komplexitet (till exempel antalet typer av neutriner), ”förklarar Starobinsky.
Efter att forskarna fixat de fria parametrarna som ingår i varje specifik modell från experiment eller observationer, anses modellens förutsägelser vara entydiga. Den moderna standardmodellen för elementarpartiklar innehåller cirka 20 sådana parametrar (dessa är huvudsakligen kvarkmassor, neutrinomassor och deras blandningsvinkel). Den enklaste livskraftiga inflationsmodellen innehåller endast en sådan parameter, vars värde är fixerat av den uppmätta amplituden för det initiala spektrumet av materieinhomogeniteter. Efter det är alla andra förutsägelser entydiga.
Akademikern förtydligar: "Självklart kan det kompliceras genom att lägga till nya termer av olika fysisk karaktär, som var och en kommer in med en ny fri numerisk parameter. Men för det första, i det här fallet kommer förutsägelserna inte att vara "vad som helst", utan säkra. Och för det andra, och det här är det viktigaste, visar dagens observationer att dessa termer inte behövs, vid den nuvarande noggrannhetsnivån i storleksordningen 10% finns det inga!"
Påstående 2. Det är osannolikt att ett inflationssteg överhuvudtaget kommer att inträffa i de modeller som övervägs, eftersom den potentiella energin hos inflatonen i dem har en lång platt "platå".
"Utståendet är falskt," Starobinsky är kategorisk. "I mina arbeten 1983 och 1987 bevisades det att inflationsregimen i modeller av denna typ är generell, det vill säga den förekommer i en uppsättning initiala förhållanden med ett mått som inte är noll." Senare bevisades detta med strängare matematiska kriterier, med numeriska simuleringar etc.
Resultaten av Planck-experimentet, enligt Starobinsky, ifrågasatte den synpunkt som upprepade gånger uttryckts av Andrei Linde. Enligt den måste inflationen nödvändigtvis börja vid materiens Planckdensitet, och redan med utgångspunkt från denna begränsande parameter för den klassiska beskrivningen av rum-tid fördelades materien enhetligt. I den ovan diskuterade bevisningen antogs detta dock inte. Det vill säga, i modeller av denna typ, före stadium av inflationsexpansion, finns det ett anisotropt och inhomogent stadium av universums utveckling med en större krökning av rum-tid än under inflation.
"För att göra det tydligare, låt oss använda följande analogi," förklarar kosmologen. - I allmän relativitetsteori är en av de allmänna lösningarna roterande svarta hål, beskrivet av Kerr-metriken. Bara för att svarta hål är vanliga lösningar betyder det inte att de finns överallt. De finns till exempel inte i solsystemet och i dess närhet (lyckligtvis för oss). Och det betyder att efter att ha letat kommer vi definitivt att hitta dem. Och så blev det." När det gäller inflation händer samma sak - detta mellanstadium finns inte i alla lösningar, utan i en tillräckligt bred klass av dem, så att det mycket väl kan uppstå i en enda implementering, det vill säga för vårt universum, som finns i ett fall. Hur sannolikt detta är en engångshändelse bestäms dock helt av våra hypoteser om vad som föregick inflationen.
Påstående 3. Kvantfenomenet "evig inflation", som förekommer i nästan alla inflationsmodeller och medför framväxten av multiversum, leder till fullständig osäkerhet i förutsägelserna av inflationsscenariot: "Allt som kan hända händer."
"Utståendet är delvis falskt, delvis irrelevant för de observerade effekterna i vårt universum", medger akademikern bestämt. – Även om orden inom citattecken är lånade av IS&L från recensionerna av Vilenkin och Gut, är deras betydelse förvrängd. Där stod de i ett annat sammanhang och betydde inte mer än en banal anmärkning till och med för en skolbarn om att fysikens ekvationer (till exempel mekanik) kan lösas för alla initiala förhållanden: någonstans och någon gång förverkligas dessa förhållanden."
Varför påverkar inte "evig inflation" och bildandet av "multiversum" alla processer i vårt universum efter slutet av inflationsstadiet? Poängen är att de förekommer utanför vår ljuskon av det förflutna (förresten, framtiden också), förklarar Starobinsky. Därför är det omöjligt att entydigt säga om de förekommer i vårt förflutna, nutid eller framtid. "Strängt taget är detta sant upp till exponentiellt små kvantgravitationseffekter, men i alla befintliga sekventiella beräkningar har sådana effekter alltid försummats", betonar akademikern.
"Jag vill inte säga att det inte är intressant att utforska vad som ligger utanför vår ljuskon från det förflutna," fortsätter Starobinsky, "men detta är ännu inte direkt relaterat till observationsdata. Men även här förvirrar IS&L läsaren: om beskrivningen av "evig inflation" är korrekt, så uppstår under de givna förutsättningarna i början av inflationsstadiet ingen godtycke i förutsägelser (även om inte alla mina kollegor håller med om detta). Dessutom beror många förutsägelser, i synnerhet spektrumet av materiainhomogeniteter och gravitationsvågor som uppstår i slutet av inflationen, inte alls på dessa initiala förhållanden, "tillägger kosmologen.
"Det finns inget akut behov av att revidera grunderna för det tidiga universums fysik"
Oleg Verkhodanov noterar att det hittills inte finns någon anledning att överge det nuvarande paradigmet: "Naturligtvis har inflationen utrymme för tolkning - en familj av modeller. Men även bland dem kan du välja den mest lämpliga för fördelningen av fläckar på CMB-kartan. Hittills är de flesta av Plancks uppdragsresultat till förmån för inflation." Alexey Starobinsky noterar att den allra första modellen med de Sitter-stadiet, som föregick den heta Big Bang, som han föreslog redan 1980, stämmer väl överens med data från Planck-experimentet, som IS&L vädjar till. (under de-Sitter-stadiet, som varade cirka 10 -35 sekunder, expanderade universum snabbt, vakuumfyllningen verkade sträckas ut utan att ändra dess egenskaper, - platsanmärkning).
Sabir Ramazanov håller på det hela med honom: "Ett antal förutsägelser - den gaussiska karaktären hos spektrumet av primära störningar, frånvaron av konstanta krökningslägen, spektrumets lutning - bekräftades i WMAP- och Planck-data. Inflationen spelar välförtjänt en dominerande roll som teorin om det tidiga universum. För närvarande finns det inget akut behov av att revidera grunderna för det tidiga universums fysik." Kosmologen Sergei Mironov erkänner också de positiva egenskaperna hos denna teori: "Själva idén om inflation är extremt elegant, den kan lösa alla de grundläggande problemen i den heta Big Bang-teorin i ett svep."
"I allmänhet är resultatet av IS&L-artikeln tomt prat från början till slut," sammanfattar Starobinsky. "Det har ingenting att göra med de verkliga problemen som kosmologer arbetar med just nu." Och samtidigt tillägger akademikern: ”En annan sak är att vilken modell som helst – som Einsteins allmänna relativitetsteori, både den moderna modellen för elementarpartiklar och modellen för inflation – inte är det sista ordet inom vetenskapen. Det är alltid bara ungefärligt, och på någon nivå av noggrannhet kommer det säkert att dyka upp små korrigeringar av det, från vilka vi kommer att lära oss mycket, eftersom ny fysik kommer att stå bakom dem. Det är dessa små korrigeringar som astronomer letar efter nu."
I mitten av 1970-talet började fysiker arbeta med teoretiska modeller för den stora föreningen av de tre grundläggande interaktionerna - stark, svag och elektromagnetisk. Många av dessa modeller ledde till slutsatsen att mycket massiva partiklar, som bär en enda magnetisk laddning, måste ha funnits i överflöd strax efter Big Bang. När universums ålder nådde 10 -36 sekunder (enligt vissa uppskattningar, till och med något tidigare), separerade den starka interaktionen från de elektrosvaga och fick självständighet. I detta fall bildades punkttopologiska defekter med en massa av 10 15 - 10 16 större än massan av en proton som ännu inte existerade i ett vakuum. När i sin tur den elektrosvaga interaktionen delades upp i svag och elektromagnetisk och verklig elektromagnetism uppstod, fick dessa defekter magnetiska laddningar och började ett nytt liv - i form av magnetiska monopoler.
 |
Separationen av grundläggande interaktioner i vårt tidiga universum hade karaktären av en fasövergång. Vid mycket höga temperaturer kombinerades grundläggande interaktioner, men vid kylning under den kritiska temperaturen skedde ingen separation [detta kan jämföras med underkylning av vatten]. I det ögonblicket översteg energin i det skalära fältet i samband med enandet universums temperatur, vilket gav fältet negativt tryck och orsakade kosmologisk inflation. Universum började expandera mycket snabbt, och i ögonblicket av symmetribrott (vid en temperatur på cirka 10 28 K) ökade dess dimensioner 10 50 gånger. Det skalära fältet i samband med enandet av interaktioner försvann och dess energi omvandlades till en ytterligare expansion av universum. |
HET FÖDSEL |
Denna vackra modell presenterade kosmologi med ett obehagligt problem. De "norra" magnetiska monopolerna förintas vid kollision med de "södra", men i övrigt är dessa partiklar stabila. På grund av den enorma massan i nanogramskala enligt mikrovärldens standarder, strax efter födseln, var de tvungna att sakta ner till icke-relativistiska hastigheter, spridas i rymden och överleva till vår tid. Enligt standard Big Bang-modellen ska deras nuvarande täthet ungefär matcha densiteten av protoner. Men i det här fallet skulle den totala densiteten av kosmisk energi vara åtminstone en kvadriljon gånger högre än den verkliga.
Alla försök att upptäcka monopoler hittills har misslyckats. Sökandet efter monopoler i järnmalm och havsvatten har visat att förhållandet mellan deras antal och antalet protoner inte överstiger 10 -30. Antingen finns dessa partiklar inte alls i vår region av rymden, eller så är de så få att instrumenten inte kan registrera dem, trots den tydliga magnetiska signaturen. Detta bekräftas av astronomiska observationer: förekomsten av monopoler bör påverka magnetfälten i vår galax, men detta har inte hittats.
Man kan förstås anta att det aldrig har funnits monopol överhuvudtaget. Vissa modeller för att kombinera grundläggande interaktioner föreskriver inte riktigt deras förekomst. Men problemen med horisonten och det platta universum kvarstår. Det hände så att i slutet av 1970-talet stod kosmologin inför allvarliga hinder som helt klart krävde nya idéer att övervinna.
NEGATIVT TRYCK
Och dessa idéer var inte långsamma att dyka upp. Den huvudsakliga var hypotesen att det i yttre rymden, förutom materia och strålning, finns ett skalärt fält (eller fält) som skapar undertryck. Denna situation ser paradoxal ut, men den förekommer i vardagen. Ett positivt trycksystem, såsom komprimerad gas, förlorar energi när det expanderar och kyls. Det elastiska bandet, å andra sidan, är i ett tillstånd med undertryck, eftersom det, till skillnad från gas, inte strävar efter att expandera, utan att dra ihop sig. Om ett sådant band snabbt sträcks, kommer det att värmas upp och dess termiska energi ökar. Under universums expansion ackumulerar ett fält med negativt tryck energi, som när den släpps ut kan generera partiklar och mängder av ljus.
PLATT PROBLEM |
ASTRONOMER HAR REDAN VARIT SÄKRA PÅ ATT OM DET NUVARANDE YTTRE RYMMEN DEFORMERAS, ÄR DET RÄTT MOTERAT. |
PLATT PROBLEM |
Undertrycket kan vara av olika storlek. Men det finns ett speciellt fall när den är lika med densiteten av kosmisk energi med motsatt tecken. I denna situation förblir denna densitet konstant när rymden expanderar, eftersom negativt tryck kompenserar för den växande "sällsyntheten" av partiklar och ljuskvanta. Det följer av Friedmann-Lemaitres ekvationer att universum i detta fall expanderar exponentiellt.
Den exponentiella expansionshypotesen löser alla tre ovanstående problem. Antag att universum uppstod ur en liten "bubbla" av mycket krökt rymd, som genomgick en transformation som försåg rymden med negativt tryck och därmed tvingade den att expandera exponentiellt. Naturligtvis, efter försvinnandet av detta tryck, kommer universum att återgå till den tidigare "normala" expansionen.
PROBLEMLÖSNING
Vi kommer att anta att universums radie innan den nådde exponentialen överskred Plancklängden med endast några storleksordningar, 10 -35 m. Om den i exponentialfasen växer, säg, 10 50 gånger, kommer den vid slutet nå tusentals ljusår. Oavsett skillnaden i utrymmeskrökningsparametern från enhet före expansionens början, kommer den att minska 10 -100 gånger vid slutet, det vill säga utrymmet kommer att bli perfekt platt!
Problemet med monopoler löses på liknande sätt. Om de topologiska defekterna som blev deras föregångare uppstod före eller till och med i processen med exponentiell expansion, så borde de vid slutet av detta flytta sig bort från varandra på gigantiska avstånd. Sedan dess har universum expanderat avsevärt och monopolernas täthet har sjunkit till nästan noll. Beräkningar visar att även om du undersöker en kosmisk kub med en kant på en miljard ljusår, så kommer det med största sannolikhet inte att finnas en enda monopol.
Den exponentiella expansionshypotesen föreslår också en enkel lösning på horisontproblemet. Låt oss anta att storleken på den embryonala "bubblan", som lade grunden för vårt universum, inte översteg den väg som ljuset hann färdas efter Big Bang. I det här fallet kunde termisk jämvikt upprättas i den, vilket säkerställde jämlikheten av temperaturer i hela volymen, som bevarades under exponentiell expansion. En liknande förklaring finns i många läroböcker i kosmologi, men du kan klara dig utan den.
FRÅN EN BUBBLA
I början av 1970- och 1980-talen övervägde flera teoretiker, varav den första var den sovjetiske fysikern Alexei Starobinsky, modeller av universums tidiga utveckling med ett kort skede av exponentiell expansion. 1981 publicerade amerikanen Alan Guth en tidning som väckte stor uppmärksamhet kring denna idé. Han var den första att inse att en sådan expansion (mest troligt slutar vid åldersstrecket 10 -34 s) tar bort problemet med monopoler, som han initialt tog itu med, och visar vägen till att lösa avvikelser med platt geometri och horisonten . Guth kallade fint denna expansion kosmologisk inflation, och termen blev allmänt accepterad.
DÄR, BAKOM HORISONTEN |
PROBLEMET MED HORISONTEN ÄR FÖRBUNDET MED RELIK STRÅLNING FRÅN ALLA PUNKT PÅ HORISONTEN DEN HAR KOMMT, DESS TEMPERATUR ÄR KONSTANT MED EN NOGGRANNHET UPP TILL 0,001 %. |
PLATT PROBLEM |
Men Guths modell hade fortfarande ett allvarligt fel. Hon tillät uppkomsten av många inflationsområden som genomgick kollisioner med varandra. Detta ledde till bildandet av ett mycket oordnat utrymme med en inhomogen densitet av materia och strålning, vilket är helt olik det verkliga rummet. Men snart visade Andrei Linde från Physics Institute of the Academy of Sciences (FIAN), och lite senare Andreas Albrecht med Paul Steinhardt från University of Pennsylvania att om man ändrar ekvationen för det skalära fältet så faller allt på plats. Härifrån följde scenariot enligt vilket hela vårt observerbara universum uppstod ur en vakuumbubbla, separerad från andra inflationsregioner på ofattbart stora avstånd.
KAOTISK INFLATION
1983 gjorde Andrei Linde ytterligare ett genombrott, utvecklade teorin om kaotisk inflation, vilket gjorde det möjligt att förklara både universums sammansättning och reliktstrålningens homogenitet. Under inflation sträcks eventuella tidigare diskontinuiteter i det skalära fältet ut så mycket att de praktiskt taget försvinner. I slutskedet av inflationen börjar detta fält snabbt oscillera nära minimum av dess potentiella energi. Samtidigt föds partiklar och fotoner i överflöd, som interagerar intensivt med varandra och når en jämviktstemperatur. Så i slutet av inflationen har vi ett platt hett universum, som sedan expanderar enligt Big Bang-scenariot. Denna mekanism förklarar varför vi idag observerar relikstrålning med minimala temperaturfluktuationer, vilket kan hänföras till kvantfluktuationer i universums första fas. Således löste teorin om kaotisk inflation problemet med horisonten även utan antagandet att fröuniversumet före början av exponentiell expansion befann sig i ett tillstånd av termisk jämvikt.
Enligt Lindes modell måste fördelningen av materia och strålning i rymden efter inflation helt enkelt vara nästan perfekt enhetlig, med undantag för spår av primära kvantfluktuationer. Dessa fluktuationer gav upphov till lokala densitetsfluktuationer, som med tiden gav upphov till galaktiska kluster och de rymdhåligheter som skiljer dem åt. Det är mycket viktigt att utan inflationsmässig "sträckning" skulle fluktuationerna vara för svaga och inte kunna bli frön till galaxer. I allmänhet har inflationsmekanismen en extremt kraftfull och universell kosmologisk kreativitet - om man så vill framstår den som en universell demiurg. Så rubriken på denna artikel är inte på något sätt en överdrift.
På en skala i storleksordningen hundradelar av universums storlek (nu är det hundratals megaparsecs) var och förblir dess sammansättning homogen och isotropisk. Men på skalan av hela kosmos försvinner homogeniteten. Inflationen stannar i ett område och börjar i ett annat, och så vidare i det oändliga. Detta är en självreproducerande oändlig process som genererar en förgrenad uppsättning världar - multiversum. Samma grundläggande fysiska lagar kan förverkligas där i olika skepnader - till exempel kan intranukleära krafter och laddningen av en elektron i andra universum visa sig vara annorlunda än våra. Denna fantastiska bild diskuteras just nu på fullt allvar av både fysiker och kosmologer.
KÄMP Idéer
"Huvudidéerna i inflationsscenariot formulerades för tre decennier sedan", förklarar Andrei Linde, en av författarna till inflationskosmologi, professor vid Stanford University. – Därefter var huvuduppgiften att ta fram realistiska teorier utifrån dessa idéer, men det är bara kriterierna för realism som har förändrats mer än en gång. På 1980-talet var den dominerande uppfattningen att inflation kunde förstås med Grand Unification-modeller. Sedan försvann förhoppningarna, och inflationen började tolkas i samband med supergravitationsteori och senare - supersträngteori. Denna väg visade sig dock vara mycket svår. För det första använder båda dessa teorier extremt komplex matematik, och för det andra är de utformade på ett sådant sätt att det är väldigt, väldigt svårt att implementera ett inflationsscenario med deras hjälp. Därför visade sig utvecklingen här vara ganska långsam. År 2000 fick tre japanska vetenskapsmän med stora svårigheter en modell av kaotisk inflation inom ramen för teorin om supergravitation, som jag hade uppfunnit nästan 20 år tidigare. Tre år senare gjorde vi på Stanford ett arbete som visade den grundläggande möjligheten att konstruera inflationsmodeller med hjälp av supersträngteori och förklarade vår världs fyrdimensionalitet utifrån dess. Specifikt fick vi reda på att på detta sätt är det möjligt att erhålla ett vakuumtillstånd med en positiv kosmologisk konstant, vilket är nödvändigt för att utlösa inflation. Vårt tillvägagångssätt har framgångsrikt utvecklats av andra forskare, och detta har i hög grad bidragit till kosmologins framsteg. Det är nu klart att supersträngteorin tillåter ett stort antal vakuumtillstånd att ge upphov till universums exponentiella expansion.
Nu borde vi ta ett steg till och förstå strukturen i vårt universum. Dessa arbeten pågår, men de stöter på enorma tekniska svårigheter, och vad som kommer att bli resultatet är ännu inte klart. De senaste två åren har jag och mina kollegor arbetat på en familj av hybridmodeller som förlitar sig på både supersträngar och supergravitation. Det finns framsteg, vi kan redan beskriva många verkliga saker. Vi är till exempel nära att förstå varför vakuumenergitätheten nu är så låg, vilket bara är tre gånger densiteten för partiklar och strålning. Men vi måste gå vidare. Vi ser fram emot resultaten av observationer från Planck Space Observatory, som mäter de spektrala egenskaperna hos CMB med mycket hög upplösning. Det är möjligt att avläsningarna av hennes instrument kommer att lägga hela klasser av inflationsmodeller under kniven och ge en impuls till utvecklingen av alternativa teorier."
Inflationskosmologi har ett antal anmärkningsvärda landvinningar. Hon förutspådde vårt universums platta geometri långt innan astronomer och astrofysiker bekräftade detta faktum. Fram till slutet av 1990-talet trodde man att med en fullständig redogörelse för hela universums materia överstiger det numeriska värdet av parametern Ω inte 1/3. Det krävdes upptäckten av mörk energi för att säkerställa att detta värde är praktiskt taget lika med ett, som följer av inflationsscenariot. CMB-temperaturfluktuationerna förutspåddes och deras spektrum beräknades i förväg. Det finns många sådana exempel. Försök att motbevisa inflationsteorin har gjorts flera gånger, men ingen har lyckats. Dessutom, enligt Andrei Linde, har begreppet ett flertal universum utvecklats under de senaste åren, vars bildande kan kallas en vetenskaplig revolution: "Trots dess ofullständighet blir det en del av en ny generations kultur. av fysiker och kosmologer."
ALLTID MED EVOLUTION
"Det inflationära paradigmet är nu implementerat i många varianter, bland vilka det inte finns någon erkänd ledare", säger Alexander Vilenkin, chef för Institute of Cosmology vid Tufts University. – Det finns många modeller, men ingen vet vilken som är rätt. Därför skulle jag inte tala om några dramatiska framsteg de senaste åren. Och det finns fortfarande tillräckligt med svårigheter. Till exempel är det inte helt klart hur man ska jämföra sannolikheterna för händelser som förutspås av en viss modell. I det eviga universum måste varje händelse inträffa otaliga gånger. Så för att beräkna sannolikheter måste du jämföra oändligheter, vilket är väldigt svårt. Det finns också en olöst fråga om uppkomsten av inflation. Troligtvis kan du inte klara dig utan det, men det är ännu inte klart hur du kommer till det. Och ändå har inflationsbilden av världen inga allvarliga konkurrenter. Jag skulle jämföra den med Darwins teori, som till en början också hade många inkonsekvenser. Men hon hade inget alternativ, och till slut vann hon forskarnas erkännande. Det verkar för mig att konceptet med kosmologisk inflation perfekt kommer att klara alla svårigheter."
Ett av fragmenten från den första mikrosekunden av universums liv spelade en stor roll i dess vidare utveckling.
Förlust av kommunikation Den relikstrålning som vi nu ser från jorden kommer från ett avstånd på 46 miljarder ljusår (på en följeslagare), efter att ha rest knappt 14 miljarder år. Men när denna strålning började sin resa var universum bara 300 000 år gammalt. Under denna tid kunde ljus färdas en väg, respektive, endast 300 000 ljusår (små cirklar), och de två punkterna i illustrationen kunde helt enkelt inte kommunicera med varandra - deras kosmologiska horisonter skär varandra inte.
Alexey Levin
Det konceptuella genombrottet blev möjligt tack vare en mycket vacker hypotes, född i försök att hitta en väg ut ur tre allvarliga diskrepanser i Big Bang-teorin - problemet med ett platt universum, problemet med horisonten och problemet med magnetiska monopoler.
Sällsynt partikel
I mitten av 1970-talet började fysiker arbeta med teoretiska modeller för den stora föreningen av de tre grundläggande interaktionerna - stark, svag och elektromagnetisk. Många av dessa modeller ledde till slutsatsen att mycket massiva partiklar, som bär en enda magnetisk laddning, måste ha funnits i överflöd strax efter Big Bang. När universums ålder nådde 10 -36 sekunder (enligt vissa uppskattningar, till och med något tidigare), separerade den starka interaktionen från de elektrosvaga och fick självständighet. I detta fall bildades punkttopologiska defekter med en massa av 10 15 -10 16 större än massan av en proton som ännu inte existerade i ett vakuum. När i sin tur den elektrosvaga interaktionen delades upp i svag och elektromagnetisk och verklig elektromagnetism uppstod, fick dessa defekter magnetiska laddningar och började ett nytt liv - i form av magnetiska monopoler.
Den relikstrålning som vi nu ser från jorden kommer från ett avstånd på 46 miljarder ljusår (på en följeslagare), efter att ha rest lite mindre än 14 miljarder år. Men när denna strålning började sin resa var universum bara 300 000 år gammalt. Under denna tid kunde ljuset färdas, respektive, endast 300 000 ljusår (små cirklar), och de två punkterna i illustrationen kunde helt enkelt inte kommunicera med varandra - deras kosmologiska horisonter skär varandra inte.
Denna vackra modell presenterade kosmologi med ett obehagligt problem. De "norra" magnetiska monopolerna förintas vid kollision med de "södra", men i övrigt är dessa partiklar stabila. På grund av den enorma massan i nanogramskala enligt mikrovärldens standarder, strax efter födseln, var de tvungna att sakta ner till icke-relativistiska hastigheter, spridas i rymden och överleva till vår tid. Enligt standard Big Bang-modellen ska deras nuvarande täthet ungefär matcha densiteten av protoner. Men i det här fallet skulle den totala densiteten av kosmisk energi vara åtminstone en kvadriljon gånger högre än den verkliga.
Alla försök att upptäcka monopoler hittills har misslyckats. Sökandet efter monopoler i järnmalm och havsvatten har visat att förhållandet mellan deras antal och antalet protoner inte överstiger 10 -30. Antingen finns dessa partiklar inte alls i vår region av rymden, eller så är de så få att instrumenten inte kan registrera dem, trots den tydliga magnetiska signaturen. Detta bekräftas av astronomiska observationer: förekomsten av monopoler bör påverka magnetfälten i vår galax, men detta har inte hittats.
Platt problem
Astronomer har länge varit övertygade om att om det nuvarande yttre rymden deformeras, så är det ganska måttligt. Friedmann- och Lemaitre-modellerna tillåter oss att beräkna vad denna krökning var kort efter Big Bang för att överensstämma med moderna mätningar. Rymdens krökning uppskattas med hjälp av den dimensionslösa parametern Ω, som är lika med förhållandet mellan medeldensiteten av kosmisk energi och dess värde vid vilket denna krökning blir lika med noll, och universums geometri blir följaktligen platt. För fyrtio år sedan var det inte längre något tvivel om att om denna parameter skiljer sig från enhet, så inte mer än tio gånger i en eller annan riktning. Av detta följer att en sekund efter Big Bang skilde det sig från enhet upp eller ner med endast 10 -14! Är denna fantastiskt finjustering slumpmässig eller fysisk? Så formulerade de amerikanska fysikerna Robert Dicke och James Peebles problemet 1979.
Man kan förstås anta att det aldrig har funnits monopol överhuvudtaget. Vissa modeller för att kombinera grundläggande interaktioner föreskriver inte riktigt deras förekomst. Men problemen med horisonten och det platta universum kvarstår. Det hände så att i slutet av 1970-talet stod kosmologin inför allvarliga hinder som helt klart krävde nya idéer att övervinna.
Negativt tryck
Och dessa idéer var inte långsamma att dyka upp. Den huvudsakliga var hypotesen att det i yttre rymden, förutom materia och strålning, finns ett skalärt fält (eller fält) som skapar undertryck. Denna situation ser paradoxal ut, men den förekommer i vardagen. Ett positivt trycksystem, såsom komprimerad gas, förlorar energi när det expanderar och kyls. Det elastiska bandet, å andra sidan, är i ett tillstånd med undertryck, eftersom det, till skillnad från gas, inte strävar efter att expandera, utan att dra ihop sig. Om ett sådant band snabbt sträcks, kommer det att värmas upp och dess termiska energi ökar. Under universums expansion ackumulerar ett fält med negativt tryck energi, som när den släpps ut kan generera partiklar och mängder av ljus.
Universums lokala geometri bestäms av den dimensionslösa parametern Ω: om den är mindre än en kommer universum att vara hyperbolisk (öppen), om mer kommer den att vara sfärisk (stängd), och om den är exakt lika med en, det blir platt. Även mycket små avvikelser från enhet över tid kan leda till en betydande förändring av denna parameter. Illustrationen i blått visar en graf över parametern för vårt universum.
Undertrycket kan vara av olika storlek. Men det finns ett speciellt fall när den är lika med densiteten av kosmisk energi med motsatt tecken. I denna situation förblir denna densitet konstant när rymden expanderar, eftersom negativt tryck kompenserar för den växande "sällsyntheten" av partiklar och ljuskvanta. Det följer av Friedmann-Lemaitres ekvationer att universum i detta fall expanderar exponentiellt.
Den exponentiella expansionshypotesen löser alla tre ovanstående problem. Antag att universum uppstod ur en liten "bubbla" av mycket krökt rymd, som genomgick en transformation som försåg rymden med negativt tryck och därmed tvingade den att expandera exponentiellt. Naturligtvis, efter försvinnandet av detta tryck, kommer universum att återgå till den tidigare "normala" expansionen.
Problemlösning
Vi kommer att anta att universums radie innan den nådde exponentialen överskred Plancklängden med endast några storleksordningar, 10 -35 m. Om den i exponentialfasen växer, säg, 10 50 gånger, kommer den vid slutet nå tusentals ljusår. Oavsett skillnaden i utrymmeskrökningsparametern från enhet före expansionens början, kommer den att minska 10 -100 gånger vid slutet, det vill säga utrymmet kommer att bli perfekt platt!
Problemet med monopoler löses på liknande sätt. Om de topologiska defekterna som blev deras föregångare uppstod före eller till och med i en exponentiell expansionsprocess, så borde de vid slutet av det röra sig bort från varandra på gigantiska avstånd. Sedan dess har universum expanderat avsevärt och monopolernas täthet har sjunkit till nästan noll. Beräkningar visar att även om du undersöker en kosmisk kub med en kant på en miljard ljusår, så kommer det med största sannolikhet inte att finnas en enda monopol.
Den exponentiella expansionshypotesen föreslår också en enkel lösning på horisontproblemet. Låt oss anta att storleken på den embryonala "bubblan", som lade grunden till vårt universum, inte översteg den väg som ljuset hann färdas efter Big Bang. I det här fallet kunde termisk jämvikt upprättas i den, vilket säkerställde jämlikheten av temperaturer i hela volymen, som bevarades under exponentiell expansion. En liknande förklaring finns i många läroböcker i kosmologi, men du kan klara dig utan den.
Från en bubbla
I början av 1970- och 1980-talen övervägde flera teoretiker, varav den första var den sovjetiske fysikern Alexei Starobinsky, modeller av universums tidiga utveckling med ett kort skede av exponentiell expansion. 1981 publicerade amerikanen Alan Guth en tidning som väckte stor uppmärksamhet kring denna idé. Han var den första att inse att en sådan expansion (mest troligt slutar vid åldersstrecket 10 -34 s) tar bort problemet med monopoler, som han initialt tog itu med, och visar vägen till att lösa avvikelser med platt geometri och horisonten . Guth kallade fint denna expansion kosmologisk inflation, och termen blev allmänt accepterad.
Normal expansion med hastigheter mindre än ljusets hastighet leder till att hela universum förr eller senare kommer att befinna sig inom vår händelsehorisont. Inflationsexpansion med hastigheter mycket snabbare än ljusets hastighet har lett till att endast en liten del av universum som bildades under Big Bang är tillgänglig för vår observation. Detta gör att vi kan lösa problemet med horisonten och förklara samma temperatur på relikstrålningen som kommer från olika punkter på himlen.
Men Guths modell hade fortfarande ett allvarligt fel. Hon tillät uppkomsten av många inflationsområden som genomgick kollisioner med varandra. Detta ledde till bildandet av ett mycket oordnat utrymme med en inhomogen densitet av materia och strålning, vilket är helt olik det verkliga rummet. Men snart visade Andrei Linde från Physics Institute of the Academy of Sciences (FIAN), och lite senare Andreas Albrecht med Paul Steinhardt från University of Pennsylvania att om man ändrar ekvationen för det skalära fältet så faller allt på plats. Härifrån följde scenariot enligt vilket hela vårt observerbara universum uppstod ur en vakuumbubbla, separerad från andra inflationsregioner på ofattbart stora avstånd.
Kaotisk inflation
1983 gjorde Andrei Linde ytterligare ett genombrott, utvecklade teorin om kaotisk inflation, vilket gjorde det möjligt att förklara både universums sammansättning och reliktstrålningens homogenitet. Under inflation sträcks eventuella tidigare diskontinuiteter i det skalära fältet ut så mycket att de praktiskt taget försvinner. I slutskedet av inflationen börjar detta fält snabbt oscillera nära minimum av dess potentiella energi. Samtidigt föds partiklar och fotoner i överflöd, som interagerar intensivt med varandra och når en jämviktstemperatur. Så i slutet av inflationen har vi ett platt hett universum, som sedan expanderar enligt Big Bang-scenariot. Denna mekanism förklarar varför vi idag observerar relikstrålning med minimala temperaturfluktuationer, vilket kan hänföras till kvantfluktuationer i universums första fas. Således löste teorin om kaotisk inflation problemet med horisonten även utan antagandet att fröuniversumet före början av exponentiell expansion befann sig i ett tillstånd av termisk jämvikt.
Enligt Lindes modell måste fördelningen av materia och strålning i rymden efter inflation helt enkelt vara nästan perfekt enhetlig, med undantag för spår av primära kvantfluktuationer. Dessa fluktuationer gav upphov till lokala densitetsfluktuationer, som med tiden gav upphov till galaktiska kluster och de rymdhåligheter som skiljer dem åt. Det är mycket viktigt att utan inflationsmässig "sträckning" skulle fluktuationerna vara för svaga och inte kunna bli embryon till galaxer. I allmänhet har inflationsmekanismen en extremt kraftfull och universell kosmologisk kreativitet - om man så vill framstår den som en universell demiurg. Så rubriken på denna artikel är inte på något sätt en överdrift.
På en skala i storleksordningen hundradelar av universums storlek (nu är det hundratals megaparsecs) var och förblir dess sammansättning homogen och isotropisk. Men på skalan av hela kosmos försvinner homogeniteten. Inflationen stannar i ett vattenområde och börjar i ett annat, och så vidare i oändlighet. Detta är en självreproducerande oändlig process som genererar en förgrenad uppsättning världar - multiversum. Samma grundläggande fysiska lagar kan förverkligas där i olika skepnader - till exempel kan intranukleära krafter och laddningen av en elektron i andra universum visa sig vara annorlunda än våra. Denna fantastiska bild diskuteras just nu på fullt allvar av både fysiker och kosmologer.
Den expanderande sfären visar lösningen på problemet med ett platt universum inom ramen för inflationskosmologin. När sfärens radie växer, blir det valda området på dess yta mer och mer platt. På exakt samma sätt har den exponentiella expansionen av rumtiden under inflationsstadiet lett till att vårt universum nu är nästan platt.
Kampen om idéer
"Huvudidéerna i inflationsscenariot formulerades för tre decennier sedan", förklarar Andrei Linde, en av författarna till inflationskosmologi, professor vid Stanford University. – Därefter var huvuduppgiften att ta fram realistiska teorier utifrån dessa idéer, men det är bara kriterierna för realism som har förändrats mer än en gång. På 1980-talet var den dominerande uppfattningen att inflation kunde förstås med Grand Unification-modeller. Sedan försvann förhoppningarna, och inflationen började tolkas i samband med supergravitationsteori och senare - supersträngteori. Denna väg visade sig dock vara mycket svår. För det första använder båda dessa teorier extremt komplex matematik, och för det andra är de utformade på ett sådant sätt att det är väldigt, väldigt svårt att implementera ett inflationsscenario med deras hjälp. Därför visade sig utvecklingen här vara ganska långsam. År 2000 fick tre japanska vetenskapsmän med stora svårigheter en modell av kaotisk inflation inom ramen för teorin om supergravitation, som jag hade uppfunnit nästan 20 år tidigare. Tre år senare gjorde vi på Stanford ett arbete som visade den grundläggande möjligheten att konstruera inflationsmodeller med hjälp av supersträngteori och förklarade vår världs fyrdimensionalitet utifrån dess. Specifikt fick vi reda på att på detta sätt är det möjligt att erhålla ett vakuumtillstånd med en positiv kosmologisk konstant, vilket är nödvändigt för att utlösa inflation. Vårt tillvägagångssätt har framgångsrikt utvecklats av andra forskare, och detta har i hög grad bidragit till kosmologins framsteg. Det är nu klart att supersträngteorin tillåter ett stort antal vakuumtillstånd att ge upphov till universums exponentiella expansion.
Nu borde vi ta ett steg till och förstå strukturen i vårt universum. Dessa arbeten pågår, men de stöter på enorma tekniska svårigheter, och vad som kommer att bli resultatet är ännu inte klart. De senaste två åren har jag och mina kollegor arbetat på en familj av hybridmodeller som förlitar sig på både supersträngar och supergravitation. Det finns framsteg, vi kan redan beskriva många verkliga saker. Vi är till exempel nära att förstå varför vakuumenergitätheten nu är så låg, vilket bara är tre gånger densiteten för partiklar och strålning. Men vi måste gå vidare. Vi ser fram emot resultaten av observationer från Planck Space Observatory, som mäter de spektrala egenskaperna hos CMB med mycket hög upplösning. Det är möjligt att avläsningarna av hennes instrument kommer att lägga hela klasser av inflationsmodeller under kniven och ge en impuls till utvecklingen av alternativa teorier."
Modellen för kosmologisk inflation, som löser många av skillnaderna i Big Bang-teorin, hävdar att storleken på bubblan från vilken vårt universum bildades har ökat med en faktor 10 50 på mycket kort tid. Därefter fortsatte universum att expandera, men i mycket långsammare takt.
Inflationskosmologi har ett antal anmärkningsvärda landvinningar. Hon förutspådde vårt universums platta geometri långt innan astronomer och astrofysiker bekräftade detta faktum. Fram till slutet av 1990-talet trodde man att med en fullständig redogörelse för all materia i universum, överstiger inte parameterns numeriska värde 1/3. Det krävdes upptäckten av mörk energi för att säkerställa att detta värde är praktiskt taget lika med ett, som följer av inflationsscenariot. CMB-temperaturfluktuationerna förutspåddes och deras spektrum beräknades i förväg. Det finns många sådana exempel. Försök att motbevisa inflationsteorin har gjorts flera gånger, men ingen har lyckats. Dessutom, enligt Andrei Linde, har begreppet ett flertal universum utvecklats under de senaste åren, vars bildande kan kallas en vetenskaplig revolution: "Trots dess ofullständighet blir det en del av en ny generations kultur. av fysiker och kosmologer."
Tillsammans med evolutionen
"Det inflationära paradigmet är nu implementerat i många varianter, bland vilka det inte finns någon erkänd ledare", säger Alexander Vilenkin, chef för Institute of Cosmology vid Tufts University. – Det finns många modeller, men ingen vet vilken som är rätt. Därför skulle jag inte tala om några dramatiska framsteg de senaste åren. Och det finns fortfarande tillräckligt med svårigheter. Till exempel är det inte helt klart hur man ska jämföra sannolikheterna för händelser som förutspås av en viss modell. I det eviga universum måste varje händelse inträffa otaliga gånger. Så för att beräkna sannolikheter måste du jämföra oändligheter, vilket är väldigt svårt. Det finns också en olöst fråga om uppkomsten av inflation. Troligtvis kan du inte klara dig utan det, men det är ännu inte klart hur du kommer till det. Och ändå har inflationsbilden av världen inga allvarliga konkurrenter. Jag skulle jämföra den med Darwins teori, som till en början också hade många inkonsekvenser. Men hon hade inget alternativ, och till slut vann hon forskarnas erkännande. Det verkar för mig att konceptet med kosmologisk inflation perfekt kommer att klara alla svårigheter."
