Астронет > Модель инфляционной Вселенной

Астронет: Л. П. Грищук, Я. Б. Зельдович, "Физика Космоса", 1986 Модель инфляционной Вселенной
http://variable-stars.ru/db/msg/1202781

Модель инфляционной Вселенной

- гипотеза о физ. состоянии и законе расширения очень ранней Вселенной (когда её темп-ра превышала 10²⁸, см. Космология). М. и. В., основанная на совр. теории элементарных частиц и квантовой теории поля, привлекается для объяснения причин первоначального расширения Вселенной и св-в совр. наблюдаемого мира, являющихся исходными и постулируемыми в стандартной ("горячей") космологич. модели. В рамках стандартной модели предполагается, что в прошлом Вселенная была с большой точностью однородной и изотропной, а ее динамич. эволюция на всём интервале времени t от планковской эпохи ( $t_{Пл}\approx 10^{-43} \mbox{с}, \;\rho{Пл}\approx 10^{-93}$ г/см³) и вплоть до эпохи рекомбинации определялась ур-нием состояния, близким к $p=\varepsilon/3$ (р - давление, $\varepsilon$ - плотность энергии). Масштабный фактор R(t) изменялся на указанном интервале времени по закону R(t)~ t^1/2, а затем, вплоть до наших дней, по закону R(t)~ t^2/3, соответствующему ур-нию состояния $p\ll\varepsilon=\rho c^2$ ( $\rho$ - плотность вещества). Стандартная космологич. модель хорошо описывает всю совокупность данных наблюдений, однако нек-рые св-ва совр. Вселенной оставляет без объяснения.

Первое из таких св-в - крупномасштабная однородность и изотропия Вселенной. Размер l₀ области Вселенной, охваченной наблюдениями, по порядку величины совпадает с т.н. хаббловским расстоянием $r_Н=c/H_0\approx 10^{28}$ см (H - постоянная Хаббла). Др. словами, можно наблюдать участки мира (условно говоря, частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии $l \le l_0$ . Расстояние между этими частицами, изменяясь пропорционально R(t), в прошлом было меньше. В планковскую эпоху оно составляло, согласно стандартной модели, $l'=l_0 R(t_{Пл})/R(t_0)\approx 10^{-3}$ см. Между тем, в ту эпоху размер причинно-связанной области (размер горизонта) определялся всего лишь расстоянием $l_{Пл}=ct_{Пл}\approx 10^{-33}$ см (планковское время ( $t_{Пл}\approx 10^{-43}$ с). Следовательно, в интересующем нас объёме содержалось огромное число (~ 10⁹⁰) таких областей, причинная связь между к-рыми отсутствовала. Чтобы обеспечить однородность и изотропию во всём охваченном совр. наблюдениями объёме Вселенной, приходится постулировать, что в планковскую эпоху во всех указанных областях существовали одинаковые начальные условия. Это рассуждение касается начальных условий в ненаблюдаемую планковскую эпоху, являющуюся к тому же границей применимости совр. физ. теорий. Однако аналогичные выводы получаются и из рассмотрения более поздних, фактически наблюдаемых эпох, напр. эпохи рекомбинации. Действительно, фотоны реликтового излучения, приходящие к нам с направлений, разделённых всего лишь неск. градусами дуги, испытали последнее рассеяние при взаимодействии с элементами первичной плазмы, между к-рыми не успела, согласно стандартной модели, установиться причинная связь за всё время их существования от t=t_Пл, и даже от t= 0. Следовательно, нет оснований ожидать, что они обладают одинаковыми св-вами. Тем не менее, темп-ра реликтового излучения, приходящего с разных направлений, с большой точностью (~ 10^-4) одинакова, что говорит об одинаковости условий в этих элементах плазмы. Т.о., наблюдения определённо свидетельствуют об однородности и изотропии Вселенной, хотя причины возникновения этих св-в остаются невыясненными.

Второе св-во состоит в сравнительной близости наблюдаемого значения параметра $\Omega=\rho/\rho_c$ к единице ( $\rho_c$ - критич. плотность вещества, равная для совр. эпохи $\approx 5\cdot 10^{-30}$ г/см³). Согласно оценкам, совр. значение $\Omega=\Omega_0$ лежит в пределах 0,03 < $\Omega_0$ < 2. Это означает, что радиус пространственной кривизны мира (имеющий тот или иной знак в зависимости от значения $\Omega$ : $\Omega$ > 1 или $\Omega$ < 1) не может быть существенно меньше хаббловского расстояния. Вполне возможно, что $\Omega$ =1, и мир плоский (кривизна пространства равна нулю). Из ур-ний динамики следует, что даже если параметр $\Omega$ для совр. эпохи и не равен единице, но лежит в указанных пределах, то, являясь ф-цией времени, он в прошлом был тем ближе к единице, чем более ранняя эпоха рассматривается. Считая значение $\Omega$ , заданное, напр., в планковскую эпоху, начальным условием, приходится постулировать, что в ту эпоху с колоссальной точностью (~ 10^-60) выполнялось равенство $\Omega(t_{Пл})$ =1. К моменту t=1 c изменение значения $\Omega$ не могло быть большим: $\Omega=1\pm 10^{-8}$ . Др. словами, с огромной точностью должен выдерживаться баланс между кинетич. и потенц. энергиями расширяющегося вещества. В противном случае в совр. эпоху значение $\Omega$ не было бы заключено в указанных выше пределах.

Наконец, третье св-во Вселенной, к-рое не нашло еще полного объяснения, есть её характерная структура в виде галактик и их скоплений. Образование такой структуры из первичных малых возмущений плотности возможно только при определенной амплитуде и форме спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели также приходится постулировать.

Гипотеза инфляц. Вселенной предполагает отказ от закона расширения R(t)~ t^1/2 в модели горячей Вселенной на определённом этапе эволюции очень ранней Вселенной. Согласно М. и. В., на этапе, предшествующем образованию барионного заряда (см. Барионная асимметрия Вселенной), расширение происходило по закону, близкому к R(t)~ 1/Hexp (Ht). Константа H есть постоянная Хаббла инфляц. стадии расширения, её значение заключено в пределах 10⁴² с^-1 > H > 10³⁶ c^-1, т.е. оно гигантски превосходит совр. значение постоянной Хаббла. Этот закон расширения может быть обеспечен такими состояниями физ. полей, к-рые соответствуют ур-нию состояния $p=-\varepsilon$ , т.е. отрицат. давлению. Упомянутую стадию расширения наз. инфляционной потому, что на ней масштабный фактор и вместе с ним физ. расстояние между любой парой точек увеличивается, а плотность энергии $\varepsilon$ остаётся постоянной [см. ур-ние (10) в ст. Космология]. Такое необычное поведение оказывается возможным лишь при отрицат. давлении. Состояние с положит. энергией и отрицат. давлением неустойчиво. В ходе дальнейшей эволюции энергия $\varepsilon$ поля, обусловившего инфляц. стадию расширения Вселенной, превращается в энергию обычных частиц. Вещество и излучение приобретают высокую темп-ру и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения R(t)~ t^1/2. При достаточной длительности инфляц. стадии весь охваченный наблюдениями объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно-связанной области доинфляц. эпохи. Хотя это обстоятельство само по себе ещё не гарантирует совр. крупномасштабную однородность и изотропию, но создаёт необходимые предпосылки для её реализации, т.к. исходную причинно-связанную область естественно считать однородной и изотропной. Наряду с этим на инфляц. стадии радиус пространств. кривизны увеличивается настолько, что совр. значение $\Omega$ автоматически оказывается весьма близким к единице. Важным достоинством М. и. В. явл. возможность возникновения флуктуации плотности с определёнными амплитудой и формой спектра (т.н. плоский спектр возмущений). Такой спектр допускает последующее образование из возмущений наблюдаемой структурности Вселенной и вместе с тем сохраняет крупномасштабную однородность и изотропию. Возникновение возмущений плотности происходит примерно по тем же причинам, что и рождение частиц в интенсивном гравитац. поле очень ранней Вселенной. Согласно ряду теоретич. работ, М. и. В. позволяет также справиться с трудностями в теории поля, вызывающего инфляц. стадию расширения. Напр., удаётся показать, что число таких экзотич. частиц, как магнитный монополь, не может быть велико (этот вывод согласуется с наблюдениями). Содержащийся в М. и. В. подход к решению проблем космологии, указанных вначале, делает эту модель весьма привлекательной. Можно думать, что в космологии в той или иной форме идея расширения по экспоненциальному закону как важной стадии эволюции Вселенной сохранится. Кроме того, можно сказать, что М. и. В. предлагает также ответ на вопрос, почему расширяется Вселенная. Ответ состоит в том, что при достаточно большом отрицат. давлении (в частности, при $p=-\varepsilon$ ), согласно общей теории относительности, гравитац. сила имеет знак, противоположный обычному [см. ф-лу (12) в ст. Космология]. В этом случае гравитация вызывает взаимное отталкивание частиц, помещённых в поле с $p=-\varepsilon$ . Расширению на инфляц. стадии соответствует ускоренное удаление частиц друг от друга, т.к. ускорение ${d^2(Ae^{Ht})\over {dt^2}}=+H^2 Ae^{Ht}$ положительно, а расширение на радиационно-доминированной стадии - замедленное, т.к. ускорение ${d^2(B\sqrt{t})\over {dt^2}}={1\over{4}}\;{B\over{\sqrt{t^3}}}$ отрицательно (здесь A >0 и B >0 - константы).

Лит.:
Зельдович Я. Б., Почему расширяется Вселенная, "Природа", 1984, 2, с. 66; Линде А. Д., Вздувающаяся Вселенная, "УФН", 1984, т. 144, в. 2, с. 177.

(Л.П. Грищук, Я.Б. Зельдович)

Л. П. Грищук, Я. Б. Зельдович, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru