Хаотична теорія інфляції

Серія статей:
Фізична космологія
Великий вибух · Всесвіт Вік Всесвіту Хронологія Всесвіту
Ранній всесвіт Інфляція · Нуклеосинтез Передумови Гравітаційні хвилі (GWB) Мікрохвилі (CMB) · Нейтрино (CNB)
Розширення · Майбутнє Закон Габбла — Леметра · Червоний зсув Розширення Всесвіту FLRW-метрика · Рівняння Фрідмана Неоднорідна космологія Майбутнє Всесвіту, що розширюється Доля Всесвіту
Компоненти · Структура Компоненти Модель Лямбда-CDM Темна енергія · Темна рідина · Темна матерія Структура Форма Всесвіту Галактична нитка · Формування галактик Велика група квазарів Видимий всесвіт · Великомасштабна структура Всесвіту Реіонізація · Формування структури
Експерименти Ініціатива «Чорна діра» BOOMERanG Cosmic Background Explorer (COBE) Dark Energy Survey Проєкт Illustris Planck space observatory Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Survey Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Науковці Ааронсон Альвен Алфер Бхарадвадж Вільсон Галілей Гамов Гут Гокінг Габбл де Сіттер Діккі Зельдович Елерс Ейнштейн Елліс Кеплер Коперник Леметр Матер Ньютон Пенроуз Пензіас Рубін Санцефф Смут Сюняєв Толмен Фрідман Шмідт
Фізична космологія Форма Всесвіту Великий вибух Хронологія Всесвіту Рівняння Фрідмана Супутня відстань Модель Лямбда-CDM Космологічний принцип Космологічне рівняння стану Хронологія космології

Хаотична теорія інфляції — сценарій розвитку Всесвіту для інфляційної теорії розвитку світу. Теорія пропонує простий спосіб описання інфляції Всесвіту за допомогою осцилюйочого скалярного поля.

За деякими припущеннями, з'являється можливість існування у Всесвіті областей з різними наборами елементарних частинок і законів їх взаємодії.

Опис теорії

Сценарій хаотичної інфляції вперше був описаний в роботі А. Лінде 1983 року. До цього, в інфляційній теорії використовувались сценарії різної складності, але хаотична теорія інфляції виявилась дуже простою, в порівнянні з попередніми. Вона не потребувала ні термодинамічної рівноваги, надохолодження, ні розширення у хибному вакуумі.

Для пояснення хаотичної теорії інфляції розглядають скалярне поле з квадратичною густиною потенціальної енергії:

$V(\phi )={m^{2} \over 2}\phi ^{2}$

Функція енергії має мінімум при $\phi =0$, в околі якого, можна очікувати осциляції скалярного поля. Але дане твердження правдиве лише за умови нерозширюваного Всесвіту. Для Всесвіту, який швидко розширюється, скалярне поле повільно зменшується, причому чим швидше розширюється Всесвіт, тим повільніше зменшується потенціальна енергія поля.

Для опису еволюції даного поля використовуються два рівняння - рівняння поля і рівняння Енштейна:

${\ddot {\phi }}+3H{\dot {\phi }}=-m^{2}\phi$

$H^{2}+{\frac {k}{a^{2}}}={\frac {8\pi }{3M_{p}^{2}}}\left({{\frac {1}{2}}{\dot {\phi }}+V\left(\phi \right)}\right)$

де $H={\dot {a}}/a$ — стала Габбла для Всесвіту з масштабним фактором $a(t)$ (розмір Всесвіту), $k=-1,0,1$ відповідно для відкритої, плоскої і закритої моделей, $M_{p}$ — планківська маса, $M_{p}^{-2}=G$, де $G$ — гравітаційна стала. Перше рівняння нагадує рівняння руху гармонічного осцилятора, де замість x(t) використовується $\phi (t)$, а $3H{\dot {\phi }}$ описує в'язкість навколишнього середовища осцилятора.

В якості умов пропонується велике значення скалярного поля $\phi$, в результаті чого на початкових етапах (до $10^{-35}$ секунд) розмір Всесвіту $a(t)$ росте експоненційно. Як тільки, через ріст Всесвіту, скалярне поле $\phi$ стане достатньо малим, інфляція закінчується і поле починає осцилювати в околі $V(\phi )$. Далі теорія пропонує, що як і для будь-якого поля, що швидко осцилює, воно починає втрачати енергію за рахунок народження пар частинок. Ці частинки, в результаті взаємодії між собою, прийдуть до стану термодинамічної рівноваги, і починаючи з цього моменту, Всесвіт описується стандартною теорією гарячого всесвіту.

Головною відмінністю нової теорії є дуже велика швидкість росту Всесвіту — за $10^{-35}$ секунди від планківської довжини до величезних розмірів $10^{10^{12}}$ см. Хоча розмір залежить від моделі, яку використовують, але в усіх реалістичних варіантах, Всесвіт виходить набагато більший видимий Всесвіт.

Якщо розглянути Всесвіт з великою кількістю областей з скалярним полем $\phi$, розподіленим хаотично, то в деяких зонах поле буде занадто малим для початку інфляції, а в інших — достатньо великим. Саме з цих областей з початкового хаосу будуть виникати області всесвіту, при цьому розміри областей будуть значно перевищувати розмір видимого Всесвіту. Саме тому автор назвав дану теорію теорією хаотичної інфляції.

Важливим є варіант, коли скалярне поле має складніший вигляд, через що можливе існування декількох мінімумів. Тоді, якщо з цих мінімумів виникнуть області стабільності з початкового хаосу, маси елементарних частинок і закони взаємодії в них також будуть різними.

Посилання

• Андрій Лінде. Хаотична інфляція //Інфляція, квантова космологія і антропний принцип - Лекція, прочитана на конференції, присвяченій 90-річчю Джона Вілера «Science and Ultimate Reality: From Quantum to Cosmos», опубліковано в архіві препринтів: hep-th/0211048(англ.)
• Багатоликий Всесвіт // Лекція, прочитана А. Лінде в ФІАН в 2007 г.