Инфляционный сценарий эволюции вселенной

Инфляционная мультивселенная

Эта статья является первой частью конспекта книги «Скрытая реальность: Параллельные миры и глубинные законы Космоса». Материал статьи посвящен инфляционной модели Вселенной.

В середине XX в. впервые было осознанно, что в микроволновой части спектра повсюду в космосе однородное свечение. Где его начало? В начале. Физики обнаружили, что это свечение является дошедшим до наших дней отголоском рождения Вселенной. История этого достижения является очередным успехом теории Большого взрыва, но одновременно с этим вскрывает один из фундаментальных недостатков теории и создает площадку для последующего ключевого прорыва в космологии – инфляционной космологии.

Инфляционная космология видоизменяет теорию Большого взрыва, дополняя ее интенсивной вспышкой невероятно быстрого расширения в течение первых мгновений жизни Вселенной. Такая модификация играет существенную роль для объяснения некоторых свойств реликтового излучения. В течение последних нескольких десятилетий ученые постепенно осознали, что наиболее убедительные варианты теории приводят к огромному количеству параллельных вселенных.

Следы жаркого начала

Георгий Гамов, советский физик, иммигрировавший в США, провел исследования, которые прояснили и оживили картину первых мгновений жизни Вселенной. С учетом небольших современных дополнений картина выглядела следующим образом.

Сразу после рождения, Вселенная была невероятно горячей и плотной. Пространство быстро расширялось и остывало, что приводило к образованию частиц из первичной плазмы. В течение первых трёх минут температура быстро падала, однако оставалась достаточно высокой, чтобы Вселенная была похожа на космическую ядерную печь, где образовывались простейшие атомные ядра: водород, гелий, небольшие количества лития. После ещё нескольких минут температура упала до 10⁸ К, что примерно в 10 000 раз выше температуры поверхности Солнца. Хотя то, что согласно привычным стандартам такая температура крайне высока, её уже не хватает для дальнейшего поддержания ядерных процессов, и начиная с этого момента, интенсивность движения частиц сильно падает. Последующие миллиарды лет почти ничего не происходило, пространство просто продолжало расширяться, а плазма частиц продолжала остывать.

Примерно спустя 370 000 лет Вселенная остыла до 3000 К. На тот момент пространство было заполнено плазмой электрически заряженных частиц (в основном протоны и электроны). Так как эти частицы обладали особенностью отбрасывать частицы света (фотоны), то первичная плазма была непрозрачной. Но когда температура стала ниже 3000 К, быстрые электроны и ядра замедлились и стали объединяться в атомы; электроны, захваченные атомными ядрами, сели на орбиты. В этом состояло главное изменение. Так как заряды протонов и электронов равны по величине, но противоположны друг другу, образуемые ими атомы электрически нейтральны. А поскольку фотоны проходят через вещество, состоящее из электрически нейтральных компонент, не хуже, чем вода через сито, образование атомов привело к тому, что космический туман рассеялся, и световое эхо Большого взрыва вырвалось наружу. С тех самых пор первичные фотоны пронизывают всё пространство.

Однако при расширении пространства содержимое становится более разреженным и остывает, в том числе и фотоны. Однако фотоны не замедляются, они всегда летят со скоростью света. Вместо этого при остывании колебательные частоты фотонов уменьшаются, что приводит к изменению цвета. Фиолетовые => голубые => зеленные => желтые => красные => инфракрасные => микроволновые => радиоволны.

Ученые поняли, что если теория Большого взрыва верна, то пространство должно быть наполнено остаточными фотонами с момента рождения Вселенной. Подробные математические вычисления и эксперименты показали, что фотоны должны были остыть почти до абсолютного нуля и иметь частоты в микроволновой части спектра. Поэтому они называются космическим микроволновым фоновым (реликтовым) излучением.

Поразительная однородность древних фотонов

За десятилетия с момента первого наблюдения реликтовое излучение стало основным инструментом космологических исследований. Причина в том, что большинство исследователей многое дали бы за то, чтобы ненадолго заглянуть в прошлое. Космология одна из наук, в которой можно стать свидетелем давно минувших событий. Свет от удаленных объектов, попадающий в объектив мощных телескопов, летел очень долго, иногда миллиарды лет. Во время наблюдений была выявлена однородность Вселенной на больших масштабах, что свидетельствует в пользу, что то, что происходило там, происходило, в среднем, и здесь. Буквально говоря, смотря вверх, мы смотрим в прошлое.

Оправдавшееся предсказание теории Большого взрыва о том, что пространство заполнено реликтовым излучением, стало триумфом. Однако дальнейший анализ данных выявил проблему. Более точные измерения температуры излучения с помощью передового астрономического оборудования, показали, что излучение однородно – абсолютно однородно – в пространстве. Температура этого излучения составляет 2.725 К. Что за механизм лежит за подтверждаемой наблюдениями однородностью Вселенной?

Быстрее скорости света

При контакте двух предметов тепло передается от горячего к холодному, и это продолжается до тех пор, пока их температура не сравняются. Такое происходит повсеместно.

Похожие рассуждения, по-видимому, объясняют однородность реликтового излучения. Однако в рамках теории Большого взрыва такое объяснение не проходит.

Для выравнивания температуры разных предметов существенным условием является взаимный контакт. Он может быть непосредственным, как при рукопожатии, либо по меньшей мере через обмен информацией, вследствие чего условия в разных местах становятся скоррелированными. Только посредством такого взаимного воздействия можно достичь общей среды.

Это простое наблюдение указывает на трудности наивного объяснения однородности космической температуры. Рассмотрим две точки пространства, расположенные на очень большом расстоянии друг от друга. Первый испущенный ею луч света еще не достиг второй точки, следовательно, они никогда не могли взаимодействовать друг с другом.

Вот и пришли к загадке. Без какого-либо явного контакта температура этих разделенных большим расстоянием областей одинакова с точностью, превышающей четыре знака после запятой. Решая эту задачку, можно удивиться и другому. Как могли два предмета, когда-то находившиеся рядом друг с другом – а ученые верят, что все в наблюдаемой части Вселенной в момент Большого взрыва находилось рядом друг с другом, – удалится настолько быстро, что свету (предельная скорость для всего в космосе), испущенному одним из них, не хватит времени, чтобы достичь другого?

Ответ на эти вопросы заключается в том, что предел скорости, устанавливаемый светом, относится исключительно к движению объектов сквозь пространство. Однако галактики удаляются друг от друга не потому, что они движутся в пространстве — у них нет реактивных двигателей, — а из-за самого расширения пространства и галактики лишь увлекаются общим потоком.

Следует отметить, что, хотя у галактик нет реактивных двигателей, в общем случае они движутся чуть быстрее, чем ожидается из расширения пространства — как правило, это результат крупномасштабных межгалактических гравитационных сил, а также внутреннего движения вращающегося газового облака, из которого образуются звёзды в галактиках. Скорость такого движения называется пекулярной и, как правило, она довольно мала, поэтому в космологическом анализе ею можно смело пренебречь.

Смысл в том, что теория относительности не накладывает никаких ограничений на скорость расширения пространства, и поэтому нет никаких ограничений на скорость разбегания галактик, увлекаемых общим расширением. Скорость разбегания галактик может быть выше любой скорости, включая скорость света.

Однако трудность теперь в том, чтобы объяснить, как практически одинаковые температуры возникли в независимых областях космоса: вопрос, который космологи назвали проблемой горизонта.

Расширяя горизонты

В 1979 году Алану Гуту пришла идея, подвергшись критическому осмыслению Андреем Линде, Полом Стейнхардом и Андреасом Альбрехтом, которая решает проблему горизонта. Это решение – инфляционная космология – основывается на тонких свойствах общей теории относительности Эйнштейна.

Основные ее черты можно описать следующим образом. Проблема горизонта портит стандартную теорию Большого взрыва, потому что области пространства отдаляются слишком быстро для установления теплового равновесия. Инфляционная теория решает эту проблему, уменьшая скорость разделения областей пространства в начальные моменты времени и обеспечивая таким образом достаточно времени для выравнивания температуры. Затем из теории следует, что после завершения такого «космического рукопожатия» наступает непродолжительный период чрезвычайно быстрого и постоянно ускоряющегося расширения, названного инфляционным расширением, которое более чем достаточно компенсирует вялый старт и быстро разносит разные участки неба на огромные расстояния. Наблюдаемые нами однородные условия больше не являются загадкой, так как общая температура установилась до того, как разные области пространства были быстро разнесены.

Сверхбыстрое расширение пространства означает, что регионы, достаточно отдалённые друг от друга в настоящий момент, находились в ранней Вселенной гораздо ближе, чем предсказывает стандартная теория Большого взрыва, обеспечивая таким образом выравнивание температуры до того, как инфляция разметала эти регионы друг от друга.

Исходя из точных измерений, можно судить, что уравнения общей теории относительности Эйнштейна определяют, как расширяется Вселенная. Таким образом, перспективность инфляционного сценария зависит от того, возникает ли предложенная модификация стандартной модели Большого взрыва из уравнений Эйнштейна.

В ньютоновской теории гравитация обусловлена лишь массой предмета. Чем больше масса, тем сильнее гравитационное притяжение предмета. В эйнштейновской теории гравитация обусловлена массой предмета (и его энергией), а также его давлением. Взвесьте запечатанный пакет с картофельными чипсами. Теперь сожмите пакет, чтобы воздух, находящийся внутри него, оказался под высоким давлением, и затем снова взвесьте его. Согласно Ньютону, вес не изменится, потому что масса не изменилась. Согласно Эйнштейну, сжатый пакет будет весить немножко больше, потому что, хотя масса осталась прежней, давление увеличилось. При обычных обстоятельствах подобный эффект увеличения веса исчезающе мал, поэтому мы не обращаем на него никакого внимания. Однако из общей теории относительности и подтверждающих её экспериментов со всей очевидностью следует, что давление даёт вклад в гравитацию.

Отметим, что, сжимая пакет, вы добавляете в систему энергию, и поскольку масса и энергия приводят к гравитационному искривлению, то увеличение веса будет частично происходить благодаря увеличению энергии. Однако увеличение давления также даёт вклад в увеличение веса. В повседневных примерах обсуждаемое увеличение веса крайне мало. Однако на космических масштабах оно может оказаться весьма значительным. На самом деле, оно играет роль при объяснении того, почему в определённых ситуациях звёзды обязательно схлопываются в чёрные дыры. Как правило, равновесие в звёздах поддерживается благодаря балансу между давлением, направленным наружу, порождённым ядерными процессами в звёздном ядре, и направленной внутрь гравитацией, порождаемой массой звезды. По мере того как звезда расходует ядерное топливо, положительное давление падает, что приводит к её сжатию. При этом вещество внутри звезды сжимается плотнее, вследствие чего гравитационное притяжение возрастает. Для избежания дальнейшего сжатия, необходимо дополнительное давление наружу (что называется положительным давлением). Однако дополнительное положительное давление само создаёт дополнительную силу гравитационного притяжения и приводит к необходимости ещё большего дополнительного положительного давления. В определённых ситуациях это приводит к спиральной нестабильности, и положительное давление, на котором обычно держится противодействие звезды внутреннему гравитационному сжатию, настолько усиливает внутреннее притяжение, что становится неизбежным полный гравитационный коллапс. Звезда коллапсирует, и образуется чёрная дыра.

Это отклонение от ньютоновской теории очень важно. Давление воздуха положительное, и это значит, что он давит наружу. В общей теории относительности положительное давление, как и положительная масса, дает положительный вклад в гравитацию, что приводит к увеличению веса. Однако давление в некоторых ситуациях может быть отрицательным. ОТО утверждает, что отрицательное давление вносит отрицательный вклад в гравитацию, следовательно, это приводит к гравитационному отталкиванию.

Это может поставить в тупик. Однако при наполнении пространства однородной энергией космологическая постоянная (ее также для популяризации называют темной энергией) приводит к гравитационному отталкиванию. Космологическая постоянная не только наполняет пространство однородной энергией, величина которой определяется значением самой константы, но также приводит к появлению в пространстве однородного отрицательного давления. И когда дело доходит до гравитации, отрицательное давление играет роль, противоположную положительной массе и положительному давлению. Так возникает гравитационное отталкивание.

Можно подумать, что отрицательное давление втягивает внутрь и поэтому противоречит гравитационному отталкиванию, то есть выдавливанию наружу. На самом деле, однородное давление, независимо от знака, вообще не давит и не выталкивает. Барабанные перепонки лопаются, только если оказываемое на них давление неравномерно — с одной стороны меньше, чем с другой. Описываемое здесь отталкивание является гравитационной силой, порождённой однородным отрицательным давлением. Трудный, но ключевой момент для понимания. Положительная масса или положительное давление приводят к гравитационному притяжению, а отрицательное давление приводит к менее привычному гравитационному отталкиванию.

Вместо умеренного и равномерного расширения, которое может стабилизировать вселенную, инфляционная теория порождает гигантскую волну гравитационного отталкивания, невероятно короткую и ураганно-мощную. До этого события, однако, есть достаточно времени, чтобы у разных областей пространства выровнялась температура, после чего они разносятся на гигантские расстояния и занимают наблюдаемое сейчас положение на небе. Что за процесс может обеспечить подобное мгновенное и при этом повсеместное распространение отрицательного давления? Было показано, что отрицательное давление, необходимое для создания антигравитационной волны, естественным образом возникает из нового механизма, составляющие которого известны как квантовые поля.

Квантовые поля

В начале XIX в. Фарадей ввел в обиход трудное для понимания, но эффективное понятие поля.

Всем знаком эксперимент с магнитом и канцелярскими скрепками. Скрепка подпрыгнет вверх и прилипнет к поверхности магнита. Каким образом передаётся влияние магнита на скрепку без какого-либо контакта? Этот и другие вопросы привели Фарадея к постулату — хотя магнит в буквальном смысле слова не касается скрепки, он производит нечто, что касается. Это нечто было названо Фарадеем магнитным полем. Однако то, почему мы не можем видеть поля является лишь физиологическим ограничением.

Кроме магнитных, есть и другие поля. Заряженные частицы порождают электрические поля. Эксперименты Фарадея показали, что электрическое и магнитное поля внутренне связаны: изменение электрического поля порождает магнитное и наоборот.

Максвелл вывел уравнения, впоследствии названные в его честь, которые описывают изменение силы электрических и магнитных полей в пространстве от точки к точке и от одного момента времени к другому. Именно эти уравнения описывают море электрических и магнитных полей — так называемые электромагнитные волны, окружающие нас со всех сторон. Включите сотовый телефон, радио или беспроводной компьютер, и получаемые сигналы будут лишь крохотной крупицей из электромагнитного потока, молчаливо обтекающего нас каждую секунду. А более всего потрясает то, что и видимый свет, согласно уравнениям Максвелла, является электромагнитной волной, такой, которую научились воспринимать в процессе эволюции наши глаза.

Во второй половине XX столетия физики присоединили концепцию поля к быстро развивающемуся пониманию микромира, основанному на квантовой механике. В итоге квантовая теория поля стала математическим аппаратом для создания самых точных теорий материи и сил в природе. С её помощью физики установили, что помимо электрических и магнитных полей существует целый набор других полей, таких как сильные и слабые ядерные поля, кварковые, и нейтринные поля. Поле, которое является теоретическим фундаментом инфляционной космологии, называется полем инфлатона.

Квантовые поля и инфляция

Поля обладают энергией. Как правило, чем больше значение поля, тем больше количество энергии. Важное наблюдение Гута состояло в том, что такие однородные конфигурации поля наполняют пространство не только однородной энергией, но также и однородным отрицательным давлением. Таким способом он обнаружил физический механизм возникновения гравитационного отталкивания.

Если есть поле – гипотетическое поле инфлатона – однородное во всей области пространства, то оно заполнит эту область не только энергией, но и создаст в ней отрицательное давление. И такое отрицательное давление создаёт гравитационное отталкивание, которое приводит к безостановочному расширению пространства. Когда Гут подставил в уравнения Эйнштейна предполагаемые значения энергии инфлатона и давления, согласованные с экстремальными условиями ранней Вселенной, то вычисления показали, что возникающее гравитационное отталкивание должно быть колоссальным.

Космологическая постоянная – это всего лишь константа, которая порождает сегодня ровно такое же гравитационное отталкивание, как и миллиарды лет назад. В противоположность этому значение поля может изменяться и, вообще говоря, изменяется. При включении микроволновой печи находящееся внутри неё электромагнитное поле изменяется. Алан Гут осознал, что инфляционное поле, заполняющее пространство, ведёт себя похожим образом — включается для инфляции и затем выключается, — что позволяет гравитационному отталкиванию действовать лишь в короткий промежуток времени. Это важно. Наблюдения показывают, что если взрывоподобное расширение пространства вообще имело место, то оно должно было произойти миллиарды лет назад и резко оборваться, после чего началось размеренное расширение, о котором свидетельствуют точные астрономические измерения. Итак, исключительно важное свойство инфляционной гипотезы состоит в том, что эпоха мощного гравитационного отталкивания была временной.

Для более яркой аналогии представим Колобка на вершине горы. Энергия, переносимая полем с ненулевым значением, является потенциальной. При определенных условиях она может высвободиться. Подобно тому как рост потенциальной энергии Колобка, по мере того как он забирается на гору, определяется формой склона, потенциальная энергия поля имеет аналогичную форму, которая называется кривой потенциальной энергии. Такая кривая определяет изменение потенциальной энергии поля при изменении его значения.

Давайте представим, что в самые ранние моменты космоса пространство было равномерно заполнено полем инфлатона, значение которого соответствует самой высокой точке на кривой потенциальной энергии. Представим, что кривая потенциальной энергии выпрямляется и приобретает вид ровного плато как на рисунке выше, позволяя инфлатону задержаться на самой вершине. Что произойдёт дальше при таких гипотетических условиях?

Произойдут два важных события. Пока инфлатон находится на плато, он наполняет пространство большой потенциальной энергией и отрицательным давлением, приводя к взрывоподобному инфляционному расширению. Но подобно тому как потенциальная энергия Колобка высвобождается при спуске с горы, так и инфлатон высвобождает потенциальную энергию во всё пространство, скатываясь к более низким значениям. И по мере уменьшения значения инфлатона его энергия и отрицательное давление рассеиваются, что приводит к завершению взрывоподобного расширения. Не менее важно, что высвободившаяся полем инфлатона энергия не теряется, а подобно остывающему пару, конденсирующемуся в капли воды, энергия инфляции конденсируется в однородную среду частиц, заполняющих пространство. Такой двухступенчатый процесс — короткое, но быстрое расширение, за которым следует преобразование энергии в частицы, — приводит к огромному однородному пространству, заполненному сырьём для будущих звёзд и галактик.

Подробности этого процесса зависят от факторов, которые ни теория, ни эксперимент пока не могут определить.

В описанном подходе к инфляции нет фундаментального объяснения, почему значение поля инфлатона должно находиться на возвышенной части кривой потенциальной энергии, а также нет объяснения, почему кривая потенциальной энергии имеет именно такую форму. Всё это предположения теории. В последующих версиях теории инфляции, в особенности версии, разработанной Андреем Линде, которая называется хаотическая инфляция, более «обычная» кривая потенциальной энергии (параболическая форма без плоских участков, выводимая из простейших математических уравнений для потенциальной энергии) также может приводить к инфляции. Для запуска инфляционного расширения значение поля инфлатона также должно находиться высоко на этой кривой потенциальной энергии, однако неимоверно горячая среда в ранней Вселенной естественным образом создаёт для этого все условия.

Но типичные математические модели показывают, что энергия инфлатона скатывается по наклону за 10^-35 секунды и при этом пространство расширяется в 10³⁰ раз, если не более. Хотя представить такой масштаб трудно, важно то, что область пространства, была настолько мала, что в ней легко могла установиться одинаковая температура, прежде чем молниеносный взрыв расширил ее до космических масштабов.

Возможно заинтересует следующая подробность. Быстрое расширение пространства в инфляционной космологии приводит к сильному остыванию (подобно тому как быстрое сжатие пространства, или чего-нибудь ещё, вызывает повышение температуры). Однако, когда инфляция подходит к завершению, поле инфлатона колеблется около минимума своей кривой потенциальной энергии, трансформируя свою энергию в газ частиц. Этот процесс называется «повторным разогревом», потому что порождённые таким образом частицы получают кинетическую энергию и, следовательно, могут характеризоваться температурой. По мере того как пространство продолжает расширяться обычным (неинфляционным) способом, в сценарии Большого взрыва температура газа частиц постепенно снижается. Однако важный момент в том, что возникшая при инфляции однородность задаёт однородные условия для этого процесса, и поэтому приводит к однородным результатам.

Вечная инфляция

Инфляция – это способ осмысления космологии, а не какая-то конкретная теория. Исследователи показали, что существует множество способов для воплощения инфляции, отличаются лишь детали. Среди них есть один, разработанный прежде всего Линде, который имеет первостепенную важность.

Если представить космос в целом, он будет изобиловать бесчисленным множеством далеко разбросанных областей, каждая из которых несет след произошедшего инфляционного расширения. Наш мир, который издавна привыкли считать единственной вселенной, является одним из множества таких областей, парящих в неизмеримо большом пространстве. Таким образом, инфляционная космология приводит нас к одной из вариаций на тему параллельных миров.

Для понимания того, как возникает такая инфляционная мультивселенная, в аналогию с Колобком на холме следует добавить несколько деталей.

Первое: образ Колобка, сидящего высоко на холме, отражает поле инфлатона, обладающее значительной потенциальной энергией и отрицательным давлением и находящееся в неустойчивом равновесии. В основу теории закладывается изначальное равенство значений поля инфлатона во всех точках исходной области. Поэтому чтобы более адекватно представить инфляционный сценарий, потребуется вообразить нечто странное: многочисленных клонов Колобка, забравшихся на многочисленные, близкорасположенные вершины гор во всем пространстве.

Второе: до сих пор почти никак не затрагивали квантовый аспект квантовой теории поля. Поле инфлатона, как и всё остальное в нашей квантовой вселенной, подвержено квантовой неопределённости. Это означает, что его значение будет испытывать случайные флуктуации, мгновенно немножко возрастая здесь и убывая немножко там. В обычной жизни квантовые флуктуации слишком малы, чтобы их заметить. Однако вычисления показывают, что чем больше энергия инфлатона, тем больше его флуктуации, возникающие из-за квантовой неопределённости. Поскольку энергия инфлатона во время инфляционного расширения крайне высока, то квантовые флуктуации в ранней Вселенной должны быть большими и доминирующими.

Таким образом, следует представить не только отряд Колобков, забравшихся высоко на одинаковые горные вершины, но и подземные толчки разной силой. Разные клоны Колобков будут удерживаться на вершине в течение разного времени. Через некоторое время вся местность поделится случайным образом на области.

Случайность квантовых флуктуаций приводит к похожему выводу для поля инфлатона. Исходно инфлатон находится на самом верху кривой потенциальной энергии в каждой точке некоторой области пространства. Затем квантовые флуктуации действуют как подземные толчки. По этой причине пространство быстро разделяется на области: в некоторых квантовые флуктуации заставляют поле скатиться по кривой вниз, а в других оно остаётся наверху.

Именно здесь начинается различие между Колобками и космологией. Поле, находящееся на вершине кривой потенциальной энергии, воздействует на окружение значительно сильнее, чем сидящие на вершинах Колобки. Область, заполненная полем инфлатона, расширяется с фантастической скоростью. Это означает, что эволюция поля инфлатона управляется двумя противоположными процессами. Квантовые флуктуации, стремящиеся сбросить поле с верхнего положения, уменьшают область пространства, заполненного большой энергией. Инфляционное расширение путём быстрого увеличения тех областей, где поле удерживается в верхнем положении, увеличивает объём пространства, заполненного большой энергией.

В космологических успешных вариантах инфляции увеличение преобладает над уменьшением, и поэтому объем пространства, в котором энергия поля велика, увеличивается со временем. Принимая, что подобные полевые конфигурации приводят к дальнейшему инфляционному расширению, мы видим, что, однажды начавшись, инфляция не заканчивается никогда.

Космос и швейцарский сыр

Все эти идеи совместно показывают, что инфляционная космология значительно обновляет наше представление о реальном пространстве. Представьте вселенную в виде гигантского куска швейцарского сыра, в котором дырки соответствуют областям, где величина поля инфлатона мала, а в остальных местах, наоборот, велика. То есть дырки — это области, подобные нашей Вселенной, прошедшие стадию сверхбыстрого расширения, в процессе чего энергия поля инфлатона преобразовалась в частицы, которые со временем формируют галактики, звёзды и планеты. На более стандартном языке космологии каждая дырка называется пузырьком-вселенной.

Такое название может ввести в заблуждение. Наша вселенная огромна. То, что она может быть частью еще большей космической структуры лишь подтверждает фантастически огромные размеры, в рамках инфляционной парадигмы, космоса в целом.

Поворачивая перспективу

Когда первые задумались об инфляционной мультивселенной, прямых подтверждений в пользу теории было не так и много. Поэтому многие считали эту идею спекуляцией на спекуляции. Но в последующие годы количество наблюдательных данных в пользу инфляции значительно увеличилось в основном благодаря точным измерениям реликтового излучения.

Хотя наблюдаемая однородность реликтового излучения является одной из основных мотиваций развития инфляционной теории, первые сторонники теории понимали, что быстрое пространственное расширение не сможет обеспечить абсолютную однородность излучения. Наоборот, они утверждали, что квантово-механические флуктуации, растянутые инфляционным расширением, нарушают однородность, создавая миниатюрные температурные колебания.

Квантовая неопределенность приводит к флуктуациям поля инфлатона. Если инфляционная теория верна, такая флуктуация сбросила бы поле инфлатона с верхней точки в нашей части вселенной, что привело к завершению инфляционного расширению. Однако по мере скатывания к точке завершения инфляции, на значение инфлатона флуктуации могли продолжать влиять. Как правило, квантовые изменения настолько малы, что на космических масштабах ими можно пренебречь.

Однако расширение пространства происходит настолько быстро, даже на выходе из инфляционного режима, из-за чего всё микроскопическое растягивается настолько, что становится макроскопическим. В частности, небольшие отклонения в энергии, вызванные квантовыми флуктуациями, переходят в температурные отклонения, которые отпечатываются на реликтовом излучении. В конце концов, они были обнаружены. В точном согласии с предсказаниями теории они составляют примерно тысячную долю градуса. Но больше всего впечатляет то, что картина расположения температурных отклонений на небе точно соответствует теоретическим предсказаниям.

Когда инфляция в нашем пузырьке-вселенной подходила к концу, области с несколько большей энергией (или массой) создавали чуть более сильное гравитационное притяжение, притягивая больше частиц из близлежащих окрестностей и становясь, таким образом, больше. Большое скопление частиц, в свою очередь, создавало ещё более сильное гравитационное притяжение, притягивая ещё больше вещества и ещё больше увеличиваясь в размерах. С течением времени этот эффект снежного кома привёл к образованию цельных глыб вещества и энергии, которые за миллиарды лет стали галактиками и звёздами. Таким способом инфляционная теория устанавливает замечательную связь между самыми большими и самыми маленькими структурами космоса. Само существование галактик, звёзд, планет и жизни как таковой возникает из микроскопической квантовой неопределённости, усиленной инфляционным расширением.

Теоретические умозаключения, лежащие в основе инфляции, не являются бесспорными: в конце концов, инфлатон является гипотетическим полем, существование которого всё ещё нужно доказать; кривая потенциальной энергии была постулирована теоретически, а не обнаружена экспериментально и так далее. Хотя это, даже если какие-то детали теории не совсем верны, согласие между теорией и экспериментом убедило многих, что инфляционный сценарий правильно отражает фундаментальные представления о космической эволюции. Поскольку в большинстве сценариев инфляция является вечной и приводит к постоянно растущему числу дочерних вселенных, то такое объединение теории и эксперимента является пусть косвенным, но убедительным аргументом в пользу существования ещё одной версии параллельных миров.

Ссылки на все части

• Инфляционная мультивселенная

• На пути к теории струн

• Вселенные по соседству в других измерениях

• Черные дыры и голограммы

«Inflation model» and «Inflation theory» redirect here. For a general rise in the price level, see Inflation. For other uses, see Inflation (disambiguation).

In physical cosmology, cosmic inflation, cosmological inflation, or just inflation, is a theory of exponential expansion of space in the early universe. The inflationary epoch is believed to have lasted from 10⁻³⁶ seconds after the conjectured Big Bang singularity to some time between 10⁻³³ and 10⁻³² seconds after the singularity. Following the inflationary period, the universe continued to expand, but at a slower rate. The acceleration of this expansion due to dark energy began after the universe was already over 7.7 billion years old (5.4 billion years ago).^[1]

Inflation theory was developed in the late 1970s and early 80s, with notable contributions by several theoretical physicists, including Alexei Starobinsky at Landau Institute for Theoretical Physics, Alan Guth at Cornell University, and Andrei Linde at Lebedev Physical Institute. Alexei Starobinsky, Alan Guth, and Andrei Linde won the 2014 Kavli Prize «for pioneering the theory of cosmic inflation».^[2] It was developed further in the early 1980s. It explains the origin of the large-scale structure of the cosmos. Quantum fluctuations in the microscopic inflationary region, magnified to cosmic size, become the seeds for the growth of structure in the Universe (see galaxy formation and evolution and structure formation).^[3] Many physicists also believe that inflation explains why the universe appears to be the same in all directions (isotropic), why the cosmic microwave background radiation is distributed evenly, why the universe is flat, and why no magnetic monopoles have been observed.

The detailed particle physics mechanism responsible for inflation is unknown. The basic inflationary paradigm is accepted by most physicists, as a number of inflation model predictions have been confirmed by observation;^[a] however, a substantial minority of scientists dissent from this position.^[5][6][7] The hypothetical field thought to be responsible for inflation is called the inflaton.^[8]

In 2002 three of the original architects of the theory were recognized for their major contributions; physicists Alan Guth of M.I.T., Andrei Linde of Stanford, and Paul Steinhardt of Princeton shared the prestigious Dirac Prize «for development of the concept of inflation in cosmology».^[9] In 2012 Guth and Linde were awarded the Breakthrough Prize in Fundamental Physics for their invention and development of inflationary cosmology.^[10]

Overview[edit]

Around 1930, Edwin Hubble discovered that light from remote galaxies was redshifted; the more remote, the more shifted. This was quickly interpreted as meaning galaxies were receding from Earth. If Earth is not in some special, privileged, central position in the universe, then it would mean all galaxies are moving apart, and the further away, the faster they are moving away. It is now understood that the universe is expanding, carrying the galaxies with it, and causing this observation. Many other observations agree, and also lead to the same conclusion. However, for many years it was not clear why or how the universe might be expanding, or what it might signify.

Based on a huge amount of experimental observation and theoretical work, it is now believed that the reason for the observation is that space itself is expanding, and that it expanded very rapidly within the first fraction of a second after the Big Bang. This kind of expansion is known as a «metric» expansion. In the terminology of mathematics and physics, a «metric» is a measure of distance that satisfies a specific list of properties, and the term implies that the sense of distance within the universe is itself changing. Today, metric variation is far too small an effect to see on less than an intergalactic scale.

The modern explanation for the metric expansion of space was proposed by physicist Alan Guth in 1979, while investigating the problem of why no magnetic monopoles are seen today. He found that if the universe contained a field in a positive-energy false vacuum state, then according to general relativity it would generate an exponential expansion of space. It was very quickly realized that such an expansion would resolve many other long-standing problems. These problems arise from the observation that to look like it does today, the Universe would have to have started from very finely tuned, or «special» initial conditions at the Big Bang. Inflation theory largely resolves these problems as well, thus making a universe like ours much more likely in the context of Big Bang theory.

No physical field has yet been discovered that is responsible for this inflation. However such a field would be scalar and the first relativistic scalar field proven to exist, the Higgs field, was only discovered in 2012–2013 and is still being researched. So it is not seen as problematic that a field responsible for cosmic inflation and the metric expansion of space has not yet been discovered. The proposed field and its quanta (the subatomic particles related to it) have been named the inflaton. If this field did not exist, scientists would have to propose a different explanation for all the observations that strongly suggest a metric expansion of space has occurred, and is still occurring (much more slowly) today.

Theory[edit]

An expanding universe generally has a cosmological horizon, which, by analogy with the more familiar horizon caused by the curvature of Earth’s surface, marks the boundary of the part of the Universe that an observer can see. Light (or other radiation) emitted by objects beyond the cosmological horizon in an accelerating universe never reaches the observer, because the space in between the observer and the object is expanding too rapidly.

The observable universe is one causal patch of a much larger unobservable universe; other parts of the Universe cannot communicate with Earth yet. These parts of the Universe are outside our current cosmological horizon. In the standard hot big bang model, without inflation, the cosmological horizon moves out, bringing new regions into view.^[14] Yet as a local observer sees such a region for the first time, it looks no different from any other region of space the local observer has already seen: its background radiation is at nearly the same temperature as the background radiation of other regions, and its space-time curvature is evolving lock-step with the others. This presents a mystery: how did these new regions know what temperature and curvature they were supposed to have? They couldn’t have learned it by getting signals, because they were not previously in communication with our past light cone.^[15][16]

Inflation answers this question by postulating that all the regions come from an earlier era with a big vacuum energy, or cosmological constant. A space with a cosmological constant is qualitatively different: instead of moving outward, the cosmological horizon stays put. For any one observer, the distance to the cosmological horizon is constant. With exponentially expanding space, two nearby observers are separated very quickly; so much so, that the distance between them quickly exceeds the limits of communications. The spatial slices are expanding very fast to cover huge volumes. Things are constantly moving beyond the cosmological horizon, which is a fixed distance away, and everything becomes homogeneous.

As the inflationary field slowly relaxes to the vacuum, the cosmological constant goes to zero and space begins to expand normally. The new regions that come into view during the normal expansion phase are exactly the same regions that were pushed out of the horizon during inflation, and so they are at nearly the same temperature and curvature, because they come from the same originally small patch of space.

The theory of inflation thus explains why the temperatures and curvatures of different regions are so nearly equal. It also predicts that the total curvature of a space-slice at constant global time is zero. This prediction implies that the total ordinary matter, dark matter and residual vacuum energy in the Universe have to add up to the critical density, and the evidence supports this. More strikingly, inflation allows physicists to calculate the minute differences in temperature of different regions from quantum fluctuations during the inflationary era, and many of these quantitative predictions have been confirmed.^[17][18]

Space expands[edit]

In a space that expands exponentially (or nearly exponentially) with time, any pair of free-floating objects that are initially at rest will move apart from each other at an accelerating rate, at least as long as they are not bound together by any force. From the point of view of one such object, the spacetime is something like an inside-out Schwarzschild black hole—each object is surrounded by a spherical event horizon. Once the other object has fallen through this horizon it can never return, and even light signals it sends will never reach the first object (at least so long as the space continues to expand exponentially).

In the approximation that the expansion is exactly exponential, the horizon is static and remains a fixed physical distance away. This patch of an inflating universe can be described by the following metric:^[19][20]

This exponentially expanding spacetime is called a de Sitter space, and to sustain it there must be a cosmological constant, a vacuum energy density that is constant in space and time and proportional to Λ in the above metric. For the case of exactly exponential expansion, the vacuum energy has a negative pressure p equal in magnitude to its energy density ρ; the equation of state is p=−ρ.

Inflation is typically not an exactly exponential expansion, but rather quasi- or near-exponential. In such a universe the horizon will slowly grow with time as the vacuum energy density gradually decreases.

Few inhomogeneities remain[edit]

Because the accelerating expansion of space stretches out any initial variations in density or temperature to very large length scales, an essential feature of inflation is that it smooths out inhomogeneities and anisotropies, and reduces the curvature of space. This pushes the Universe into a very simple state in which it is completely dominated by the inflaton field and the only significant inhomogeneities are tiny quantum fluctuations. Inflation also dilutes exotic heavy particles, such as the magnetic monopoles predicted by many extensions to the Standard Model of particle physics. If the Universe was only hot enough to form such particles before a period of inflation, they would not be observed in nature, as they would be so rare that it is quite likely that there are none in the observable universe. Together, these effects are called the inflationary «no-hair theorem»^[21] by analogy with the no hair theorem for black holes.

The «no-hair» theorem works essentially because the cosmological horizon is no different from a black-hole horizon, except for philosophical disagreements about what is on the other side. The interpretation of the no-hair theorem is that the Universe (observable and unobservable) expands by an enormous factor during inflation. In an expanding universe, energy densities generally fall, or get diluted, as the volume of the Universe increases. For example, the density of ordinary «cold» matter (dust) goes down as the inverse of the volume: when linear dimensions double, the energy density goes down by a factor of eight; the radiation energy density goes down even more rapidly as the Universe expands since the wavelength of each photon is stretched (redshifted), in addition to the photons being dispersed by the expansion. When linear dimensions are doubled, the energy density in radiation falls by a factor of sixteen (see the solution of the energy density continuity equation for an ultra-relativistic fluid). During inflation, the energy density in the inflaton field is roughly constant. However, the energy density in everything else, including inhomogeneities, curvature, anisotropies, exotic particles, and standard-model particles is falling, and through sufficient inflation these all become negligible. This leaves the Universe flat and symmetric, and (apart from the homogeneous inflaton field) mostly empty, at the moment inflation ends and reheating begins.^[b]

Duration[edit]

A key requirement is that inflation must continue long enough to produce the present observable universe from a single, small inflationary Hubble volume. This is necessary to ensure that the Universe appears flat, homogeneous and isotropic at the largest observable scales. This requirement is generally thought to be satisfied if the Universe expanded by a factor of at least 10²⁶ during inflation.^[c]

Reheating[edit]

Inflation is a period of supercooled expansion, when the temperature drops by a factor of 100,000 or so. (The exact drop is model-dependent, but in the first models it was typically from 10²⁷ K down to 10²² K.^[23]) This relatively low temperature is maintained during the inflationary phase. When inflation ends the temperature returns to the pre-inflationary temperature; this is called reheating or thermalization because the large potential energy of the inflaton field decays into particles and fills the Universe with Standard Model particles, including electromagnetic radiation, starting the radiation dominated phase of the Universe. Because the nature of the inflation is not known, this process is still poorly understood, although it is believed to take place through a parametric resonance.^[24][25]

Motivations[edit]

Inflation resolves several problems in Big Bang cosmology that were discovered in the 1970s.^[26] Inflation was first proposed by Alan Guth in 1979 while investigating the problem of why no magnetic monopoles are seen today; he found that a positive-energy false vacuum would, according to general relativity, generate an exponential expansion of space. It was very quickly realised that such an expansion would resolve many other long-standing problems. These problems arise from the observation that to look like it does today, the Universe would have to have started from very finely tuned, or «special» initial conditions at the Big Bang. Inflation attempts to resolve these problems by providing a dynamical mechanism that drives the Universe to this special state, thus making a universe like ours much more likely in the context of the Big Bang theory.

Horizon problem[edit]

The horizon problem is the problem of determining why the Universe appears statistically homogeneous and isotropic in accordance with the cosmological principle.^[27][28][29] For example, molecules in a canister of gas are distributed homogeneously and isotropically because they are in thermal equilibrium: gas throughout the canister has had enough time to interact to dissipate inhomogeneities and anisotropies. The situation is quite different in the big bang model without inflation, because gravitational expansion does not give the early universe enough time to equilibrate. In a big bang with only the matter and radiation known in the Standard Model, two widely separated regions of the observable universe cannot have equilibrated because they move apart from each other faster than the speed of light and thus have never come into causal contact. In the early Universe, it was not possible to send a light signal between the two regions. Because they have had no interaction, it is difficult to explain why they have the same temperature (are thermally equilibrated). Historically, proposed solutions included the Phoenix universe of Georges Lemaître,^[30] the related oscillatory universe of Richard Chase Tolman,^[31] and the Mixmaster universe of Charles Misner. Lemaître and Tolman proposed that a universe undergoing a number of cycles of contraction and expansion could come into thermal equilibrium. Their models failed, however, because of the buildup of entropy over several cycles. Misner made the (ultimately incorrect) conjecture that the Mixmaster mechanism, which made the Universe more chaotic, could lead to statistical homogeneity and isotropy.^[28][32]

Flatness problem[edit]

The flatness problem is sometimes called one of the Dicke coincidences (along with the cosmological constant problem).^[33][34]
It became known in the 1960s that the density of matter in the Universe was comparable to the critical density necessary for a flat universe (that is, a universe whose large scale geometry is the usual Euclidean geometry, rather than a non-Euclidean hyperbolic or spherical geometry).^[35](p 61)

Therefore, regardless of the shape of the universe the contribution of spatial curvature to the expansion of the Universe could not be much greater than the contribution of matter. But as the Universe expands, the curvature redshifts away more slowly than matter and radiation. Extrapolated into the past, this presents a fine-tuning problem because the contribution of curvature to the Universe must be exponentially small (sixteen orders of magnitude less than the density of radiation at Big Bang nucleosynthesis, for example). This problem is exacerbated by recent observations of the cosmic microwave background that have demonstrated that the Universe is flat to within a few percent.^[36]

Magnetic-monopole problem[edit]

The magnetic monopole problem, sometimes called «the exotic-relics problem», says that if the early universe were very hot, a large number of very heavy, stable magnetic monopoles would have been produced.^[why?]

Stable magnetic monopoles are a problem for Grand Unified Theories, which propose that at high temperatures (such as in the early universe) the electromagnetic force, strong, and weak nuclear forces are not actually fundamental forces but arise due to spontaneous symmetry breaking from a single gauge theory.^[d]
These theories predict a number of heavy, stable particles that have not been observed in nature. The most notorious is the magnetic monopole, a kind of stable, heavy «charge» of magnetic field.^[38][39]

Monopoles are predicted to be copiously produced following Grand Unified Theories at high temperature,^[40][41]
and they should have persisted to the present day, to such an extent that they would become the primary constituent of the Universe.^[42][43]
Not only is that not the case, but all searches for them have failed, placing stringent limits on the density of relic magnetic monopoles in the Universe.^[44]

A period of inflation that occurs below the temperature where magnetic monopoles can be produced would offer a possible resolution of this problem: Monopoles would be separated from each other as the Universe around them expands, potentially lowering their observed density by many orders of magnitude. Though, as cosmologist Martin Rees has written,

«Skeptics about exotic physics might not be hugely impressed by a theoretical argument to explain the absence of particles that are themselves only hypothetical. Preventive medicine can readily seem 100 percent effective against a disease that doesn’t exist!»^[45]

History[edit]

Precursors[edit]

In the early days of General Relativity, Albert Einstein introduced the cosmological constant to allow a static solution, which was a three-dimensional sphere with a uniform density of matter. Later, Willem de Sitter found a highly symmetric inflating universe, which described a universe with a cosmological constant that is otherwise empty.^[46]
It was discovered that Einstein’s universe is unstable, and that small fluctuations cause it to collapse or turn into a de Sitter universe.

In the early 1970s Zeldovich noticed the flatness and horizon problems of Big Bang cosmology; before his work, cosmology was presumed to be symmetrical on purely philosophical grounds.^[6] In the Soviet Union, this and other considerations led Belinski and Khalatnikov to analyze the chaotic BKL singularity in General Relativity. Misner’s Mixmaster universe attempted to use this chaotic behavior to solve the cosmological problems, with limited success.

False vacuum[edit]

In the late 1970s, Sidney Coleman applied the instanton techniques developed by Alexander Polyakov and collaborators to study the fate of the false vacuum in quantum field theory. Like a metastable phase in statistical mechanics—water below the freezing temperature or above the boiling point—a quantum field would need to nucleate a large enough bubble of the new vacuum, the new phase, in order to make a transition. Coleman found the most likely decay pathway for vacuum decay and calculated the inverse lifetime per unit volume. He eventually noted that gravitational effects would be significant, but he did not calculate these effects and did not apply the results to cosmology.

The universe could have been spontaneously created from nothing (no space, time, nor matter) by quantum fluctuations of metastable false vacuum causing an expanding bubble of true vacuum.^[47]

Starobinsky inflation[edit]

In the Soviet Union, Alexei Starobinsky noted that quantum corrections to general relativity should be important for the early universe. These generically lead to curvature-squared corrections to the Einstein–Hilbert action and a form of f(R) modified gravity. The solution to Einstein’s equations in the presence of curvature squared terms, when the curvatures are large, leads to an effective cosmological constant. Therefore, he proposed that the early universe went through an inflationary de Sitter era.^[48]
This resolved the cosmology problems and led to specific predictions for the corrections to the microwave background radiation, corrections that were then calculated in detail. Starobinsky used the action

which corresponds to the potential

in the Einstein frame. This results in the observables:
^[49]

Monopole problem[edit]

In 1978, Zeldovich noted the monopole problem, which was an unambiguous quantitative version of the horizon problem, this time in a subfield of particle physics, which led to several speculative attempts to resolve it. In 1980 Alan Guth realized that false vacuum decay in the early universe would solve the problem, leading him to propose a scalar-driven inflation. Starobinsky’s and Guth’s scenarios both predicted an initial de Sitter phase, differing only in mechanistic details.

Early inflationary models[edit]

Guth proposed inflation in January 1981 to explain the nonexistence of magnetic monopoles;^[50][51]
it was Guth who coined the term «inflation».^[52] At the same time, Starobinsky argued that quantum corrections to gravity would replace the initial singularity of the Universe with an exponentially expanding de Sitter phase.^[53]
In October 1980, Demosthenes Kazanas suggested that exponential expansion could eliminate the particle horizon and perhaps solve the horizon problem,^[54][55]
while Sato suggested that an exponential expansion could eliminate domain walls (another kind of exotic relic).^[56] In 1981 Einhorn and Sato^[57] published a model similar to Guth’s and showed that it would resolve the puzzle of the magnetic monopole abundance in Grand Unified Theories. Like Guth, they concluded that such a model not only required fine tuning of the cosmological constant, but also would likely lead to a much too granular universe, i.e., to large density variations resulting from bubble wall collisions.

Guth proposed that as the early universe cooled, it was trapped in a false vacuum with a high energy density, which is much like a cosmological constant. As the very early universe cooled it was trapped in a metastable state (it was supercooled), which it could only decay out of through the process of bubble nucleation via quantum tunneling. Bubbles of true vacuum spontaneously form in the sea of false vacuum and rapidly begin expanding at the speed of light. Guth recognized that this model was problematic because the model did not reheat properly: when the bubbles nucleated, they did not generate any radiation. Radiation could only be generated in collisions between bubble walls. But if inflation lasted long enough to solve the initial conditions problems, collisions between bubbles became exceedingly rare. In any one causal patch it is likely that only one bubble would nucleate.

… Kazanas (1980) called this phase of the early Universe «de Sitter’s phase.» The name «inflation» was given by Guth (1981). … Guth himself did not refer to work of Kazanas until he published a book on the subject under the title The Inflationary Universe: The quest for a new theory of cosmic origin (1997), where he apologizes for not having referenced the work of Kazanas and of others, related to inflation.^[58]

Slow-roll inflation[edit]

The bubble collision problem was solved by Linde^[59] and independently by Andreas Albrecht and Paul Steinhardt^[60] in a model named new inflation or slow-roll inflation (Guth’s model then became known as old inflation). In this model, instead of tunneling out of a false vacuum state, inflation occurred by a scalar field rolling down a potential energy hill. When the field rolls very slowly compared to the expansion of the Universe, inflation occurs. However, when the hill becomes steeper, inflation ends and reheating can occur.

Effects of asymmetries[edit]

Eventually, it was shown that new inflation does not produce a perfectly symmetric universe, but that quantum fluctuations in the inflaton are created. These fluctuations form the primordial seeds for all structure created in the later universe.^[61] These fluctuations were first calculated by Viatcheslav Mukhanov and G. V. Chibisov in analyzing Starobinsky’s similar model.^[62][63][64] In the context of inflation, they were worked out independently of the work of Mukhanov and Chibisov at the three-week 1982 Nuffield Workshop on the Very Early Universe at Cambridge University.^[65] The fluctuations were calculated by four groups working separately over the course of the workshop: Stephen Hawking;^[66] Starobinsky;^[67] Guth and So-Young Pi;^[68] and Bardeen, Steinhardt and Turner.^[69]

Observational status[edit]

Inflation is a mechanism for realizing the cosmological principle, which is the basis of the standard model of physical cosmology: it accounts for the homogeneity and isotropy of the observable universe. In addition, it accounts for the observed flatness and absence of magnetic monopoles. Since Guth’s early work, each of these observations has received further confirmation, most impressively by the detailed observations of the cosmic microwave background made by the Planck spacecraft.^[70] This analysis shows that the Universe is flat to within  1 /2 percent, and that it is homogeneous and isotropic to one part in 100,000.

Inflation predicts that the structures visible in the Universe today formed through the gravitational collapse of perturbations that were formed as quantum mechanical fluctuations in the inflationary epoch. The detailed form of the spectrum of perturbations, called a nearly-scale-invariant Gaussian random field is very specific and has only two free parameters. One is the amplitude of the spectrum and the spectral index, which measures the slight deviation from scale invariance predicted by inflation (perfect scale invariance corresponds to the idealized de Sitter universe).^[e]
The other free parameter is the tensor to scalar ratio. The simplest inflation models, those without fine-tuning, predict a tensor to scalar ratio near 0.1 .^[71]

Inflation predicts that the observed perturbations should be in thermal equilibrium with each other (these are called adiabatic or isentropic perturbations). This structure for the perturbations has been confirmed by the Planck spacecraft, WMAP spacecraft and other cosmic microwave background (CMB) experiments, and galaxy surveys, especially the ongoing Sloan Digital Sky Survey.^[72] These experiments have shown that the one part in 100,000 inhomogeneities observed have exactly the form predicted by theory. There is evidence for a slight deviation from scale invariance. The spectral index, n_s is one for a scale-invariant Harrison–Zel’dovich spectrum. The simplest inflation models predict that n_s is between 0.92 and 0.98 .^{[73][71][74][f]} This is the range that is possible without fine-tuning of the parameters related to energy.^[74] From Planck data it can be inferred that n_s=0.968 ± 0.006,^[70][75] and a tensor to scalar ratio that is less than 0.11 . These are considered an important confirmation of the theory of inflation.^[17]

Various inflation theories have been proposed that make radically different predictions, but they generally have much more fine tuning than should be necessary.^[73][71] As a physical model, however, inflation is most valuable in that it robustly predicts the initial conditions of the Universe based on only two adjustable parameters: the spectral index (that can only change in a small range) and the amplitude of the perturbations. Except in contrived models, this is true regardless of how inflation is realized in particle physics.

Occasionally, effects are observed that appear to contradict the simplest models of inflation. The first-year WMAP data suggested that the spectrum might not be nearly scale-invariant, but might instead have a slight curvature.^[76] However, the third-year data revealed that the effect was a statistical anomaly.^[17] Another effect remarked upon since the first cosmic microwave background satellite, the Cosmic Background Explorer is that the amplitude of the quadrupole moment of the CMB is unexpectedly low and the other low multipoles appear to be preferentially aligned with the ecliptic plane. Some have claimed that this is a signature of non-Gaussianity and thus contradicts the simplest models of inflation. Others have suggested that the effect may be due to other new physics, foreground contamination, or even publication bias.^[77]

An experimental program is underway to further test inflation with more precise CMB measurements. In particular, high precision measurements of the so-called «B-modes» of the polarization of the background radiation could provide evidence of the gravitational radiation produced by inflation, and could also show whether the energy scale of inflation predicted by the simplest models (10¹⁵~10¹⁶ GeV) is correct.^[71][74] In March 2014, the BICEP2 team announced B-mode CMB polarization confirming inflation had been demonstrated. The team announced the tensor-to-scalar power ratio r was between 0.15 and 0.27 (rejecting the null hypothesis; r is expected to be 0 in the absence of inflation).^[78] However, on 19 June 2014, lowered confidence in confirming the findings was reported;^[79][80][81] on 19 September 2014, a further reduction in confidence was reported^[82][83] and, on 30 January 2015, even less confidence yet was reported.^[84][85] By 2018, additional data suggested, with 95% confidence, that is 0.06 or lower: consistent with the null hypothesis, but still also consistent with many remaining models of inflation.^[78]

Other potentially corroborating measurements are expected from the Planck spacecraft, although it is unclear if the signal will be visible, or if contamination from foreground sources will interfere.^[86] Other forthcoming measurements, such as those of 21 centimeter radiation (radiation emitted and absorbed from neutral hydrogen before the first stars formed), may measure the power spectrum with even greater resolution than the CMB and galaxy surveys, although it is not known if these measurements will be possible or if interference with radio sources on Earth and in the galaxy will be too great.^[87]

Theoretical status[edit]

In Guth’s early proposal, it was thought that the inflaton was the Higgs field, the field that explains the mass of the elementary particles.^[51] It is now believed by some that the inflaton cannot be the Higgs field^[88]
although the recent discovery of the Higgs boson has increased the number of works considering the Higgs field as inflaton.^[g]
One problem of this identification is the current tension with experimental data at the electroweak scale,^[90] which is currently under study at the Large Hadron Collider (LHC). Other models of inflation relied on the properties of Grand Unified Theories.^[60] Since the simplest models of grand unification have failed, it is now thought by many physicists that inflation will be included in a supersymmetric theory such as string theory or a supersymmetric grand unified theory. At present, while inflation is understood principally by its detailed predictions of the initial conditions for the hot early universe, the particle physics is largely ad hoc modelling. As such, although predictions of inflation have been consistent with the results of observational tests, many open questions remain.

Fine-tuning problem[edit]

One of the most severe challenges for inflation arises from the need for fine tuning. In new inflation, the slow-roll conditions must be satisfied for inflation to occur. The slow-roll conditions say that the inflaton potential must be flat (compared to the large vacuum energy) and that the inflaton particles must have a small mass.^{[clarification needed][91]} New inflation requires the Universe to have a scalar field with an especially flat potential and special initial conditions. However, explanations for these fine-tunings have been proposed. For example, classically scale invariant field theories, where scale invariance is broken by quantum effects, provide an explanation of the flatness of inflationary potentials, as long as the theory can be studied through perturbation theory.^[92]

Linde proposed a theory known as chaotic inflation in which he suggested that the conditions for inflation were actually satisfied quite generically. Inflation will occur in virtually any universe that begins in a chaotic, high energy state that has a scalar field with unbounded potential energy.^[93] However, in his model the inflaton field necessarily takes values larger than one Planck unit: for this reason, these are often called large field models and the competing new inflation models are called small field models. In this situation, the predictions of effective field theory are thought to be invalid, as renormalization should cause large corrections that could prevent inflation.^[h]
This problem has not yet been resolved and some cosmologists argue that the small field models, in which inflation can occur at a much lower energy scale, are better models.^[95] While inflation depends on quantum field theory (and the semiclassical approximation to quantum gravity) in an important way, it has not been completely reconciled with these theories.

Brandenberger commented on fine-tuning in another situation.^[96] The amplitude of the primordial inhomogeneities produced in inflation is directly tied to the energy scale of inflation. This scale is suggested to be around 10¹⁶ GeV or 10⁻³ times the Planck energy. The natural scale is naïvely the Planck scale so this small value could be seen as another form of fine-tuning (called a hierarchy problem): the energy density given by the scalar potential is down by 10⁻¹² compared to the Planck density. This is not usually considered to be a critical problem, however, because the scale of inflation corresponds naturally to the scale of gauge unification.

Eternal inflation[edit]

In many models, the inflationary phase of the Universe’s expansion lasts forever in at least some regions of the Universe. This occurs because inflating regions expand very rapidly, reproducing themselves. Unless the rate of decay to the non-inflating phase is sufficiently fast, new inflating regions are produced more rapidly than non-inflating regions. In such models, most of the volume of the Universe is continuously inflating at any given time.

All models of eternal inflation produce an infinite, hypothetical multiverse, typically a fractal. The multiverse theory has created significant dissension in the scientific community about the viability of the inflationary model.

Paul Steinhardt, one of the original architects of the inflationary model, introduced the first example of eternal inflation in 1983.^[97] He showed that the inflation could proceed forever by producing bubbles of non-inflating space filled with hot matter and radiation surrounded by empty space that continues to inflate. The bubbles could not grow fast enough to keep up with the inflation. Later that same year, Alexander Vilenkin showed that eternal inflation is generic.^[98]

Although new inflation is classically rolling down the potential, quantum fluctuations can sometimes lift it to previous levels. These regions in which the inflaton fluctuates upwards expand much faster than regions in which the inflaton has a lower potential energy, and tend to dominate in terms of physical volume. It has been shown that any inflationary theory with an unbounded potential is eternal. There are well-known theorems that this steady state cannot continue forever into the past. Inflationary spacetime, which is similar to de Sitter space, is incomplete without a contracting region. However, unlike de Sitter space, fluctuations in a contracting inflationary space collapse to form a gravitational singularity, a point where densities become infinite. Therefore, it is necessary to have a theory for the Universe’s initial conditions.

In eternal inflation, regions with inflation have an exponentially growing volume, while regions that are not inflating don’t. This suggests that the volume of the inflating part of the Universe in the global picture is always unimaginably larger than the part that has stopped inflating, even though inflation eventually ends as seen by any single pre-inflationary observer. Scientists disagree about how to assign a probability distribution to this hypothetical anthropic landscape. If the probability of different regions is counted by volume, one should expect that inflation will never end or applying boundary conditions that a local observer exists to observe it, that inflation will end as late as possible.

Some physicists believe this paradox can be resolved by weighting observers by their pre-inflationary volume. Others believe that there is no resolution to the paradox and that the multiverse is a critical flaw in the inflationary paradigm. Paul Steinhardt, who first introduced the eternal inflationary model,^[97] later became one of its most vocal critics for this reason.^{[99][100][101]}

Initial conditions[edit]

Some physicists have tried to avoid the initial conditions problem by proposing models for an eternally inflating universe with no origin.^{[102][103][104]} These models propose that while the Universe, on the largest scales, expands exponentially it was, is and always will be, spatially infinite and has existed, and will exist, forever.

Other proposals attempt to describe the ex nihilo creation of the Universe based on quantum cosmology and the following inflation. Vilenkin put forth one such scenario.^[98] Hartle and Hawking offered the no-boundary proposal for the initial creation of the Universe in which inflation comes about naturally.^{[105][106][107]}

Guth described the inflationary universe as the «ultimate free lunch»:^[108][109] new universes, similar to our own, are continually produced in a vast inflating background. Gravitational interactions, in this case, circumvent (but do not violate) the first law of thermodynamics (energy conservation) and the second law of thermodynamics (entropy and the arrow of time problem). However, while there is consensus that this solves the initial conditions problem, some have disputed this, as it is much more likely that the Universe came about by a quantum fluctuation. Don Page was an outspoken critic of inflation because of this anomaly.^[110] He stressed that the thermodynamic arrow of time necessitates low entropy initial conditions, which would be highly unlikely. According to them, rather than solving this problem, the inflation theory aggravates it – the reheating at the end of the inflation era increases entropy, making it necessary for the initial state of the Universe to be even more orderly than in other Big Bang theories with no inflation phase.

Hawking and Page later found ambiguous results when they attempted to compute the probability of inflation in the Hartle-Hawking initial state.^[111] Other authors have argued that, since inflation is eternal, the probability doesn’t matter as long as it is not precisely zero: once it starts, inflation perpetuates itself and quickly dominates the Universe.^{[5][112]: 223–225} However, Albrecht and Lorenzo Sorbo argued that the probability of an inflationary cosmos, consistent with today’s observations, emerging by a random fluctuation from some pre-existent state is much higher than that of a non-inflationary cosmos. This is because the «seed» amount of non-gravitational energy required for the inflationary cosmos is so much less than that for a non-inflationary alternative, which outweighs any entropic considerations.^[113]

Another problem that has occasionally been mentioned is the trans-Planckian problem or trans-Planckian effects.^[114] Since the energy scale of inflation and the Planck scale are relatively close, some of the quantum fluctuations that have made up the structure in our universe were smaller than the Planck length before inflation. Therefore, there ought to be corrections from Planck-scale physics, in particular the unknown quantum theory of gravity. Some disagreement remains about the magnitude of this effect: about whether it is just on the threshold of detectability or completely undetectable.^[115]

Hybrid inflation[edit]

Another kind of inflation, called hybrid inflation, is an extension of new inflation. It introduces additional scalar fields, so that while one of the scalar fields is responsible for normal slow roll inflation, another triggers the end of inflation: when inflation has continued for sufficiently long, it becomes favorable to the second field to decay into a much lower energy state.^[116]

In hybrid inflation, one scalar field is responsible for most of the energy density (thus determining the rate of expansion), while another is responsible for the slow roll (thus determining the period of inflation and its termination). Thus fluctuations in the former inflaton would not affect inflation termination, while fluctuations in the latter would not affect the rate of expansion. Therefore, hybrid inflation is not eternal.^[117][118] When the second (slow-rolling) inflaton reaches the bottom of its potential, it changes the location of the minimum of the first inflaton’s potential, which leads to a fast roll of the inflaton down its potential, leading to termination of inflation.

Relation to dark energy[edit]

Dark energy is broadly similar to inflation and is thought to be causing the expansion of the present-day universe to accelerate. However, the energy scale of dark energy is much lower, 10⁻¹² GeV, roughly 27 orders of magnitude less than the scale of inflation.

Inflation and string cosmology[edit]

The discovery of flux compactifications opened the way for reconciling inflation and string theory.^[119] Brane inflation suggests that inflation arises from the motion of D-branes^[120] in the compactified geometry, usually towards a stack of anti-D-branes. This theory, governed by the Dirac-Born-Infeld action, is different from ordinary inflation. The dynamics are not completely understood. It appears that special conditions are necessary since inflation occurs in tunneling between two vacua in the string landscape. The process of tunneling between two vacua is a form of old inflation, but new inflation must then occur by some other mechanism.

Inflation and loop quantum gravity[edit]

When investigating the effects the theory of loop quantum gravity would have on cosmology, a loop quantum cosmology model has evolved that provides a possible mechanism for cosmological inflation. Loop quantum gravity assumes a quantized spacetime. If the energy density is larger than can be held by the quantized spacetime, it is thought to bounce back.^[121]

Alternatives and adjuncts[edit]

Other models have been advanced that are claimed to explain some or all of the observations addressed by inflation.

Big bounce[edit]

The big bounce hypothesis attempts to replace the cosmic singularity with a cosmic contraction and bounce, thereby explaining the initial conditions that led to the big bang.^[i]
The flatness and horizon problems are naturally solved in the Einstein-Cartan-Sciama-Kibble theory of gravity, without needing an exotic form of matter or free parameters.^[123][124]
This theory extends general relativity by removing a constraint of the symmetry of the affine connection and regarding its antisymmetric part, the torsion tensor, as a dynamical variable. The minimal coupling between torsion and Dirac spinors generates a spin-spin interaction that is significant in fermionic matter at extremely high densities. Such an interaction averts the unphysical Big Bang singularity, replacing it with a cusp-like bounce at a finite minimum scale factor, before which the Universe was contracting. The rapid expansion immediately after the Big Bounce explains why the present Universe at largest scales appears spatially flat, homogeneous and isotropic. As the density of the Universe decreases, the effects of torsion weaken and the Universe smoothly enters the radiation-dominated era.

Ekpyrotic and cyclic models[edit]

The ekpyrotic and cyclic models are also considered adjuncts to inflation. These models solve the horizon problem through an expanding epoch well before the Big Bang, and then generate the required spectrum of primordial density perturbations during a contracting phase leading to a Big Crunch. The Universe passes through the Big Crunch and emerges in a hot Big Bang phase. In this sense they are reminiscent of Richard Chace Tolman’s oscillatory universe; in Tolman’s model, however, the total age of the Universe is necessarily finite, while in these models this is not necessarily so. Whether the correct spectrum of density fluctuations can be produced, and whether the Universe can successfully navigate the Big Bang/Big Crunch transition, remains a topic of controversy and current research. Ekpyrotic models avoid the magnetic monopole problem as long as the temperature at the Big Crunch/Big Bang transition remains below the Grand Unified Scale, as this is the temperature required to produce magnetic monopoles in the first place. As things stand, there is no evidence of any ‘slowing down’ of the expansion, but this is not surprising as each cycle is expected to last on the order of a trillion years.

String gas cosmology[edit]

String theory requires that, in addition to the three observable spatial dimensions, additional dimensions exist that are curled up or compactified (see also Kaluza–Klein theory). Extra dimensions appear as a frequent component of supergravity models and other approaches to quantum gravity. This raised the contingent question of why four space-time dimensions became large and the rest became unobservably small. An attempt to address this question, called string gas cosmology, was proposed by Robert Brandenberger and Cumrun Vafa.^[125] This model focuses on the dynamics of the early universe considered as a hot gas of strings. Brandenberger and Vafa show that a dimension of spacetime can only expand if the strings that wind around it can efficiently annihilate each other. Each string is a one-dimensional object, and the largest number of dimensions in which two strings will generically intersect (and, presumably, annihilate) is three. Therefore, the most likely number of non-compact (large) spatial dimensions is three. Current work on this model centers on whether it can succeed in stabilizing the size of the compactified dimensions and produce the correct spectrum of primordial density perturbations.^[126] The original model did not «solve the entropy and flatness problems of standard cosmology»,^[127] although Brandenburger and coauthors later argued that these problems can be eliminated by implementing string gas cosmology in the context of a bouncing-universe scenario.^[128][129]

Varying c[edit]

Cosmological models employing a variable speed of light have been proposed to resolve the horizon problem of and provide an alternative to cosmic inflation. In the VSL models, the fundamental constant c, denoting the speed of light in vacuum, is greater in the early universe than its present value, effectively increasing the particle horizon at the time of decoupling sufficiently to account for the observed isotropy of the CMB.

Criticisms[edit]

Since its introduction by Alan Guth in 1980, the inflationary paradigm has become widely accepted. Nevertheless, many physicists, mathematicians, and philosophers of science have voiced criticisms, claiming untestable predictions and a lack of serious empirical support.^[5] In 1999, John Earman and Jesús Mosterín published a thorough critical review of inflationary cosmology, concluding,

«we do not think that there are, as yet, good grounds for admitting any of the models of inflation into the standard core of cosmology.»^[6]

As pointed out by Roger Penrose from 1986 on, in order to work, inflation requires extremely specific initial conditions of its own, so that the problem (or pseudo-problem) of initial conditions is not solved:

«There is something fundamentally misconceived about trying to explain the uniformity of the early universe as resulting from a thermalization process. … For, if the thermalization is actually doing anything … then it represents a definite increasing of the entropy. Thus, the universe would have been even more special before the thermalization than after.»^[130]

The problem of specific or «fine-tuned» initial conditions would not have been solved; it would have gotten worse. At a conference in 2015, Penrose said that

«inflation isn’t falsifiable, it’s falsified. … BICEP did a wonderful service by bringing all the Inflation-ists out of their shell, and giving them a black eye.»^[7]

A recurrent criticism of inflation is that the invoked inflaton field does not correspond to any known physical field, and that its potential energy curve seems to be an ad hoc contrivance to accommodate almost any data obtainable. Paul Steinhardt, one of the founding fathers of inflationary cosmology, has recently become one of its sharpest critics. He calls ‘bad inflation’ a period of accelerated expansion whose outcome conflicts with observations, and ‘good inflation’ one compatible with them:

«Not only is bad inflation more likely than good inflation, but no inflation is more likely than either … Roger Penrose considered all the possible configurations of the inflaton and gravitational fields. Some of these configurations lead to inflation … Other configurations lead to a uniform, flat universe directly – without inflation. Obtaining a flat universe is unlikely overall. Penrose’s shocking conclusion, though, was that obtaining a flat universe without inflation is much more likely than with inflation – by a factor of 10 to the googol^[j] power!»^[5][112]

Together with Anna Ijjas and Abraham Loeb, he wrote articles claiming that the inflationary paradigm is in trouble in view of the data from the Planck satellite.^[131][132]

Counter-arguments were presented by Alan Guth, David Kaiser, and Yasunori Nomura^[133]
and by Andrei Linde,^[134]
saying that

«cosmic inflation is on a stronger footing than ever before».^[133]

See also[edit]

Notes[edit]

References[edit]

Sources[edit]

External links[edit]

• Was Cosmic Inflation The ‘Bang’ Of The Big Bang?, by Alan Guth, 1997
• Andrew R Liddle (1999). «An introduction to cosmological inflation». High Energy Physics and Cosmology: 260. arXiv:astro-ph/9901124. Bibcode:1999hepc.conf..260L.
• update 2004 by Andrew Liddle
• Covi, Laura (2003). «Status of observational cosmology and inflation». Physics in Collision: 67. arXiv:hep-ph/0309238. Bibcode:2003phco.conf…67C.
• Lyth, David H. (2003). «Which is the best inflation model?». String Phenomenology 2003: 260. arXiv:hep-th/0311040. Bibcode:2003stph.conf..260L.
• The Growth of Inflation Symmetry, December 2004
• Guth’s logbook showing the original idea
• WMAP Bolsters Case for Cosmic Inflation, March 2006
• NASA March 2006 WMAP press release
• Max Tegmark’s Our Mathematical Universe (2014), «Chapter 5: Inflation»

«Inflation model» and «Inflation theory» redirect here. For a general rise in the price level, see Inflation. For other uses, see Inflation (disambiguation).

In physical cosmology, cosmic inflation, cosmological inflation, or just inflation, is a theory of exponential expansion of space in the early universe. The inflationary epoch is believed to have lasted from 10⁻³⁶ seconds after the conjectured Big Bang singularity to some time between 10⁻³³ and 10⁻³² seconds after the singularity. Following the inflationary period, the universe continued to expand, but at a slower rate. The acceleration of this expansion due to dark energy began after the universe was already over 7.7 billion years old (5.4 billion years ago).^[1]

Inflation theory was developed in the late 1970s and early 80s, with notable contributions by several theoretical physicists, including Alexei Starobinsky at Landau Institute for Theoretical Physics, Alan Guth at Cornell University, and Andrei Linde at Lebedev Physical Institute. Alexei Starobinsky, Alan Guth, and Andrei Linde won the 2014 Kavli Prize «for pioneering the theory of cosmic inflation».^[2] It was developed further in the early 1980s. It explains the origin of the large-scale structure of the cosmos. Quantum fluctuations in the microscopic inflationary region, magnified to cosmic size, become the seeds for the growth of structure in the Universe (see galaxy formation and evolution and structure formation).^[3] Many physicists also believe that inflation explains why the universe appears to be the same in all directions (isotropic), why the cosmic microwave background radiation is distributed evenly, why the universe is flat, and why no magnetic monopoles have been observed.

The detailed particle physics mechanism responsible for inflation is unknown. The basic inflationary paradigm is accepted by most physicists, as a number of inflation model predictions have been confirmed by observation;^[a] however, a substantial minority of scientists dissent from this position.^[5][6][7] The hypothetical field thought to be responsible for inflation is called the inflaton.^[8]

In 2002 three of the original architects of the theory were recognized for their major contributions; physicists Alan Guth of M.I.T., Andrei Linde of Stanford, and Paul Steinhardt of Princeton shared the prestigious Dirac Prize «for development of the concept of inflation in cosmology».^[9] In 2012 Guth and Linde were awarded the Breakthrough Prize in Fundamental Physics for their invention and development of inflationary cosmology.^[10]

Overview[edit]

Around 1930, Edwin Hubble discovered that light from remote galaxies was redshifted; the more remote, the more shifted. This was quickly interpreted as meaning galaxies were receding from Earth. If Earth is not in some special, privileged, central position in the universe, then it would mean all galaxies are moving apart, and the further away, the faster they are moving away. It is now understood that the universe is expanding, carrying the galaxies with it, and causing this observation. Many other observations agree, and also lead to the same conclusion. However, for many years it was not clear why or how the universe might be expanding, or what it might signify.

Based on a huge amount of experimental observation and theoretical work, it is now believed that the reason for the observation is that space itself is expanding, and that it expanded very rapidly within the first fraction of a second after the Big Bang. This kind of expansion is known as a «metric» expansion. In the terminology of mathematics and physics, a «metric» is a measure of distance that satisfies a specific list of properties, and the term implies that the sense of distance within the universe is itself changing. Today, metric variation is far too small an effect to see on less than an intergalactic scale.

The modern explanation for the metric expansion of space was proposed by physicist Alan Guth in 1979, while investigating the problem of why no magnetic monopoles are seen today. He found that if the universe contained a field in a positive-energy false vacuum state, then according to general relativity it would generate an exponential expansion of space. It was very quickly realized that such an expansion would resolve many other long-standing problems. These problems arise from the observation that to look like it does today, the Universe would have to have started from very finely tuned, or «special» initial conditions at the Big Bang. Inflation theory largely resolves these problems as well, thus making a universe like ours much more likely in the context of Big Bang theory.

No physical field has yet been discovered that is responsible for this inflation. However such a field would be scalar and the first relativistic scalar field proven to exist, the Higgs field, was only discovered in 2012–2013 and is still being researched. So it is not seen as problematic that a field responsible for cosmic inflation and the metric expansion of space has not yet been discovered. The proposed field and its quanta (the subatomic particles related to it) have been named the inflaton. If this field did not exist, scientists would have to propose a different explanation for all the observations that strongly suggest a metric expansion of space has occurred, and is still occurring (much more slowly) today.

Theory[edit]

An expanding universe generally has a cosmological horizon, which, by analogy with the more familiar horizon caused by the curvature of Earth’s surface, marks the boundary of the part of the Universe that an observer can see. Light (or other radiation) emitted by objects beyond the cosmological horizon in an accelerating universe never reaches the observer, because the space in between the observer and the object is expanding too rapidly.

The observable universe is one causal patch of a much larger unobservable universe; other parts of the Universe cannot communicate with Earth yet. These parts of the Universe are outside our current cosmological horizon. In the standard hot big bang model, without inflation, the cosmological horizon moves out, bringing new regions into view.^[14] Yet as a local observer sees such a region for the first time, it looks no different from any other region of space the local observer has already seen: its background radiation is at nearly the same temperature as the background radiation of other regions, and its space-time curvature is evolving lock-step with the others. This presents a mystery: how did these new regions know what temperature and curvature they were supposed to have? They couldn’t have learned it by getting signals, because they were not previously in communication with our past light cone.^[15][16]

Inflation answers this question by postulating that all the regions come from an earlier era with a big vacuum energy, or cosmological constant. A space with a cosmological constant is qualitatively different: instead of moving outward, the cosmological horizon stays put. For any one observer, the distance to the cosmological horizon is constant. With exponentially expanding space, two nearby observers are separated very quickly; so much so, that the distance between them quickly exceeds the limits of communications. The spatial slices are expanding very fast to cover huge volumes. Things are constantly moving beyond the cosmological horizon, which is a fixed distance away, and everything becomes homogeneous.

As the inflationary field slowly relaxes to the vacuum, the cosmological constant goes to zero and space begins to expand normally. The new regions that come into view during the normal expansion phase are exactly the same regions that were pushed out of the horizon during inflation, and so they are at nearly the same temperature and curvature, because they come from the same originally small patch of space.

The theory of inflation thus explains why the temperatures and curvatures of different regions are so nearly equal. It also predicts that the total curvature of a space-slice at constant global time is zero. This prediction implies that the total ordinary matter, dark matter and residual vacuum energy in the Universe have to add up to the critical density, and the evidence supports this. More strikingly, inflation allows physicists to calculate the minute differences in temperature of different regions from quantum fluctuations during the inflationary era, and many of these quantitative predictions have been confirmed.^[17][18]

Space expands[edit]

In a space that expands exponentially (or nearly exponentially) with time, any pair of free-floating objects that are initially at rest will move apart from each other at an accelerating rate, at least as long as they are not bound together by any force. From the point of view of one such object, the spacetime is something like an inside-out Schwarzschild black hole—each object is surrounded by a spherical event horizon. Once the other object has fallen through this horizon it can never return, and even light signals it sends will never reach the first object (at least so long as the space continues to expand exponentially).

In the approximation that the expansion is exactly exponential, the horizon is static and remains a fixed physical distance away. This patch of an inflating universe can be described by the following metric:^[19][20]

This exponentially expanding spacetime is called a de Sitter space, and to sustain it there must be a cosmological constant, a vacuum energy density that is constant in space and time and proportional to Λ in the above metric. For the case of exactly exponential expansion, the vacuum energy has a negative pressure p equal in magnitude to its energy density ρ; the equation of state is p=−ρ.

Inflation is typically not an exactly exponential expansion, but rather quasi- or near-exponential. In such a universe the horizon will slowly grow with time as the vacuum energy density gradually decreases.

Few inhomogeneities remain[edit]

Because the accelerating expansion of space stretches out any initial variations in density or temperature to very large length scales, an essential feature of inflation is that it smooths out inhomogeneities and anisotropies, and reduces the curvature of space. This pushes the Universe into a very simple state in which it is completely dominated by the inflaton field and the only significant inhomogeneities are tiny quantum fluctuations. Inflation also dilutes exotic heavy particles, such as the magnetic monopoles predicted by many extensions to the Standard Model of particle physics. If the Universe was only hot enough to form such particles before a period of inflation, they would not be observed in nature, as they would be so rare that it is quite likely that there are none in the observable universe. Together, these effects are called the inflationary «no-hair theorem»^[21] by analogy with the no hair theorem for black holes.

The «no-hair» theorem works essentially because the cosmological horizon is no different from a black-hole horizon, except for philosophical disagreements about what is on the other side. The interpretation of the no-hair theorem is that the Universe (observable and unobservable) expands by an enormous factor during inflation. In an expanding universe, energy densities generally fall, or get diluted, as the volume of the Universe increases. For example, the density of ordinary «cold» matter (dust) goes down as the inverse of the volume: when linear dimensions double, the energy density goes down by a factor of eight; the radiation energy density goes down even more rapidly as the Universe expands since the wavelength of each photon is stretched (redshifted), in addition to the photons being dispersed by the expansion. When linear dimensions are doubled, the energy density in radiation falls by a factor of sixteen (see the solution of the energy density continuity equation for an ultra-relativistic fluid). During inflation, the energy density in the inflaton field is roughly constant. However, the energy density in everything else, including inhomogeneities, curvature, anisotropies, exotic particles, and standard-model particles is falling, and through sufficient inflation these all become negligible. This leaves the Universe flat and symmetric, and (apart from the homogeneous inflaton field) mostly empty, at the moment inflation ends and reheating begins.^[b]

Duration[edit]

A key requirement is that inflation must continue long enough to produce the present observable universe from a single, small inflationary Hubble volume. This is necessary to ensure that the Universe appears flat, homogeneous and isotropic at the largest observable scales. This requirement is generally thought to be satisfied if the Universe expanded by a factor of at least 10²⁶ during inflation.^[c]

Reheating[edit]

Inflation is a period of supercooled expansion, when the temperature drops by a factor of 100,000 or so. (The exact drop is model-dependent, but in the first models it was typically from 10²⁷ K down to 10²² K.^[23]) This relatively low temperature is maintained during the inflationary phase. When inflation ends the temperature returns to the pre-inflationary temperature; this is called reheating or thermalization because the large potential energy of the inflaton field decays into particles and fills the Universe with Standard Model particles, including electromagnetic radiation, starting the radiation dominated phase of the Universe. Because the nature of the inflation is not known, this process is still poorly understood, although it is believed to take place through a parametric resonance.^[24][25]

Motivations[edit]

Inflation resolves several problems in Big Bang cosmology that were discovered in the 1970s.^[26] Inflation was first proposed by Alan Guth in 1979 while investigating the problem of why no magnetic monopoles are seen today; he found that a positive-energy false vacuum would, according to general relativity, generate an exponential expansion of space. It was very quickly realised that such an expansion would resolve many other long-standing problems. These problems arise from the observation that to look like it does today, the Universe would have to have started from very finely tuned, or «special» initial conditions at the Big Bang. Inflation attempts to resolve these problems by providing a dynamical mechanism that drives the Universe to this special state, thus making a universe like ours much more likely in the context of the Big Bang theory.

Horizon problem[edit]

The horizon problem is the problem of determining why the Universe appears statistically homogeneous and isotropic in accordance with the cosmological principle.^[27][28][29] For example, molecules in a canister of gas are distributed homogeneously and isotropically because they are in thermal equilibrium: gas throughout the canister has had enough time to interact to dissipate inhomogeneities and anisotropies. The situation is quite different in the big bang model without inflation, because gravitational expansion does not give the early universe enough time to equilibrate. In a big bang with only the matter and radiation known in the Standard Model, two widely separated regions of the observable universe cannot have equilibrated because they move apart from each other faster than the speed of light and thus have never come into causal contact. In the early Universe, it was not possible to send a light signal between the two regions. Because they have had no interaction, it is difficult to explain why they have the same temperature (are thermally equilibrated). Historically, proposed solutions included the Phoenix universe of Georges Lemaître,^[30] the related oscillatory universe of Richard Chase Tolman,^[31] and the Mixmaster universe of Charles Misner. Lemaître and Tolman proposed that a universe undergoing a number of cycles of contraction and expansion could come into thermal equilibrium. Their models failed, however, because of the buildup of entropy over several cycles. Misner made the (ultimately incorrect) conjecture that the Mixmaster mechanism, which made the Universe more chaotic, could lead to statistical homogeneity and isotropy.^[28][32]

Flatness problem[edit]

The flatness problem is sometimes called one of the Dicke coincidences (along with the cosmological constant problem).^[33][34]
It became known in the 1960s that the density of matter in the Universe was comparable to the critical density necessary for a flat universe (that is, a universe whose large scale geometry is the usual Euclidean geometry, rather than a non-Euclidean hyperbolic or spherical geometry).^[35](p 61)

Therefore, regardless of the shape of the universe the contribution of spatial curvature to the expansion of the Universe could not be much greater than the contribution of matter. But as the Universe expands, the curvature redshifts away more slowly than matter and radiation. Extrapolated into the past, this presents a fine-tuning problem because the contribution of curvature to the Universe must be exponentially small (sixteen orders of magnitude less than the density of radiation at Big Bang nucleosynthesis, for example). This problem is exacerbated by recent observations of the cosmic microwave background that have demonstrated that the Universe is flat to within a few percent.^[36]

Magnetic-monopole problem[edit]

The magnetic monopole problem, sometimes called «the exotic-relics problem», says that if the early universe were very hot, a large number of very heavy, stable magnetic monopoles would have been produced.^[why?]

Stable magnetic monopoles are a problem for Grand Unified Theories, which propose that at high temperatures (such as in the early universe) the electromagnetic force, strong, and weak nuclear forces are not actually fundamental forces but arise due to spontaneous symmetry breaking from a single gauge theory.^[d]
These theories predict a number of heavy, stable particles that have not been observed in nature. The most notorious is the magnetic monopole, a kind of stable, heavy «charge» of magnetic field.^[38][39]

Monopoles are predicted to be copiously produced following Grand Unified Theories at high temperature,^[40][41]
and they should have persisted to the present day, to such an extent that they would become the primary constituent of the Universe.^[42][43]
Not only is that not the case, but all searches for them have failed, placing stringent limits on the density of relic magnetic monopoles in the Universe.^[44]

A period of inflation that occurs below the temperature where magnetic monopoles can be produced would offer a possible resolution of this problem: Monopoles would be separated from each other as the Universe around them expands, potentially lowering their observed density by many orders of magnitude. Though, as cosmologist Martin Rees has written,

«Skeptics about exotic physics might not be hugely impressed by a theoretical argument to explain the absence of particles that are themselves only hypothetical. Preventive medicine can readily seem 100 percent effective against a disease that doesn’t exist!»^[45]

History[edit]

Precursors[edit]

In the early days of General Relativity, Albert Einstein introduced the cosmological constant to allow a static solution, which was a three-dimensional sphere with a uniform density of matter. Later, Willem de Sitter found a highly symmetric inflating universe, which described a universe with a cosmological constant that is otherwise empty.^[46]
It was discovered that Einstein’s universe is unstable, and that small fluctuations cause it to collapse or turn into a de Sitter universe.

In the early 1970s Zeldovich noticed the flatness and horizon problems of Big Bang cosmology; before his work, cosmology was presumed to be symmetrical on purely philosophical grounds.^[6] In the Soviet Union, this and other considerations led Belinski and Khalatnikov to analyze the chaotic BKL singularity in General Relativity. Misner’s Mixmaster universe attempted to use this chaotic behavior to solve the cosmological problems, with limited success.

False vacuum[edit]

In the late 1970s, Sidney Coleman applied the instanton techniques developed by Alexander Polyakov and collaborators to study the fate of the false vacuum in quantum field theory. Like a metastable phase in statistical mechanics—water below the freezing temperature or above the boiling point—a quantum field would need to nucleate a large enough bubble of the new vacuum, the new phase, in order to make a transition. Coleman found the most likely decay pathway for vacuum decay and calculated the inverse lifetime per unit volume. He eventually noted that gravitational effects would be significant, but he did not calculate these effects and did not apply the results to cosmology.

The universe could have been spontaneously created from nothing (no space, time, nor matter) by quantum fluctuations of metastable false vacuum causing an expanding bubble of true vacuum.^[47]

Starobinsky inflation[edit]

In the Soviet Union, Alexei Starobinsky noted that quantum corrections to general relativity should be important for the early universe. These generically lead to curvature-squared corrections to the Einstein–Hilbert action and a form of f(R) modified gravity. The solution to Einstein’s equations in the presence of curvature squared terms, when the curvatures are large, leads to an effective cosmological constant. Therefore, he proposed that the early universe went through an inflationary de Sitter era.^[48]
This resolved the cosmology problems and led to specific predictions for the corrections to the microwave background radiation, corrections that were then calculated in detail. Starobinsky used the action

which corresponds to the potential

in the Einstein frame. This results in the observables:
^[49]

Monopole problem[edit]

In 1978, Zeldovich noted the monopole problem, which was an unambiguous quantitative version of the horizon problem, this time in a subfield of particle physics, which led to several speculative attempts to resolve it. In 1980 Alan Guth realized that false vacuum decay in the early universe would solve the problem, leading him to propose a scalar-driven inflation. Starobinsky’s and Guth’s scenarios both predicted an initial de Sitter phase, differing only in mechanistic details.

Early inflationary models[edit]

Guth proposed inflation in January 1981 to explain the nonexistence of magnetic monopoles;^[50][51]
it was Guth who coined the term «inflation».^[52] At the same time, Starobinsky argued that quantum corrections to gravity would replace the initial singularity of the Universe with an exponentially expanding de Sitter phase.^[53]
In October 1980, Demosthenes Kazanas suggested that exponential expansion could eliminate the particle horizon and perhaps solve the horizon problem,^[54][55]
while Sato suggested that an exponential expansion could eliminate domain walls (another kind of exotic relic).^[56] In 1981 Einhorn and Sato^[57] published a model similar to Guth’s and showed that it would resolve the puzzle of the magnetic monopole abundance in Grand Unified Theories. Like Guth, they concluded that such a model not only required fine tuning of the cosmological constant, but also would likely lead to a much too granular universe, i.e., to large density variations resulting from bubble wall collisions.

Guth proposed that as the early universe cooled, it was trapped in a false vacuum with a high energy density, which is much like a cosmological constant. As the very early universe cooled it was trapped in a metastable state (it was supercooled), which it could only decay out of through the process of bubble nucleation via quantum tunneling. Bubbles of true vacuum spontaneously form in the sea of false vacuum and rapidly begin expanding at the speed of light. Guth recognized that this model was problematic because the model did not reheat properly: when the bubbles nucleated, they did not generate any radiation. Radiation could only be generated in collisions between bubble walls. But if inflation lasted long enough to solve the initial conditions problems, collisions between bubbles became exceedingly rare. In any one causal patch it is likely that only one bubble would nucleate.

… Kazanas (1980) called this phase of the early Universe «de Sitter’s phase.» The name «inflation» was given by Guth (1981). … Guth himself did not refer to work of Kazanas until he published a book on the subject under the title The Inflationary Universe: The quest for a new theory of cosmic origin (1997), where he apologizes for not having referenced the work of Kazanas and of others, related to inflation.^[58]

Slow-roll inflation[edit]

The bubble collision problem was solved by Linde^[59] and independently by Andreas Albrecht and Paul Steinhardt^[60] in a model named new inflation or slow-roll inflation (Guth’s model then became known as old inflation). In this model, instead of tunneling out of a false vacuum state, inflation occurred by a scalar field rolling down a potential energy hill. When the field rolls very slowly compared to the expansion of the Universe, inflation occurs. However, when the hill becomes steeper, inflation ends and reheating can occur.

Effects of asymmetries[edit]

Eventually, it was shown that new inflation does not produce a perfectly symmetric universe, but that quantum fluctuations in the inflaton are created. These fluctuations form the primordial seeds for all structure created in the later universe.^[61] These fluctuations were first calculated by Viatcheslav Mukhanov and G. V. Chibisov in analyzing Starobinsky’s similar model.^[62][63][64] In the context of inflation, they were worked out independently of the work of Mukhanov and Chibisov at the three-week 1982 Nuffield Workshop on the Very Early Universe at Cambridge University.^[65] The fluctuations were calculated by four groups working separately over the course of the workshop: Stephen Hawking;^[66] Starobinsky;^[67] Guth and So-Young Pi;^[68] and Bardeen, Steinhardt and Turner.^[69]

Observational status[edit]

Inflation is a mechanism for realizing the cosmological principle, which is the basis of the standard model of physical cosmology: it accounts for the homogeneity and isotropy of the observable universe. In addition, it accounts for the observed flatness and absence of magnetic monopoles. Since Guth’s early work, each of these observations has received further confirmation, most impressively by the detailed observations of the cosmic microwave background made by the Planck spacecraft.^[70] This analysis shows that the Universe is flat to within  1 /2 percent, and that it is homogeneous and isotropic to one part in 100,000.

Inflation predicts that the structures visible in the Universe today formed through the gravitational collapse of perturbations that were formed as quantum mechanical fluctuations in the inflationary epoch. The detailed form of the spectrum of perturbations, called a nearly-scale-invariant Gaussian random field is very specific and has only two free parameters. One is the amplitude of the spectrum and the spectral index, which measures the slight deviation from scale invariance predicted by inflation (perfect scale invariance corresponds to the idealized de Sitter universe).^[e]
The other free parameter is the tensor to scalar ratio. The simplest inflation models, those without fine-tuning, predict a tensor to scalar ratio near 0.1 .^[71]

Inflation predicts that the observed perturbations should be in thermal equilibrium with each other (these are called adiabatic or isentropic perturbations). This structure for the perturbations has been confirmed by the Planck spacecraft, WMAP spacecraft and other cosmic microwave background (CMB) experiments, and galaxy surveys, especially the ongoing Sloan Digital Sky Survey.^[72] These experiments have shown that the one part in 100,000 inhomogeneities observed have exactly the form predicted by theory. There is evidence for a slight deviation from scale invariance. The spectral index, n_s is one for a scale-invariant Harrison–Zel’dovich spectrum. The simplest inflation models predict that n_s is between 0.92 and 0.98 .^{[73][71][74][f]} This is the range that is possible without fine-tuning of the parameters related to energy.^[74] From Planck data it can be inferred that n_s=0.968 ± 0.006,^[70][75] and a tensor to scalar ratio that is less than 0.11 . These are considered an important confirmation of the theory of inflation.^[17]

Various inflation theories have been proposed that make radically different predictions, but they generally have much more fine tuning than should be necessary.^[73][71] As a physical model, however, inflation is most valuable in that it robustly predicts the initial conditions of the Universe based on only two adjustable parameters: the spectral index (that can only change in a small range) and the amplitude of the perturbations. Except in contrived models, this is true regardless of how inflation is realized in particle physics.

Occasionally, effects are observed that appear to contradict the simplest models of inflation. The first-year WMAP data suggested that the spectrum might not be nearly scale-invariant, but might instead have a slight curvature.^[76] However, the third-year data revealed that the effect was a statistical anomaly.^[17] Another effect remarked upon since the first cosmic microwave background satellite, the Cosmic Background Explorer is that the amplitude of the quadrupole moment of the CMB is unexpectedly low and the other low multipoles appear to be preferentially aligned with the ecliptic plane. Some have claimed that this is a signature of non-Gaussianity and thus contradicts the simplest models of inflation. Others have suggested that the effect may be due to other new physics, foreground contamination, or even publication bias.^[77]

An experimental program is underway to further test inflation with more precise CMB measurements. In particular, high precision measurements of the so-called «B-modes» of the polarization of the background radiation could provide evidence of the gravitational radiation produced by inflation, and could also show whether the energy scale of inflation predicted by the simplest models (10¹⁵~10¹⁶ GeV) is correct.^[71][74] In March 2014, the BICEP2 team announced B-mode CMB polarization confirming inflation had been demonstrated. The team announced the tensor-to-scalar power ratio r was between 0.15 and 0.27 (rejecting the null hypothesis; r is expected to be 0 in the absence of inflation).^[78] However, on 19 June 2014, lowered confidence in confirming the findings was reported;^[79][80][81] on 19 September 2014, a further reduction in confidence was reported^[82][83] and, on 30 January 2015, even less confidence yet was reported.^[84][85] By 2018, additional data suggested, with 95% confidence, that is 0.06 or lower: consistent with the null hypothesis, but still also consistent with many remaining models of inflation.^[78]

Other potentially corroborating measurements are expected from the Planck spacecraft, although it is unclear if the signal will be visible, or if contamination from foreground sources will interfere.^[86] Other forthcoming measurements, such as those of 21 centimeter radiation (radiation emitted and absorbed from neutral hydrogen before the first stars formed), may measure the power spectrum with even greater resolution than the CMB and galaxy surveys, although it is not known if these measurements will be possible or if interference with radio sources on Earth and in the galaxy will be too great.^[87]

Theoretical status[edit]

In Guth’s early proposal, it was thought that the inflaton was the Higgs field, the field that explains the mass of the elementary particles.^[51] It is now believed by some that the inflaton cannot be the Higgs field^[88]
although the recent discovery of the Higgs boson has increased the number of works considering the Higgs field as inflaton.^[g]
One problem of this identification is the current tension with experimental data at the electroweak scale,^[90] which is currently under study at the Large Hadron Collider (LHC). Other models of inflation relied on the properties of Grand Unified Theories.^[60] Since the simplest models of grand unification have failed, it is now thought by many physicists that inflation will be included in a supersymmetric theory such as string theory or a supersymmetric grand unified theory. At present, while inflation is understood principally by its detailed predictions of the initial conditions for the hot early universe, the particle physics is largely ad hoc modelling. As such, although predictions of inflation have been consistent with the results of observational tests, many open questions remain.

Fine-tuning problem[edit]

One of the most severe challenges for inflation arises from the need for fine tuning. In new inflation, the slow-roll conditions must be satisfied for inflation to occur. The slow-roll conditions say that the inflaton potential must be flat (compared to the large vacuum energy) and that the inflaton particles must have a small mass.^{[clarification needed][91]} New inflation requires the Universe to have a scalar field with an especially flat potential and special initial conditions. However, explanations for these fine-tunings have been proposed. For example, classically scale invariant field theories, where scale invariance is broken by quantum effects, provide an explanation of the flatness of inflationary potentials, as long as the theory can be studied through perturbation theory.^[92]

Linde proposed a theory known as chaotic inflation in which he suggested that the conditions for inflation were actually satisfied quite generically. Inflation will occur in virtually any universe that begins in a chaotic, high energy state that has a scalar field with unbounded potential energy.^[93] However, in his model the inflaton field necessarily takes values larger than one Planck unit: for this reason, these are often called large field models and the competing new inflation models are called small field models. In this situation, the predictions of effective field theory are thought to be invalid, as renormalization should cause large corrections that could prevent inflation.^[h]
This problem has not yet been resolved and some cosmologists argue that the small field models, in which inflation can occur at a much lower energy scale, are better models.^[95] While inflation depends on quantum field theory (and the semiclassical approximation to quantum gravity) in an important way, it has not been completely reconciled with these theories.

Brandenberger commented on fine-tuning in another situation.^[96] The amplitude of the primordial inhomogeneities produced in inflation is directly tied to the energy scale of inflation. This scale is suggested to be around 10¹⁶ GeV or 10⁻³ times the Planck energy. The natural scale is naïvely the Planck scale so this small value could be seen as another form of fine-tuning (called a hierarchy problem): the energy density given by the scalar potential is down by 10⁻¹² compared to the Planck density. This is not usually considered to be a critical problem, however, because the scale of inflation corresponds naturally to the scale of gauge unification.

Eternal inflation[edit]

In many models, the inflationary phase of the Universe’s expansion lasts forever in at least some regions of the Universe. This occurs because inflating regions expand very rapidly, reproducing themselves. Unless the rate of decay to the non-inflating phase is sufficiently fast, new inflating regions are produced more rapidly than non-inflating regions. In such models, most of the volume of the Universe is continuously inflating at any given time.

All models of eternal inflation produce an infinite, hypothetical multiverse, typically a fractal. The multiverse theory has created significant dissension in the scientific community about the viability of the inflationary model.

Paul Steinhardt, one of the original architects of the inflationary model, introduced the first example of eternal inflation in 1983.^[97] He showed that the inflation could proceed forever by producing bubbles of non-inflating space filled with hot matter and radiation surrounded by empty space that continues to inflate. The bubbles could not grow fast enough to keep up with the inflation. Later that same year, Alexander Vilenkin showed that eternal inflation is generic.^[98]

Although new inflation is classically rolling down the potential, quantum fluctuations can sometimes lift it to previous levels. These regions in which the inflaton fluctuates upwards expand much faster than regions in which the inflaton has a lower potential energy, and tend to dominate in terms of physical volume. It has been shown that any inflationary theory with an unbounded potential is eternal. There are well-known theorems that this steady state cannot continue forever into the past. Inflationary spacetime, which is similar to de Sitter space, is incomplete without a contracting region. However, unlike de Sitter space, fluctuations in a contracting inflationary space collapse to form a gravitational singularity, a point where densities become infinite. Therefore, it is necessary to have a theory for the Universe’s initial conditions.

In eternal inflation, regions with inflation have an exponentially growing volume, while regions that are not inflating don’t. This suggests that the volume of the inflating part of the Universe in the global picture is always unimaginably larger than the part that has stopped inflating, even though inflation eventually ends as seen by any single pre-inflationary observer. Scientists disagree about how to assign a probability distribution to this hypothetical anthropic landscape. If the probability of different regions is counted by volume, one should expect that inflation will never end or applying boundary conditions that a local observer exists to observe it, that inflation will end as late as possible.

Some physicists believe this paradox can be resolved by weighting observers by their pre-inflationary volume. Others believe that there is no resolution to the paradox and that the multiverse is a critical flaw in the inflationary paradigm. Paul Steinhardt, who first introduced the eternal inflationary model,^[97] later became one of its most vocal critics for this reason.^{[99][100][101]}

Initial conditions[edit]

Some physicists have tried to avoid the initial conditions problem by proposing models for an eternally inflating universe with no origin.^{[102][103][104]} These models propose that while the Universe, on the largest scales, expands exponentially it was, is and always will be, spatially infinite and has existed, and will exist, forever.

Other proposals attempt to describe the ex nihilo creation of the Universe based on quantum cosmology and the following inflation. Vilenkin put forth one such scenario.^[98] Hartle and Hawking offered the no-boundary proposal for the initial creation of the Universe in which inflation comes about naturally.^{[105][106][107]}

Guth described the inflationary universe as the «ultimate free lunch»:^[108][109] new universes, similar to our own, are continually produced in a vast inflating background. Gravitational interactions, in this case, circumvent (but do not violate) the first law of thermodynamics (energy conservation) and the second law of thermodynamics (entropy and the arrow of time problem). However, while there is consensus that this solves the initial conditions problem, some have disputed this, as it is much more likely that the Universe came about by a quantum fluctuation. Don Page was an outspoken critic of inflation because of this anomaly.^[110] He stressed that the thermodynamic arrow of time necessitates low entropy initial conditions, which would be highly unlikely. According to them, rather than solving this problem, the inflation theory aggravates it – the reheating at the end of the inflation era increases entropy, making it necessary for the initial state of the Universe to be even more orderly than in other Big Bang theories with no inflation phase.

Hawking and Page later found ambiguous results when they attempted to compute the probability of inflation in the Hartle-Hawking initial state.^[111] Other authors have argued that, since inflation is eternal, the probability doesn’t matter as long as it is not precisely zero: once it starts, inflation perpetuates itself and quickly dominates the Universe.^{[5][112]: 223–225} However, Albrecht and Lorenzo Sorbo argued that the probability of an inflationary cosmos, consistent with today’s observations, emerging by a random fluctuation from some pre-existent state is much higher than that of a non-inflationary cosmos. This is because the «seed» amount of non-gravitational energy required for the inflationary cosmos is so much less than that for a non-inflationary alternative, which outweighs any entropic considerations.^[113]

Another problem that has occasionally been mentioned is the trans-Planckian problem or trans-Planckian effects.^[114] Since the energy scale of inflation and the Planck scale are relatively close, some of the quantum fluctuations that have made up the structure in our universe were smaller than the Planck length before inflation. Therefore, there ought to be corrections from Planck-scale physics, in particular the unknown quantum theory of gravity. Some disagreement remains about the magnitude of this effect: about whether it is just on the threshold of detectability or completely undetectable.^[115]

Hybrid inflation[edit]

Another kind of inflation, called hybrid inflation, is an extension of new inflation. It introduces additional scalar fields, so that while one of the scalar fields is responsible for normal slow roll inflation, another triggers the end of inflation: when inflation has continued for sufficiently long, it becomes favorable to the second field to decay into a much lower energy state.^[116]

In hybrid inflation, one scalar field is responsible for most of the energy density (thus determining the rate of expansion), while another is responsible for the slow roll (thus determining the period of inflation and its termination). Thus fluctuations in the former inflaton would not affect inflation termination, while fluctuations in the latter would not affect the rate of expansion. Therefore, hybrid inflation is not eternal.^[117][118] When the second (slow-rolling) inflaton reaches the bottom of its potential, it changes the location of the minimum of the first inflaton’s potential, which leads to a fast roll of the inflaton down its potential, leading to termination of inflation.

Relation to dark energy[edit]

Dark energy is broadly similar to inflation and is thought to be causing the expansion of the present-day universe to accelerate. However, the energy scale of dark energy is much lower, 10⁻¹² GeV, roughly 27 orders of magnitude less than the scale of inflation.

Inflation and string cosmology[edit]

The discovery of flux compactifications opened the way for reconciling inflation and string theory.^[119] Brane inflation suggests that inflation arises from the motion of D-branes^[120] in the compactified geometry, usually towards a stack of anti-D-branes. This theory, governed by the Dirac-Born-Infeld action, is different from ordinary inflation. The dynamics are not completely understood. It appears that special conditions are necessary since inflation occurs in tunneling between two vacua in the string landscape. The process of tunneling between two vacua is a form of old inflation, but new inflation must then occur by some other mechanism.

Inflation and loop quantum gravity[edit]

When investigating the effects the theory of loop quantum gravity would have on cosmology, a loop quantum cosmology model has evolved that provides a possible mechanism for cosmological inflation. Loop quantum gravity assumes a quantized spacetime. If the energy density is larger than can be held by the quantized spacetime, it is thought to bounce back.^[121]

Alternatives and adjuncts[edit]

Other models have been advanced that are claimed to explain some or all of the observations addressed by inflation.

Big bounce[edit]

The big bounce hypothesis attempts to replace the cosmic singularity with a cosmic contraction and bounce, thereby explaining the initial conditions that led to the big bang.^[i]
The flatness and horizon problems are naturally solved in the Einstein-Cartan-Sciama-Kibble theory of gravity, without needing an exotic form of matter or free parameters.^[123][124]
This theory extends general relativity by removing a constraint of the symmetry of the affine connection and regarding its antisymmetric part, the torsion tensor, as a dynamical variable. The minimal coupling between torsion and Dirac spinors generates a spin-spin interaction that is significant in fermionic matter at extremely high densities. Such an interaction averts the unphysical Big Bang singularity, replacing it with a cusp-like bounce at a finite minimum scale factor, before which the Universe was contracting. The rapid expansion immediately after the Big Bounce explains why the present Universe at largest scales appears spatially flat, homogeneous and isotropic. As the density of the Universe decreases, the effects of torsion weaken and the Universe smoothly enters the radiation-dominated era.

Ekpyrotic and cyclic models[edit]

The ekpyrotic and cyclic models are also considered adjuncts to inflation. These models solve the horizon problem through an expanding epoch well before the Big Bang, and then generate the required spectrum of primordial density perturbations during a contracting phase leading to a Big Crunch. The Universe passes through the Big Crunch and emerges in a hot Big Bang phase. In this sense they are reminiscent of Richard Chace Tolman’s oscillatory universe; in Tolman’s model, however, the total age of the Universe is necessarily finite, while in these models this is not necessarily so. Whether the correct spectrum of density fluctuations can be produced, and whether the Universe can successfully navigate the Big Bang/Big Crunch transition, remains a topic of controversy and current research. Ekpyrotic models avoid the magnetic monopole problem as long as the temperature at the Big Crunch/Big Bang transition remains below the Grand Unified Scale, as this is the temperature required to produce magnetic monopoles in the first place. As things stand, there is no evidence of any ‘slowing down’ of the expansion, but this is not surprising as each cycle is expected to last on the order of a trillion years.

String gas cosmology[edit]

String theory requires that, in addition to the three observable spatial dimensions, additional dimensions exist that are curled up or compactified (see also Kaluza–Klein theory). Extra dimensions appear as a frequent component of supergravity models and other approaches to quantum gravity. This raised the contingent question of why four space-time dimensions became large and the rest became unobservably small. An attempt to address this question, called string gas cosmology, was proposed by Robert Brandenberger and Cumrun Vafa.^[125] This model focuses on the dynamics of the early universe considered as a hot gas of strings. Brandenberger and Vafa show that a dimension of spacetime can only expand if the strings that wind around it can efficiently annihilate each other. Each string is a one-dimensional object, and the largest number of dimensions in which two strings will generically intersect (and, presumably, annihilate) is three. Therefore, the most likely number of non-compact (large) spatial dimensions is three. Current work on this model centers on whether it can succeed in stabilizing the size of the compactified dimensions and produce the correct spectrum of primordial density perturbations.^[126] The original model did not «solve the entropy and flatness problems of standard cosmology»,^[127] although Brandenburger and coauthors later argued that these problems can be eliminated by implementing string gas cosmology in the context of a bouncing-universe scenario.^[128][129]

Varying c[edit]

Cosmological models employing a variable speed of light have been proposed to resolve the horizon problem of and provide an alternative to cosmic inflation. In the VSL models, the fundamental constant c, denoting the speed of light in vacuum, is greater in the early universe than its present value, effectively increasing the particle horizon at the time of decoupling sufficiently to account for the observed isotropy of the CMB.

Criticisms[edit]

Since its introduction by Alan Guth in 1980, the inflationary paradigm has become widely accepted. Nevertheless, many physicists, mathematicians, and philosophers of science have voiced criticisms, claiming untestable predictions and a lack of serious empirical support.^[5] In 1999, John Earman and Jesús Mosterín published a thorough critical review of inflationary cosmology, concluding,

«we do not think that there are, as yet, good grounds for admitting any of the models of inflation into the standard core of cosmology.»^[6]

As pointed out by Roger Penrose from 1986 on, in order to work, inflation requires extremely specific initial conditions of its own, so that the problem (or pseudo-problem) of initial conditions is not solved:

«There is something fundamentally misconceived about trying to explain the uniformity of the early universe as resulting from a thermalization process. … For, if the thermalization is actually doing anything … then it represents a definite increasing of the entropy. Thus, the universe would have been even more special before the thermalization than after.»^[130]

The problem of specific or «fine-tuned» initial conditions would not have been solved; it would have gotten worse. At a conference in 2015, Penrose said that

«inflation isn’t falsifiable, it’s falsified. … BICEP did a wonderful service by bringing all the Inflation-ists out of their shell, and giving them a black eye.»^[7]

A recurrent criticism of inflation is that the invoked inflaton field does not correspond to any known physical field, and that its potential energy curve seems to be an ad hoc contrivance to accommodate almost any data obtainable. Paul Steinhardt, one of the founding fathers of inflationary cosmology, has recently become one of its sharpest critics. He calls ‘bad inflation’ a period of accelerated expansion whose outcome conflicts with observations, and ‘good inflation’ one compatible with them:

«Not only is bad inflation more likely than good inflation, but no inflation is more likely than either … Roger Penrose considered all the possible configurations of the inflaton and gravitational fields. Some of these configurations lead to inflation … Other configurations lead to a uniform, flat universe directly – without inflation. Obtaining a flat universe is unlikely overall. Penrose’s shocking conclusion, though, was that obtaining a flat universe without inflation is much more likely than with inflation – by a factor of 10 to the googol^[j] power!»^[5][112]

Together with Anna Ijjas and Abraham Loeb, he wrote articles claiming that the inflationary paradigm is in trouble in view of the data from the Planck satellite.^[131][132]

Counter-arguments were presented by Alan Guth, David Kaiser, and Yasunori Nomura^[133]
and by Andrei Linde,^[134]
saying that

«cosmic inflation is on a stronger footing than ever before».^[133]

See also[edit]

Notes[edit]

References[edit]

Sources[edit]

External links[edit]

• Was Cosmic Inflation The ‘Bang’ Of The Big Bang?, by Alan Guth, 1997
• Andrew R Liddle (1999). «An introduction to cosmological inflation». High Energy Physics and Cosmology: 260. arXiv:astro-ph/9901124. Bibcode:1999hepc.conf..260L.
• update 2004 by Andrew Liddle
• Covi, Laura (2003). «Status of observational cosmology and inflation». Physics in Collision: 67. arXiv:hep-ph/0309238. Bibcode:2003phco.conf…67C.
• Lyth, David H. (2003). «Which is the best inflation model?». String Phenomenology 2003: 260. arXiv:hep-th/0311040. Bibcode:2003stph.conf..260L.
• The Growth of Inflation Symmetry, December 2004
• Guth’s logbook showing the original idea
• WMAP Bolsters Case for Cosmic Inflation, March 2006
• NASA March 2006 WMAP press release
• Max Tegmark’s Our Mathematical Universe (2014), «Chapter 5: Inflation»

Инфляционная теория, или инфляционная модель Вселенной, объединяет идеи из квантовой физики и физики частиц для исследования ранних моментов Вселенной сразу после Большого взрыва. Согласно ей Вселенная образовалась в очень нестабильном состоянии, спровоцировавшем ее быстрое расширение в самые первые мгновения. Одним из последствий этого расширения стало то, что Вселенная намного больше, чем предполагалось изначально, и простирается она куда дальше, чем могут заглянуть наши телескопы. Кроме того, эта теория предсказывает некоторые свойства, которые не объяснены в рамках теории Большого взрыва, — как, например, равномерное распределение энергии и плоская геометрия пространства-времени.

Теория инфляционной Вселенной разработана физиком Аланом Гутом в 1980 году. Сегодня она считается общепринятой частью теории Большого взрыва, даже несмотря на то, что центральные идеи последнего устоялись намного раньше, чем была сформулирована инфляционная теория.

С чего все началось

Теория Большого взрыва на протяжении многих лет показывала себя весьма успешно — в частности, учитывая то, что она была подтверждена посредством открытия реликтового излучения (микроволнового фона). Однако, несмотря на большой успех этой теории в объяснении большинства аспектов, наблюдаемых во

Вселенной, оставались три проблемы:

• Проблема гомогенности, или почему Вселенная была настолько равномерной спустя всего секунду после Большого взрыва;
• Проблема плоскостности;
• Предсказанное перепроизводство магнитных монополей.

Модель Большого взрыва вроде как предсказывала искривленную Вселенную, в которой энергия распределялась неравномерно и в которой было множество магнитных монополей. Однако ничто из этого не соответствовало данным.

Физик Алан Гут впервые узнал о проблеме плоскостности на лекции Роберта Дика в Корнеллском университете в 1978-м. В последующие годы Гут применял к сложившейся ситуации концепции из физики частиц и разработал инфляционную модель ранней Вселенной.

Двадцать третьего января 1980 года Гут представил полученные данные на лекции в Национальной ускорительной лаборатории SLAC. Его революционная идея заключалась в том, что принципы квантовой физики из самого сердца физики частиц можно применить к ранним моментам возникновения Большого взрыва. По его данным, Вселенная должна была обладать высокой плотностью энергии. В соответствии с термодинамикой, плотность Вселенной должна была заставить ее расширяться с невероятной скоростью.

По сути, согласно новой на тот момент модели, Вселенная должна была возникнуть в «ложном вакууме» и в отсутствие механизма Хиггса (другими словами, бозон Хиггса не существовал). Она должна была пройти через процесс переохлаждения в поисках стабильного низкоэнергетического состояния («истинного вакуума», в котором работает механизм Хиггса) — и именно это запустило период быстрого расширения.

Насколько быстрого? Как гласит модель, Вселенная увеличивалась вдвое каждые 10^-35 секунд. Таким образом, в первые 10^-30 секунд после Большого взрыва она бы успела удвоиться в размерах 100 тысяч раз, а этого более чем достаточно, чтобы объяснить проблему плоскостности. Даже если у Вселенной была некая кривизна в самом начале, такая степень расширения привела бы к тому, что сегодня все выглядело бы плоским. (Заметьте, размера Земли достаточно, чтобы она выглядела для нас плоской, хотя мы знаем, что поверхность, на которой мы стоим, изогнута и образует сферический объект).

К тому же энергия распределена настолько равномерно из-за того, что в самом начале мы были очень маленькой частью Вселенной, которая расширилась настолько быстро, что даже если там и были значительные неравномерности в распределении энергии, они были бы слишком далеко от нас, чтобы мы могли их заметить или ощутить. Это, в свою очередь, служит решением проблемы гомогенности.

Развитие теории

Как утверждает сам Алан Гут, проблемой теории было то, что, как только инфляция запустилась, ей пришлось бы продолжаться бесконечно. Ученые не видели намеков на какой-то отчетливый механизм «отключения» этого процесса.

Кроме того, если пространство постоянно расширялось с такой скоростью, то ранее высказанная Сидни Коулманом идея не сработала бы. Коулман предсказал, что при фазовых переходах в ранней Вселенной образовывались маленькие пузыри, которые объединялись друг с другом. При наличии инфляции пузыри отдалялись бы друг от друга слишком быстро, не успевая объединиться.

На эту проблему обратил внимание советский физик Андрей Линде. Он изучил ее и выяснил, что существует иная интерпретация, предоставляющая решение этой проблемы. В то же время — это были все еще 1980-е годы — по другую сторону железного занавеса Андреас Альбрехт и Пол Стейнхардт самостоятельно пришли к похожему решению.

Все дело в том, что в изначальной модели Гута допускалось возникновение более одной инфляционной области, которые, в свою очередь, могли сталкиваться. В таком случае получался беспорядочный космос, в котором излучение и вещество обладают неоднородной плотностью. Это совсем не соответствовало тому, что наблюдалось в реальности. Линде, Альбрехт и Стейнхардт изменили уравнение скалярного поля — и все обрело смысл. Согласно этому решению, наша наблюдаемая Вселенная произошла из одного вакуумного пузыря, который отделился от других инфляционных областей пространства. Речь идет о невообразимо — по всем меркам — огромных расстояниях.

Такая разная теория инфляции

У инфляционной теории есть несколько названий. Например, космологическая инфляция, космическая инфляция, инфляция, старая инфляция (так называют оригинальную версию теории Алана Гута), новая инфляционная теория (модель, разработанная Линде, Альбрехтом и Стейнхардтом).

Также есть два близких варианта теории: хаотическая теория инфляции и вечная инфляция. В этих теориях механизм инфляции не просто случился однажды — сразу после Большого взрыва, — а происходит снова и снова в разных регионах пространства. Эти модели предполагают быстрорастущее число «пузырьковых вселенных», являющихся частью Мультиверса, или Мультивселенной. Некоторые физики отмечают, что эти предсказания присутствуют во всех версиях инфляционной модели Вселенной, и поэтому не считают их разными теориями.

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl + Enter.

ИНФЛЯЦИО́ННАЯ МОДЕ́ЛЬ ВСЕЛЕ́Н­НОЙ, кос­мо­ло­гич. мо­дель, пред­по­ла­гаю­щая, что на са­мом ран­нем эта­пе эво­лю­ции Все­лен­ной, ко­гда её воз­раст со­став­лял от 10^–43 с до 10^–37 с, Все­лен­ная пре­тер­пе­ла ко­лос­саль­ное рас­ши­ре­ние, ко­то­рое при­ве­ло к экс­по­нен­ци­аль­но­му рос­ту всех про­стран­ст­вен­ных мас­шта­бов. Тер­мин «ин­фля­ция» в кос­мо­ло­гии обо­зна­ча­ет бы­ст­рый рост мас­шта­бов, при ко­то­ром ско­рость рос­та про­пор­цио­наль­на зна­че­нию са­мо­го мас­шта­ба. Этот тер­мин очень точ­но опи­сы­ва­ет ха­рак­тер рас­ши­ре­ния ран­ней Все­лен­ной.

Рас­ши­ре­ние Все­лен­ной бы­ло твёр­до ус­та­нов­ле­но уже в сер. 20 в., од­на­ко при­чи­ны, при­вед­шие к не­му, ос­та­ва­лись не­из­вест­ны­ми. Стан­дарт­ная кос­мо­ло­гич. мо­дель Фрид­ма­на не мог­ла от­ве­тить на во­прос о фи­зич. при­чи­нах рас­ши­ре­ния Все­лен­ной. Най­ти от­вет уда­лось лишь в кон. 20 в., при­ме­нив к опи­са­нию ран­ней Все­лен­ной но­вей­шие ре­зуль­та­ты фи­зи­ки эле­мен­тар­ных час­тиц.

Ещё до воз­ник­но­ве­ния тер­ми­на «И. м. В.» осн. свой­ст­ва этой мо­де­ли бы­ли ис­сле­до­ва­ны рос. фи­зи­ка­ми В. А. Ру­ба­ко­вым и А. А. Ста­ро­бин­ским (кон. 1970-х гг.). Пер­вая И. м. В. бы­ла соз­да­на рос. фи­зи­ком А. Д. Лин­де. Боль­шой вклад в ис­сле­до­ва­ние на­блю­да­тель­ных про­яв­ле­ний ран­ней Все­лен­ной вне­сли рос. фи­зи­ки и кос­мо­ло­ги А. Г. До­рош­кевич, Я. Б. Зель­до­вич, В. Н. Лу­каш, М. В. Са­жин, Д. П. Ску­ла­чёв, И. А. Стру­ков и др.

Со­глас­но И. м. В., вско­ре по­сле ро­ж­де­ния Все­лен­ной (т. н. Боль­шо­го взры­ва) на­сту­пи­ла ин­фля­ци­он­ная ста­дия. Она ха­рак­те­ри­зу­ет­ся ре­ля­ти­ви­ст­ским от­ри­ца­тель­ным дав­ле­ни­ем, при ко­то­ром ме­няют­ся фи­зич. за­ко­ны обыч­ной тео­рии гра­ви­та­ции: ве­ще­ст­во ста­но­вит­ся не ис­точ­ни­ком при­тя­же­ния, а ис­точ­ни­ком от­тал­ки­ва­ния. На этой ста­дии объ­ём Все­лен­ной уве­ли­чи­ва­ет­ся во мно­го раз, в ре­зуль­та­те че­го вся совр. Все­лен­ная ока­зы­ва­ет­ся в од­ной при­чин­но свя­зан­ной об­лас­ти, и урав­ни­ва­ют­ся ки­не­тич. энер­гия рас­ши­ре­ния Все­лен­ной и её по­тен­ци­аль­ная энер­гия. Из-за дей­ст­вия сил от­тал­ки­ва­ния Все­лен­ная «раз­го­ня­ет­ся» и при­об­ре­та­ет боль­шую ки­не­тич. энер­гию, ко­то­рая в даль­ней­шем про­яв­ля­ет­ся в ви­де хабб­лов­ско­го рас­ши­ре­ния по инер­ции.

Имею­щим­ся на­блю­да­тель­ным дан­ным точ­нее все­го со­от­вет­ст­ву­ет тео­рия хао­ти­че­ской, или веч­ной, ин­фля­ции, пред­ло­жен­ная А. Д. Лин­де. Со­глас­но этой тео­рии, Все­лен­ная за­пол­не­на осо­бым ви­дом ма­те­рии (т. н. ска­ляр­ным по­лем), об­ла­даю­щим пре­дель­но боль­шой плот­но­стью и ре­ля­ти­ви­ст­ским от­ри­ца­тель­ным дав­ле­ни­ем. В мо­де­ли хао­тич. ин­фля­ции объ­ём Все­лен­ной по­сто­ян­но рас­тёт и вы­де­ля­ют­ся при­чин­но свя­зан­ные до­ме­ны, в ко­то­рых ин­фля­ция за­кан­чи­ва­ет­ся, по­сколь­ку со­стоя­ние ве­ще­ст­ва с от­ри­цатель­ным дав­ле­ни­ем не­ус­той­чи­во. При этом вся по­тен­ци­аль­ная энер­гия, за­па­сён­ная в cкалярном по­ле, вы­де­ля­ет­ся в ви­де эле­мен­тар­ных час­тиц и их те­п­ло­вой энер­гии – об­ра­зу­ет­ся го­ря­чая плаз­ма. Так с окон­ча­ни­ем эпо­хи ин­фля­ции ро­ж­да­ет­ся обыч­ная ма­те­рия.

В тех до­ме­нах, где ин­фля­ция за­кон­чи­лась, на­чи­на­ет­ся эво­лю­ция Все­лен­ной по за­ко­нам, от­кры­тым А. А. Фрид­ма­ном. Т. о., со­глас­но ин­фля­ци­он­ной мо­де­ли, Все­лен­ная раз­би­ва­ет­ся на мно­го при­чин­но не­свя­зан­ных об­лас­тей, и ка­ж­дую та­кую об­ласть мож­но рас­смат­ри­вать как отд. «ми­ни-все­лен­ную». Со­во­куп­ность всех «ми­ни-все­лен­ных» со­став­ля­ет «муль­ти­лен­ную».

На ста­дии ин­фля­ции из кван­то­вых флук­туа­ций ска­ляр­но­го по­ля ро­ж­да­ют­ся воз­му­ще­ния плот­но­сти. Кван­то­вые флук­туа­ции, ко­то­рые обыч­но про­яв­ля­ют­ся толь­ко в мик­ро­ско­пич. мас­шта­бах, в экс­по­нен­ци­аль­норас­ши­ряю­щей­сяВсе­ленной бы­ст­ро уве­ли­чи­ва­ют свою дли­ну и ам­пли­ту­ду и ста­но­вят­ся кос­мо­ло­ги­че­ски зна­чи­мы­ми. По­это­му мож­но ска­зать, что ско­п­ле­ния га­лак­тик и са­ми га­лак­ти­ки яв­ля­ют­ся мак­ро­ско­пич. про­яв­ле­ния­ми кван­то­вых флук­туа­ций. И. м. В. пред­ска­зы­ва­ет вид спек­тра этих флук­туа­ций, под­твер­ждён­ный на­блю­де­ния­ми круп­но­мас­штаб­ной струк­ту­ры Все­лен­ной и ани­зо­тро­пии ре­лик­то­во­го из­лу­че­ния.

Инфляционная модель Вселенной – научная космологическая теория о законе и состоянии расширения Вселенной на раннем этапе Большого взрыва. В отличие от стандартной модели горячей Вселенной, данная теория предполагает ускоренный период расширения Вселенной на раннем этапе при температуре выше 10²⁸ Кельвинов.

Общие сведения

Инфляционная модель Вселенной была разработана относительно недавно. Еще в 30-х годах 20 века ученые знали, что наша Вселенная непрестанно расширяется. Важную роль в этом сыграло открытие закона Хаббла, который указывал на данный факт. Ученые поняли, что процессу расширения Вселенной предшествовало свое начало. По этой причине они решили, применяя физико-математические законы, теоретически воссоздать процесс формирования Вселенной и понять, что именно послужило толчком к ее расширению.

Создавая теорию формирования Вселенной, ученые столкнулись с рядом вопросом, например: почему во Вселенной так мало антивещества, если оно должно состоять с веществом в примерно равных пропорциях; как получилось, что температура всех областей Вселенной примерно одинакова, если отдельные ее части никак не могли контактировать друг с другом; почему Вселенная обладает именно такой массой и энергией, которая способна замедлить хаббловское расширение и многое другое. Занимаясь поиском ответов на эти вопросы, ученые вывели стандартную модель горячей Вселенной, которая гласит, что в самом начале своего зарождения Вселенная была очень плотной и горячей, и в ней существовало единое поле взаимодействия между всеми частицами. Впоследствии, когда Вселенная расширилась и остыла, это поле распалось на электромагнитное, гравитационное, сильное и слабое взаимодействие, которое позволили частицам, из которых состояла первобытная Вселенная, объединяться в атомы и другие сложные структуры.

В 1981 году американский ученый Алан Гут понял, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, а также фазовый переход первобытного вещества Вселенной из одного состояния в другое произошел примерно через 10^–35  секунды после рождения Вселенной. Этот период можно условно назвать «первоначальной кристаллизацией Вселенной» или «экстренным расширением Вселенной». В чем-то этот процесс напоминает процедуру замерзания воды и превращения ее в лед. Всем известно, что вода при замерзании расширяется. Алану Гут предположил, что на самом начальном этапе формирования Вселенной произошло ее скачкообразное расширение, благодаря которому Вселенная за крохотные доли секунды расширилась в 50 раз. Свою теорию ученый назвал инфляционной моделью Вселенной (инфляция от англ. Inflate – раздувать, накачивать). При помощи этой модели можно объяснить, почему Вселенная обладает такой массой и энергией, которая позволяет замедлить хаббловское расширение, а также, почему температура всех областей нашей Вселенной примерно одинакова.

Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной

Хаббловское расстояние совпадает с размерами наблюдаемой нами Вселенной. Это говорит нам о том, что из-за конечности возраста нашей Вселенной и скорости света можно наблюдать сейчас только те области Вселенной, которые находятся на равном или меньшем расстоянии горизонта наблюдений.

В планковскую эпоху Большого взрыва (самая ранняя стадия развития Вселенной) в наблюдаемой Вселенной состояло около 10⁹⁰ областей, взаимодействие и причинная связь между которыми отсутствовала. Схожесть начальных условий в таком огромном количестве областей считалась маловероятной. Даже в более поздние периоды Большого взрыва проблема схожести начальных условий в несвязанных причинно областях остается.

Например, в эпоху рекомбинации приходящие к нам с близких направлений фотоны реликтового излучения должны были содействовать с областями первичной плазмы, между которыми за все время их существования не успела установиться причинная связь. Другими словами, можно было рассчитывать на значительную анизотропность реликтового излучения, но наблюдения показывают, что оно изотропно, причем в достаточно высокой степени.

Проблема плоской Вселенной

Согласно последним научным данным плоскость Вселенной весьма близка к критической плоскости, при которой кривизна пространства равна нулю. Согласно научной гипотезе, отклонение плотности Вселенной от критической плотности должно увеличиваться в процессе течения времени. Для объяснения пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели, необходимо принять отклонение ее плотности в планковскую эпоху.

Говоря максимально простым языком, стандартная модель горячей Вселенной не способна объяснить плоскость Вселенной, в то время, как инфляционная модель Вселенной позволяет это сделать. Ее постулаты гласят, что неважно насколько сильно было искривлено пространство нашей Вселенной в миг ее инфляционного расширения – по окончанию этого расширения ее пространство оказалось почти полностью прямым. Кривизна пространства, согласно общей теории относительности, зависит от количества энергии и материи, которые в нем находятся. По этой причине в нашей Вселенной находится достаточно материи, чтобы уравновесить хаббловское расширение.

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной

Иерархическая модель крупномасштабного распределения материи во Вселенной представляет собой следующую вертикаль: сверхскопления галактик – скопление галактик – галактики.

Для образования такой четкой иерархической структуры из малых флуктуаций плотности, нужна определенная форма спектра и амплитуда первичных возмущений. Все эти параметры приходится принимать в рамках стандартной модели.

Критика инфляционной теории

Главным критиком инфляционной модели Вселенной выступает английский астрофизик, сэр Роджер Пенроуз. Он утверждает, что хотя инфляционная модель Вселенной является весьма успешной и интересной теорией, однако у нее есть некоторые недостатки. К примеру, данная теория не предлагает никаких веских фундаментальных обоснований того, что на доинфляционной стадии возмущения плотности должны быть настолько малыми, чтобы после инфляции возникла наблюдаемая степень однородности Вселенной.

Еще одно слабое место инфляционной теории, по словам ученого, это ее объяснение пространственной кривизны. Согласно научной гипотезе, во время инфляции пространственная кривизна сильно уменьшается, однако в то же время ничто не мешало пространственной кривизне иметь настолько большое значение, чтобы проявлять себя и на современном этапе развития Вселенной.

Экспериментальные подтверждения инфляционной модели Вселенной

Не так давно, в 2014 году был проведен эксперимент, по результатам которого ученым удалось получить косвенные подтверждения инфляционной модели Вселенной. Этим подтверждением в частности послужила поляризация реликтового излучения. Ученые посчитали, что она могла быть вызвана первичными гравитационными колебаниями.

Однако в более позднем опубликованном результате схожего эксперимента от 19 сентября 2014 года, который был проведен коллективом других астрономов при помощи космической обсерватории-спутника «Планк» показал, что результат вышеназванного эксперимента можно отнести к влиянию не первичных гравитационных колебаний, а межгалактической пыли. Таким образом, ученым еще предстоит доказать на опыте инфляционную модель Вселенной.

Алексей Левин
«Популярная механика» №7, 2012

Один из фрагментов первой микросекунды жизни вселенной сыграл огромную роль в ее дальнейшей эволюции.

Концептуальный прорыв стал возможным благодаря очень красивой гипотезе, родившейся в попытках найти выход из трех серьезных неувязок теории Большого взрыва — проблемы плоской Вселенной, проблемы горизонта и проблемы магнитных монополей.

Редкая частица

С середины 1970-х годов физики начали работать над теоретическими моделями Великого объединения трех фундаментальных взаимодействий — сильного, слабого и электромагнитного. Многие из этих моделей приводили к заключению, что вскоре после Большого взрыва должны были в изобилии рождаться очень массивные частицы, несущие одиночный магнитный заряд. Когда возраст Вселенной достиг 10^–36 секунды (по некоторым оценкам, даже несколько раньше), сильное взаимодействие отделилось от электрослабого и обрело самостоятельность. При этом в вакууме образовались точечные топологические дефекты с массой в 10¹⁵–10¹⁶ большей, чем масса тогда еще не существовавшего протона. Когда, в свою очередь, электрослабое взаимодействие разделилось на слабое и электромагнитное и появился настоящий электромагнетизм, эти дефекты обрели магнитные заряды и начали новую жизнь — в виде магнитных монополей.

Эта красивая модель поставила космологию перед малоприятной проблемой. «Северные» магнитные монополи аннигилируют при столкновении с «южными», но в остальном эти частицы стабильны. Из-за огромной по меркам микромира массы нанограммового масштаба вскоре после рождения они были обязаны замедлиться до нерелятивистских скоростей, рассеяться по пространству и сохраниться до наших времен. Согласно стандартной модели Большого взрыва, их нынешняя плотность должна приблизительно совпадать с плотностью протонов. Но в этом случае общая плотность космической энергии как минимум в квадриллион раз превышала бы реальную.

Все попытки обнаружить монополи до сих пор завершались неудачей. Как показал поиск монополей в железных рудах и морской воде, отношение их числа к числу протонов не превышает 10^–30. Либо этих частиц вообще нет в нашей области пространства, либо столь мало, что приборы неспособны их зарегистрировать, несмотря на четкую магнитную подпись. Это подтверждают и астрономические наблюдения: наличие монополей должно сказываться на магнитных полях нашей Галактики, а этого не обнаружено.

Конечно, можно допустить, что монополей вообще никогда не было. Некоторые модели объединения фундаментальных взаимодействий и в самом деле не предписывают их появления. Но проблемы горизонта и плоской Вселенной остаются. Так получилось, что в конце 1970-х космология столкнулась с серьезными препятствиями, для преодоления которых явно требовались новые идеи.

Отрицательное давление

И эти идеи не замедлили появиться. Главной из них была гипотеза, согласно которой в космическом пространстве помимо вещества и излучения существует скалярное поле (или поля), создающее отрицательное давление. Такая ситуация выглядит парадоксальной, однако же она встречается в повседневной жизни. Система с положительным давлением, например сжатый газ, при расширении теряет энергию и охлаждается. Эластичная лента, напротив, пребывает в состоянии с отрицательным давлением, ведь, в отличие от газа, она стремится не расшириться, а сжаться. Если такую ленту быстро растянуть, она нагреется и ее тепловая энергия возрастет. При расширении Вселенной поле с отрицательным давлением копит энергию, которая, высвобождаясь, способна породить частицы и кванты света.

Отрицательное давление может иметь различную величину. Но существует особый случай, когда оно равно плотности космической энергии с обратным знаком. При таком раскладе эта плотность остается постоянной при расширении пространства, поскольку отрицательное давление компенсирует растущее «разрежение» частиц и световых квантов. Из уравнений Фридмана–Леметра следует, что Вселенная в этом случае расширяется экспоненциально.

Гипотеза экспоненциального расширения позволяет разрешить все три проблемы, приведенные выше. Предположим, что Вселенная возникла из крошечного «пузырька» сильно искривленного пространства, который претерпел превращение, наделившее пространство отрицательным давлением и тем заставившее его расширяться по экспоненциальному закону. Естественно, что после исчезновения этого давления Вселенная возвратится к прежнему «нормальному» расширению.

Решение проблем

Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10^–35 м. Если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 10⁵⁰ раз, то к ее концу достигнет тысяч световых лет. Каким бы ни было отличие параметра кривизны пространства от единицы до начала расширения, к его концу оно уменьшится в 10^–100 раз, то есть пространство станет идеально плоским!

Аналогично решается проблема монополей. Если топологические дефекты, ставшие их предшественниками, возникли до или даже в процессе экспоненциального расширения, то к его концу они должны отдалиться друг от друга на исполинские расстояния. С тех пор Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей упала практически до нуля. Вычисления показывают, что даже если исследовать космический кубик с ребром в миллиард световых лет, то там с высочайшей степенью вероятности не найдется ни единого монополя.

Гипотеза экспоненциального расширения подсказывает и простое избавление от проблемы горизонта. Предположим, что размер зародышевого «пузырька», положившего начало нашей Вселенной, не превышал пути, который успел пройти свет после Большого взрыва. В этом случае в нем могло установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему объему, которое сохранилось при экспоненциальном расширении. Подобное объяснение присутствует во многих учебниках космологии, однако можно обойтись и без него.

Из одного пузыря

На рубеже 1970–1980-х несколько теоретиков, первым из которых стал советский физик Алексей Старобинский, рассмотрели модели ранней эволюции Вселенной с короткой стадией экспоненциального расширения. В 1981 году американец Алан Гут опубликовал работу, привлекшую к этой идее всеобщее внимание. Он первым понял, что подобное расширение (скорее всего, завершившееся на возрастной отметке в 10^–34 с) снимает проблему монополей, которыми он поначалу и занимался, и указывает путь к разрешению неувязок с плоской геометрией и горизонтом. Гут красиво назвал такое расширение космологической инфляцией, и этот термин стал общепринятым.

Но модель Гута всё же имела серьезный недостаток. Она допускала возникновение множества инфляционных областей, претерпевающих столкновения друг с другом. Это вело к формированию сильно неупорядоченного космоса с неоднородной плотностью вещества и излучения, который совершенно не похож на реальное космическое пространство. Однако вскоре Андрей Линде из Физического института Академии наук (ФИАН), а чуть позже Андреас Альбрехт с Полом Стейнхардтом из Университета Пенсильвании показали, что если изменить уравнение скалярного поля, то всё становится на свои места. Отсюда следовал сценарий, по которому вся наша наблюдаемая Вселенная возникла из одного вакуумного пузыря, отделенного от других инфляционных областей непредставимо большими расстояниями.

Хаотическая инфляция

В 1983 году Андрей Линде совершил очередной прорыв, разработав теорию хаотической инфляции, которая позволила объяснить и состав Вселенной, и однородность реликтового излучения. Во время инфляции любые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются настолько, что практически исчезают. На завершающем этапе инфляции это поле начинает быстро осциллировать вблизи минимума своей потенциальной энергии. При этом в изобилии рождаются частицы и фотоны, которые интенсивно взаимодействуют друг с другом и достигают равновесной температуры. Так что по окончании инфляции мы имеем плоскую горячую Вселенную, которая затем расширяется уже по сценарию Большого взрыва. Этот механизм объясняет, почему сегодня мы наблюдаем реликтовое излучение с мизерными колебаниями температуры, которые можно приписать квантовым флуктуациям в первой фазе существования Вселенной. Таким образом, теория хаотической инфляции разрешила проблему горизонта и без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая Вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия.

Согласно модели Линде, распределение вещества и излучения в пространстве после инфляции просто обязано быть почти идеально однородным, за исключением следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные колебания плотности, которые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим пустотам. Очень важно, что без инфляционного «растяжения» флуктуации оказались бы слишком слабыми и не смогли бы стать зародышами галактик. В общем, инфляционный механизм обладает чрезвычайно мощной и универсальной космологической креативностью — если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга. Так что заглавие этой статьи — отнюдь не преувеличение.

В масштабах порядка сотых долей величины Вселенной (сейчас это сотни мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Однако на шкале всего космоса однородность исчезает. Инфляция прекращается в одной области и начинается в другой, и так до бесконечности. Это самовоспроизводящийся бесконечный процесс, порождающий ветвящееся множество миров — Мультивселенную. Одни и те же фундаментальные физические законы могут там реализоваться в различных ипостасях — к примеру, внутриядерные силы и заряд электрона в других вселенных могут оказаться отличными от наших. Эту фантастическую картину в настоящее время на полном серьезе обсуждают и физики, и космологи.

Борьба идей

«Основные идеи инфляционного сценария были сформулированы три десятка лет назад, — объясняет «ПМ» один из авторов инфляционной космологии, профессор Стэнфордского университета Андрей Линде. — После этого главной задачей стала разработка реалистических теорий, основанных на этих идеях, но только критерии реалистичности не раз изменялись. В1980-х доминировало мнение, что инфляцию удастся понять с помощью моделей Великого объединения. Потом надежды растаяли, и инфляцию стали интерпретировать в контексте теории супергравитации, а позднее — теории суперструн. Однако такой путь оказался очень нелегким. Во-первых, обе эти теории используют чрезвычайно сложную математику, а во-вторых, они так устроены, что реализовать с их помощью инфляционный сценарий весьма и весьма непросто. Поэтому прогресс здесь оказался довольно медленным. В 2000 году трое японских ученых с немалым трудом получили в рамках теории супергравитации модель хаотической инфляции, которую я придумал почти на 20 лет раньше. Спустя три года мы в Стэнфорде сделали работу, которая показала принципиальную возможность конструирования инфляционных моделей с помощью теории суперструн и объясняла на ее основе четырехмерность нашего мира. Конкретно, мы выяснили, что так можно получить вакуумное состояние с положительной космологической постоянной, которое необходимо для запуска инфляции. Наш подход с успехом развили другие ученые, и это весьма способствовало прогрессу космологии. Сейчас понятно, что теория суперструн допускает существование гигантского количества вакуумных состояний, дающих начало экспоненциальному расширению Вселенной.

Теперь следует сделать еще один шаг и понять устройство нашей Вселенной. Эти работы ведутся, но встречают огромные технические трудности, и что получится в результате, пока не ясно. Мои коллеги и я последние два года занимаемся семейством гибридных моделей, которые опираются и на суперструны, и на супергравитацию. Прогресс есть, мы уже способны описать многие реально существующие вещи. Например, мы близки к пониманию того, почему сейчас столь невелика плотность энергии вакуума, которая всего втрое превышает плотность частиц и излучения. Но необходимо двигаться дальше. Мы с нетерпением ожидаем результатов наблюдений космической обсерватории Planck, которая измеряет спектральные характеристики реликтового излучения с очень высоким разрешением. Не исключено, что показания ее приборов пустят под нож целые классы инфляционных моделей и дадут стимул к развитию альтернативных теорий».

Инфляционная космология может похвастаться немалым числом замечательных достижений. Она предсказала плоскую геометрию нашей Вселенной задолго до того, как этот факт подтвердили астрономы и астрофизики. Вплоть до конца 1990-х считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра не превышает 1/3. Понадобилось открыть темную энергию, чтобы удостовериться, что эта величина практически равна единице, как и следует из инфляционного сценария. Были предсказаны колебания температуры реликтового излучения и заранее вычислен их спектр. Подобных примеров немало. Попытки опровергнуть инфляционную теорию предпринимались неоднократно, но это никому не удалось. Кроме того, как считает Андрей Линде, в последние годы сложилась концепция множественности вселенных, формирование которой вполне можно назвать научной революцией: «Несмотря на свою незавершенность, она становится частью культуры нового поколения физиков и космологов».

Наравне с эволюцией

«Инфляционная парадигма реализована сейчас во множестве вариантов, среди которых нет признанного лидера, — говорит директор Института космологии при университете Тафтса Александр Виленкин. — Моделей много, но никто не знает, которая из них правильная. Поэтому говорить о каком-то драматическом прогрессе, достигнутом в последние годы, я бы не стал. Да и сложностей пока хватает. Например, не совсем понятно, как сравнивать вероятности событий, предсказанных той или иной моделью. В вечной вселенной любое событие должно происходить бесчисленное множество раз. Так что для вычисления вероятностей надо сравнивать бесконечности, а это очень непросто. Также существует нерешенная проблема начала инфляции. Скорее всего, без него не обойтись, но еще не понятно, как к нему подобраться. И все же у инфляционной картины мира нет серьезных конкурентов. Я бы сравнил ее с теорией Дарвина, которая поначалу тоже имела множество неувязок. Однако альтернативы у нее так и не появилось, и в конце концов она завоевала признание ученых. Мне кажется, что и концепция космологической инфляции прекрасно справится со всеми трудностями».

Введение

Каждый из нас задумывался над тем, как устроена Вселенная, как она появилась, что находится за её пределами? Данные вопросы порождали множество теорий различных представителей общества. У каждого народа было свое представление. Например, что землю нашу подпирают четыре слона, стоящие на огромной черепахе.

Ближе к концу XX века Алексей Старобинский высказывал предположения об устройстве Вселенной, впервые заговорив об инфляционной модели Вселенной. Алан Гут провёл ряд исследований и в 1981 году предложил первый вариант теории. Немалый, если не больший, вклад внесли экс-советские учёные-астрофизики: Алексей Старобинский, Андрей Линде, а также ряд других.

Алексей Старобинский создал «скелет» этой теории. Модель инфляции он придумал на год раньше Гута, но по случайности. Он полагал, что его модель позволит избавиться от начальной сингулярности, что на самом деле было в ней невозможно. Однако он не распознал, что она может решить проблемы горизонта и плоской геометрии. Линде и Гут доработали данную модель Вселенной. Именно поэтому теорию инфляции можно назвать их общей работой.

Теория инфляции

Гут выдвинул идею, согласно которой за раздувание Вселенной отвечает отталкивающая гравитация. Он предположил, что ранняя Вселенная содержала очень необычную материю, которая порождала мощные силы гравитационного отталкивания. Эта материя – ложный вакуум.

Согласно современным теориям элементарных частиц, вакуум – это физический объект; он может быть заряжен энергией и может находиться в разнообразных состояниях. Вакуум, в котором мы живём, находится в низшем энергетическом состоянии, его называют «истинным вакуумом».

Высокоэнергичные вакуумы называют «ложными», поскольку, в отличие от истинного вакуума, они неустойчивы. Спустя короткое время, обычно малую долю секунды, ложный вакуум распадается, превращаясь в истинный, а его избыточная энергия высвобождается в виде огненного шара из элементарных частиц.

Рисунок 1 – Энергетический ландшафт скалярного поля с ложным и истинным вакуумом. Поле может туннелировать сквозь барьер, разделяющий два вакуума

Процесс распада вакуума похож на кипение воды. Посреди ложного вакуума случайным образом появляются маленькие пузырьки вакуума истинного. Конечным результатом становится истинный вакуум, заполненный плотной горячей материей. Это означает, однако, что инфляция заканчивается слишком быстро, намного раньше, чем Вселенная становится однородной и плоской. Данное рассуждение породило проблему изящного выхода.

Чтобы проиллюстрировать физику распада вакуума, рассмотрим скалярное поле и его влияние на энергию вакуума. Представим, что скалярное поле – шарик. В зависимости от начального положения шарик скатится в тот или иной энергетический минимум. Самый нижний минимум имеет почти нулевую плотность энергии; он отвечает истинному вакууму. Более высокий минимум соответствует высокоэнергичному ложному вакууму.

Скалярное поле будет находиться в состоянии ложного вакуума до тех пор, пока что-нибудь не подтолкнет его вверх, сообщив энергию, необходимую для того, чтобы преодолеть барьер и попасть в нижний минимум. Однако, согласно квантовой теории, объект может «туннелировать» сквозь энергетический барьер. Когда вы наблюдаете такое событие, то видите, как шарик исчезает и мгновенно материализуется по другую сторону барьера.

Квантовое туннелирование – вероятностный процесс. В случае ложного вакуума вероятность того, что большая область пространства туннелирует в состояние истинного вакуума, совершенно ничтожна. Туннелирование происходит в крошечных, микроскопических областях, приводя к появлению маленьких участков истинного вакуума. Это и есть процесс образования неустойчивых пузырьков, который обсуждался ранее.

Если между двумя вакуумами имеется энергетический барьер, распад вакуума может происходить только через квантовое туннелирование. Если барьера нет, шарик, представляющий поле, просто скатывается вниз в сторону истинного вакуума. Таким образом, скалярное поле остается однородным во всём пространстве, как и наша Вселенная.

Рисунок 2 – Энергетический ландшафт «сплющенного холма». Пока скалярное поле медленно скатывается вниз, инфляция продолжается

График энергетической функции напоминает по форме холм с очень пологим склоном. Высота на рисунке соответствует плотности энергии скалярного поля, а её постоянство – все, что требуется для поддержания неизменного темпа инфляции. Ключевая идея Линде состояла в том, что вблизи вершины холма скалярное поле катится очень медленно, и потому пройдет много времени, прежде чем оно пересечет эту область. Между тем Вселенная продолжает расширяться, колоссальным образом вырастая в размерах. Энергия распада ложного вакуума зажигает горячий огненный шар из элементарных частиц. Результатом окончания инфляции является Большой взрыв. Таким образом, Большой взрыв – это не разовое влияние, а постоянно происходящий процесс в инфляции. Островные Вселенные постоянно растут, потому что на их границах регулярно происходят Большие взрывы, приводящие к их расширениям. Таким образом, граница между инфляцией и островной Вселенной – Большой взрыв. Весьма примечательно, что «большая» Вселенная может быть замкнутой и конечной. Проблема изящного выхода решена.

В данный момент времени образовываются новые вселенные, которые растут со временем, как и наша. Центральные части островных вселенных стары, темны и пустынны, потому что все звезды в данных регионах уже давно умерли, исчезла жизнь. Однако во время роста появляются новые регионы по краям, которые полны новых звезд. Мы можем постараться аккумулировать нашу мудрость, создав «древо» цивилизации, передавая новым, образовавшимся на краю нашей вселенной, мирам знания, которыми обладаем. Но мы не можем этого сделать, потому что нет сигнала, распространяющегося быстрее скорости света.

Следующая особенность Большого взрыва состоит в тонкой сбалансированности вспышки. Если бы плотность материи во Вселенной была больше, ее гравитационного притяжения хватило бы, чтобы остановить расширение и в итоге заставить Вселенную вновь сколлапсировать. При немного меньшей плотности Вселенная расширяется бесконечно. Наблюдаемая плотность с точностью до нескольких процентов равна критической, отвечающей пограничной линии между этими двумя режимами. В ходе эволюции Вселенная удаляется от критического значения. Факт того, что, спустя столько миллиардов лет после возникновения нашей Вселенной, её плотность была столь близкой по значению к критической, очень маловероятен: доли от 1 %.

Строение Вселенной в инфляционной модели

Согласно теории инфляции наша Вселенная – один из многочисленных и вечнорастущих островов в океане. Взглянуть на данную модель можно с двух сторон: внешней стороны (глобальной) и внутренней (локальной).

С внешней стороны находится ложный вакуум, который усеян островными Вселенными. Это можно сравнить с океаном и многочисленными имеющимися и появляющимися новыми островами, где и то, и другое постоянно растет в своих объемах. В инфляции существует два конкурирующих совершенно противоположных друг другу процесса: распад ложного вакуума и расширение инфлирующих областей.

Рисунок 3 Раздувающийся шар ложного вакуума (темный), соединенный с внешним пространством «кротовой норой» и видимый извне как черная дыра.

Для нас Вселенная бесконечна, ей нет конца, она постоянно растет, представляется как самостоятельная бесконечная Вселенная. Это локальный вид. Нашу Вселенную можно разбить на регионы, которые, с момента Большого взрыва, чрезвычайно похожи, но различны в деталях. Процессы, происходящие в этих регионах, приводят к тому, что ко времени образования галактик они отличаются особенности структуры галактик внутри каждой из них. Количество различных взаимоположений материи ограничено. Это происходит потому, что смещения, близкие по величине, невозможно различать по причине квантовой неопределенности, сформулированной в 1927 году Вернером Гейзенбергом, и являющейся ядром квантовой физики.

Ложный вакуум имеет огромное натяжение, которое вызывает его отталкивающую гравитацию. Если он заполняет всё пространство, то натяжение повсюду одинаково и нет никаких физических проявлений, кроме гравитационных. Но если он окружён истинным вакуумом, натяжение внутри не уравновешивается никакой внешней силой и заставляет кусочек ложного вакуума сжиматься. Если он меньше некоторой критической величины, побеждает натяжение, и кусочек съеживается, как растянутая резинка. Затем, после нескольких колебаний, он распадается на элементарные частицы. Если размер больше критического, побеждает отталкивающая гравитация, и тогда ложный вакуум начинает раздуваться. В ходе этого процесса он искривляет пространство наподобие воздушного шарика.

Расширяющийся шар соединен с внешним пространством узкой «кротовой норой». Снаружи она видна как чёрная дыра, и внешний наблюдатель никогда не сможет подтвердить или опровергнуть, что внутри этой чёрной дыры скрывается огромная раздувающаяся вселенная. Аналогично, наблюдатель, который появится внутри раздувающейся вселенной-пузыря, увидит только крошечную часть всего пространства и никогда не узнает, что его вселенная имеет границу, за которой имеется другая большая вселенная.

Согласно модели Фридмана о связи между плотностью Вселенной и её крупномасштабной геометрией:

Вселенная замкнута, если плотность выше критической.

Вселенная открыта, если плотность ниже критической.

Вселенная плоская, если плотность в точности равна критической.

Вселенная удаляется от критической плотности, только если её расширение замедляется. В случае ускоренного инфляционного расширения всё обстоит наоборот: Вселенная приближается к критической плотности, а значит, становится более плоской. Поскольку инфляция увеличивает Вселенную в колоссальное число раз, нам видна лишь крошечная её часть. Эта наблюдаемая область выглядит плоской подобно нашей Земле, которая тоже кажется плоской, если смотреть на неё, находясь вблизи поверхности.

Важнейшее предсказание инфляции состоит в том, что наблюдаемая область Вселенной – плоская, имеющая евклидову геометрию. Вселенная может быть и сферической, но наш горизонт охватывает лишь ту часть, которую мы не можем отличить от плоской. Данное утверждение эквивалентно тому, что плотность Вселенной с высокой точностью является равной критической.

Обычное вещество нашей вселенной составляет лишь несколько процентов. С учётом тёмной материи набирается около 30 % критической плотности.

В 1998 году две независимые исследовательские группы измерили яркость взрывов сверхновых и далекой галактик, однако вместо замедления под действием гравитации скорость расширения возрастала. Это говорило о наличии во вселенной гравитационно отталкивающей субстанции. Плотность массы вакуума имеет нулевую плотность массы, однако, при оценивании её по величине космологического ускорения составляет около 70 % критической плотности.

Рисунок 4. Смоделированная на компьютере Вселенная с вечной инфляцией. Островные вселенные (темные) на фоне инфляционно раздувающегося ложного вакуума (светлого).

Этот вывод был позднее подтверждён наблюдениями космического микроволнового излучения, которые позволяют напрямую определить геометрию пространства. Также триумфом инфляции было объяснение небольших возмущений плотности, плохо уловимой ряби, которая позднее превращалась в галактики. Как оказалась, первичная рябь оставляет отпечаток в фоновом космическом излучении и является послесвечением Большого взрыва, содержащий образ ранней вселенной. Запущенные спутники построили карту неба, измерив излучения, приходящие со всех направлений, которая оказалась в полном согласии с теорией инфляции вселенной.

Излучение, приходящее с противоположных сторон одинаковое. Вселенная разбита на множество регионов, которые не могут сообщаться друг с другом. Именно поэтому можно сделать вывод, что Вселенная была однородна изначальна, а не вследствие какого-то физического процесса.

Заключение

Даже если наша Вселенная избежит природных катастроф и самоуничтожения, она, в конце концов, лишится энергии. Умрут звезды в наших космических окрестностях, бесконечное число новых появится вдалеке от нас. Мы видим лишь небольшую часть островной вселенной, находящейся в океане ложного вакуума.

Также, мы никогда не сможем держаться на краю островной вселенной, потому как она растет быстрее скорости света. Поэтому не сможем попасть новые регионы нашей Вселенной, не сможем передать сообщения другим цивилизациям. Поле меняется в пространстве очень плавно, вакуум в соседних областях распадается почти одновременно. Именно по этой причине Большие взрывы следуют стремительно друг за другом, расширяя границы островной вселенной.

Использованные источники

1. Теория инфляционной Вселенной, или теория Мультивселенной / Линде А.Д. [Электронный ресурс].

2. Вечная инфляция / Мир многих миров. Физики в поисках иных вселенных / Александр Виленкин [Электронный ресурс].

3. Одна Вселенная или множество? / Александр Виленкин [Электронный ресурс].

Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 10²⁸ K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.

Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, однако ключевой вклад в её создание внесли советские астрофизики Алексей Старобинский, Андрей Линде^[1][2], Вячеслав Муханов и ряд других.

Недостатки модели горячей Вселенной

Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи ([math]displaystyle{ t_mathrm{Planck}approx 10^{-43} }[/math] сек, [math]displaystyle{ rho_mathrm{Planck}approx 10^{93} }[/math] г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему:

[math]displaystyle{ p=varepsilon/3, }[/math]

где [math]displaystyle{ p }[/math] — давление, [math]displaystyle{ varepsilon }[/math] — плотность энергии. Масштабный фактор [math]displaystyle{ R(t) }[/math] изменялся на указанном интервале времени по закону [math]displaystyle{ R(t) sim t^{1/2} }[/math], а затем, до настоящего времени, по закону [math]displaystyle{ R(t) sim t^{2/3} }[/math], соответствующему уравнению состояния:

[math]displaystyle{ pllvarepsilon=rho c^2, }[/math]

где [math]displaystyle{ rho }[/math] — средняя плотность Вселенной.

Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.

Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной

Размер наблюдаемой области Вселенной [math]displaystyle{ l_0 }[/math] по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием [math]displaystyle{ r_H = c/H_0 approx 10^{28} }[/math] см (где H — постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии [math]displaystyle{ l le l_0 }[/math]. Однако в планковскую эпоху Большого взрыва расстояние между этими частицами составляло:

[math]displaystyle{ l’=l_0 R(t_mathrm{Planck} )/R(t_0)approx 10^{-3} }[/math] см,

а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием:

[math]displaystyle{ l_mathrm{Planck} = ct_mathrm{Planck} approx 10^{-33} }[/math] см,

(планковское время ([math]displaystyle{ t_mathrm{Planck} approx 10^{-43} }[/math] сек), то есть, в объёме [math]displaystyle{ l’ }[/math] содержалось ~10⁹⁰ таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала. Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения, приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы, между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной, не успела установиться причинная связь за всё время их существования от [math]displaystyle{ t_mathrm{Planck}. }[/math] Таким образом, можно было бы ожидать существенной анизотропности реликтового излучения, однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени изотропно (отклонения не превышают ~10⁻⁴).

Проблема плоской Вселенной

Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной [math]displaystyle{ rho }[/math] близка к т. н. критической плотности [math]displaystyle{ rho_mathrm{crit} }[/math], при которой кривизна пространства Вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности [math]displaystyle{ rho }[/math] от критической плотности [math]displaystyle{ rho_mathrm{crit} }[/math] со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели горячей Вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху [math]displaystyle{ rho_mathrm{Planck} }[/math] от [math]displaystyle{ rho_mathrm{crit} }[/math] не более, чем на 10⁻⁶⁰.

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной

Крупномасштабное распределение материи во Вселенной представляет собой иерархию «Сверхскопления галактик — скопления галактик — галактики». Однако для образования такой структуры из первичных малых флуктуаций плотности необходима определённая амплитуда и форма спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели горячей Вселенной тоже приходится постулировать.

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной

Предполагается, что в период времени с 10⁻⁴² сек до 10⁻³⁶ сек Вселенная находилась в инфляционной стадии своего развития. Основной особенностью этой стадии является максимально сильное отрицательное давление вещества, приводящее к экспоненциальному увеличению кинетической энергии Вселенной и её размеров на много порядков^[3]. За период инфляции линейные размеры Вселенной увеличились как минимум в 10²⁶ раз, а её объём увеличился как минимум в 10⁷⁸ раз.

Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения [math]displaystyle{ R(t) sim t^{1/2} }[/math] на экспоненциальный закон:

[math]displaystyle{ R(t) sim e^{H(t)t}, }[/math]

где [math]displaystyle{ H(t)=(1/R)dR/dt }[/math] — постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.

Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 10⁴² сек⁻¹ > H > 10³⁶ сек⁻¹, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей («инфлатонного поля»), соответствующих уравнению состояния [math]displaystyle{ p=-varepsilon }[/math], то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора [math]displaystyle{ R(t) }[/math], плотность энергии [math]displaystyle{ varepsilon }[/math] остаётся постоянной.

Закон сохранения энергии не нарушается за счёт того, что отрицательная гравитационная энергия в фазе инфляционного расширения всегда остаётся в точности равной положительной энергии вещества Вселенной, так, что полная энергия Вселенной остаётся равной нулю^[4].

В ходе дальнейшего расширения энергия [math]displaystyle{ varepsilon }[/math] поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц^[5]: большинство инфляционных моделей связывают такое преобразование с нарушениями симметрии, приводящими к образованию барионов. Вещество и излучение приобретают высокую температуру, и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения [math]displaystyle{ R(t) sim t^{1/2} }[/math].

Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели

• Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно-связанной области доинфляционной эпохи.
• На инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что современное значение плотности [math]displaystyle{ rho }[/math] автоматически оказывается весьма близким к критическому [math]displaystyle{ rho_mathrm{crit} }[/math], то есть разрешается проблема плоской Вселенной.
• В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой амплитудой и формой спектра (т. н. плоский спектр возмущений), что в результате возможно последующее развитие флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении крупномасштабной однородности и изотропности, то есть разрешается проблема крупномасштабной структуры Вселенной.

Критика инфляционной модели

Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза, а также одного из её разработчиков и бывшего сторонника Пола Стейнхардта. Аргументы противников сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр». Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Все эти сложности носят название «проблемы начальных значений». Также пока не обнаружены реликтовые гравитационные волны, предсказываемые теорией инфляции и служащие дополнительным источником горячих и холодных пятен реликтового излучения^[6].

Реликтовые гравитационные волны и поляризация реликтового излучения

Из инфляционной модели следует, что должны существовать реликтовые (первичные) гравитационные волны всех длин до громадной — равной размеру Вселенной в её нынешнем состоянии. Вопрос их существования может быть однозначно решён по особенностям поляризации реликтового излучения. Если их обнаружат, инфляционная модель будет окончательно подтверждена^[7]:50.

В 2014 году были получены косвенные доказательства инфляционной модели — поляризация реликтового излучения, которая могла быть вызвана первичными гравитационными волнами^[8]. Однако, более поздний анализ (опубликован 19 сентября 2014), проведённый другой группой исследователей с использованием данных обсерватории «Планк», показал, что результат можно полностью отнести на счёт галактической пыли^{[источник не указан 1525 дней]}.

По состоянию на 2019 год реликтовые гравитационные волны не обнаружены, и инфляционная модель остаётся хорошей гипотезой^[7]:50.

Инфляция на поздних стадиях эволюции Вселенной

Наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project, показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом (ускорение расширения во времени), что даёт повод говорить об инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Загадочный фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия. Ускоренное расширение Вселенной на современном этапе началось 6—7 млрд лет назад. В настоящее время Вселенная расширяется таким образом, что расстояния в ней увеличиваются в два раза за 10 млрд лет, и в доступном для прогноза будущем^{[уточнить]} этот темп будет меняться мало^[7]:48.

Научные перспективы

По мнению американского астрофизика Лоуренса Краусса, проверка инфляционной модели Вселенной станет возможна после измерения профиля (сигнатуры) инфляционных гравитационных волн, что позволит существенно приблизить исследования к моменту Большого Взрыва и разрешить другие насущные проблемы теоретической физики и космологии ^[9].

См. также

• Нерешённые проблемы современной физики
• Переменная скорость света

Примечания

Литература

• Сажин М. В. Современная космология в популярном изложении. — М.: Едиториал УРСС, 2002. — 240 с. — ISBN 5-354-00012-2.
• Лоуренс Краусс. Почему мы существуем. Величайшая из когда-либо рассказанных историй = Krauss. The Greatest Story Ever Told — So Far: Why Are We Here?. — М.: Альпина Нон-фикшн, 2018. — ISBN 978-5-91671-948-2.

Ссылки

• Инфляционная стадия расширения Вселенной. Дата обращения: 23 января 2014. Архивировано 16 августа 2013 года.
• Постнов К. А. Лекции по общей астрофизике для физиков
• (1999) «Particle physics models of inflation and the cosmological density perturbation». Physics Reports 314 (1–2): 1–146. arXiv:hep-ph/9807278. doi:10.1016/S0370-1573(98)00128-8. Bibcode: 1999PhR…314….1L.
• (2006) «Inflation and String Cosmology». Progress of Theoretical Physics Supplement 163: 295–322. arXiv:hep-th/0503195. doi:10.1143/PTPS.163.295. Bibcode: 2006PThPS.163..295L.