Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Теория инфляция позволяет решить ряд проблем в космологии.

Наконец, квантовые флуктуации на стадии инфляции позволяют естественным образом сгенерировать первичные возмущения плотности с нужными параметрами. В деталях эта проблема была решена Геннадием Чибисовым и Вячеславом Мухановым в начале 1980-х гг. Инфляция позволяет получить практически плоский (масштабно-инвариантный) спектр возмущений плотности, называемый спектром Харрисона – Зельдовича (впервые он был рассмотрен Эдвардом Харрисоном (Edward Harrison) и Яковом Зельдовичем в начале 1970-х гг.). Уже в XXI в. благодаря измерениям спутника Planck («Планк») были обнаружены небольшие отклонения от плоского спектра, предсказанные ранее Чибисовым и Мухановым. Это считается большим успехом инфляционного сценария.

Экспоненциальное раздувание на стадии инфляции усиливает вакуумные флуктуации всех полей, включая гравитационное. Тензорные флуктуации (флуктуации метрики), возникшие на стадии инфляции, в итоге (когда оказываются под горизонтом) предстают перед нами как гравитационные волны, которые называют «реликтовыми». Предсказание достаточно сильных тензорных возмущений с почти плоским спектром – практически уникальное свойство инфляции, и оно может быть использовано для проверки этой модели. Наиболее перспективными представляются поиски так называемой В-моды поляризации реликтового излучения.

Раздувание происходит за счет эволюции скалярного поля, называемого инфлатоном, которое характеризуется отрицательным давлением. Согласно уравнениям общей теории относительности, Вселенная, заполненная таким полем, экспоненциально расширяется – говорят, что Вселенная находится в вакуумоподобном состоянии. Иногда его называют состоянием ложного вакуума, поскольку это не истинное вакуумное состояние с минимальной возможной энергией. Во Вселенной нет частиц, но плотность энергии крайне высока. При расширении плотность вакуума практически не изменяется, что и вызывает экспоненциальный рост масштабного фактора.

Окончание инфляции связано с осцилляциями инфлатона. Энергия поля тратится на рождение частиц, а момент окончания инфляции можно считать Большим взрывом. В этот момент Вселенная заполняется горячим плотным веществом, в некоторых моделях температура может достигать 10 29К. При этом на стадии инфляции и после нее не происходит генерации энергии, поскольку при раздувании Вселенная приобретает большую отрицательную энергию, связанную с гравитацией. Поэтому полная энергия (энергия вещества после Большого взрыва плюс отрицательная гравитационная энергия) может быть крайне мала или даже может быть равна нулю. Иногда этот сценарий называют рождением Вселенной из ничего .

Модель инфляции остается неподтвержденной. Ключевой проверкой является поиск первичных гравитационных волн.

Модель инфляции хорошо согласуется с наблюдательными данными, однако пока она остается гипотезой. Ожидается, что в ближайшее время наиболее прямой проверкой этой модели станет косвенная регистрация первичных гравитационных волн, порожденных на стадии инфляции.

В современных моделях по окончании стадии инфляции расширяющаяся Вселенная заполняется горячим плотным веществом и излучением (в различных сценариях плотности и температуры могут быть разными). Поскольку стадия инфляции крайне короткая (не более 10 –30секунд), мы можем принять этот момент за ноль и назвать его Большим взрывом.

После этого Вселенная продолжает расширяться, и за короткое время в ней происходит множество важных и интересных процессов в быстро меняющихся физических условиях. Плотность и температура падают, и в какой-то очень ранний момент происходит важный процесс – бариогенезис (объединение кварков и глюонов в адроны, в том числе барионы), в течение которого возникла барионная асимметрия Вселенной (преобладание вещества над антивеществом). Как именно это происходит, пока не ясно, хотя есть общее понимание необходимых для этого условий. Впервые их в 1967 г. сформулировал Андрей Сахаров:

1. Несохранение барионного числа.

2. Нарушение С- и СР-инвариантности.

3. Отсутствие теплового равновесия.

Первое условие означает, что может меняться разность полного числа барионов и их античастиц. Второе соответствует асимметрии законов взаимодействия частиц при изменении знаков их электрических зарядов и при одновременном изменении знаков зарядов и еще одного параметра, называемого четностью (изменение четности соответствует зеркальному изменению системы).