Inflacja kosmologiczna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Alan H. Guth
Schemat ewolucji Wszechświata
1 : Wielki Wybuch
2 : Inflacja
3 : Nukleosynteza
4 : Formowanie się galaktyk

Inflacja kosmologicznahipoteza kosmologiczna zaproponowana przez Alana Gutha (1981). Według niej wczesny Wszechświat przeszedł przez fazę szybkiego rozszerzenia się spowodowanego ujemną energią gęstości próżni (dodatnie ciśnienie próżni). Ekspansja ta może być modelowana przez niezerową stałą kosmologiczną. Bezpośrednią konsekwencją jest wniosek, że cały obserwowalny wszechświat początkowo był skoncentrowany w bardzo małym obszarze połączonym więzami przyczynowo-skutkowymi. Kwantowe fluktuacje w tym mikroskopijnym obszarze urosły do rozmiarów kosmicznych i stały się zaczątkami struktur kosmicznych.

Teoria GUT zakłada istnienie zespołów pól zwanych polami Higgsa. Podstawą dla teorii inflacji jest specyficzny kształt skalarnego pola Higgsa. Na wykresie pola Higgsa tworzy się punkt, w którym Wszechświat był w stanie fałszywej próżni. W tym punkcie wartość pola Higgsa jest chwilowo najniższa i wytwarza się metastabilny stan, w wyniku rozpadu którego powstaje prawdziwa próżnia. W procesie kwantowego tunelowania wytwarza się ujemne ciśnienie, które powoduje, że gęstość nie zmienia się wraz z rozszerzaniem się przestrzeni. W efekcie tego, że Wszechświat wypełniała fałszywa próżnia, następowało gwałtowne rozprężanie. Ponieważ gęstość fałszywej próżni nie maleje wraz z rozszerzeniem, to nastąpił wykładniczy wzrost objętości Wszechświata.

Epoka kosmologicznej inflacji rozpoczęła się po epoce Wielkiej Unifikacji, tj. 10−36 s po Wielkim Wybuchu i trwała prawdopodobnie do 10−33–10−32 s po Wielkim Wybuchu, zwiększając liniowe rozmiary Wszechświata o czynnik co najmniej 1026, a jego objętość o czynnik co najmniej 1078. Czas końca epoki kosmologicznej inflacji nie jest dokładnie znany, jednak szacuje się, że pod jej koniec wyzwolona olbrzymia energia pola inflatonowego wypełniła przestrzeń gęstą, gorącą mieszaniną kwarków, antykwarków i gluonów (okres ten nazywany jest epoką oddziaływań elektrosłabych).

Przewidywania teorii[edytuj | edytuj kod]

Inflacja rozwiązuje kilka ważnych a dotąd nierozwiązanych problemów standardowej kosmologii Wielkiego Wybuchu. Wśród nich są:

W przewidywaniach standardowego modelu inflacji rozpatrywana jest płaska geometria Wszechświata oraz skala fluktuacji w mikrofalowym promieniowaniu tła. Występują także rozwiązania dla wysokoenergetycznych cząstek blisko lub w skali GUT.

Problemy teorii[edytuj | edytuj kod]

Głównym problemem teorii inflacyjnej jest zaburzenie gęstości. Gdyby Wszechświat rozwijał się zgodnie z tym modelem, to byłby całkowicie jednorodny i gładki. Jednakże podczas ewolucji Wszechświata musiały utworzyć się pewne zaburzenia gęstości tak, aby z obszarów o większej gęstości powstały galaktyki i gromady galaktyk. Zaburzenia pola Higgsa zapewniają fluktuacje kwantowe, ale aby zaburzenia wytworzone na etapie inflacji odpowiadały temu, co obserwujemy teraz, gęstość energii pola Higgsa powinna być zdecydowanie niższa od przewidywanej.

Pewnym rozwiązaniem tego problemu jest wprowadzenie do teorii dodatkowego pola określanego mianem pola inflatonowego z pożądanymi własnościami. Jednakże nowe pole powoduje, że należy założyć istnienie odpowiednich warunków początkowych decydujących o powstaniu Wszechświata, które miały być wyeliminowane za pomocą teorii inflacji kosmologicznej.

Próby udowodnienia[edytuj | edytuj kod]

Od lat 80. XX wieku było wiele prób powiązania pola generującego energię próżni, które zostało przewidziane przez GUT, aby wykorzystać obserwacje do potwierdzenia tej teorii. Próby te mają dostarczyć odpowiedzi na pytanie o pochodzenie i naturę cząstek, które generują energię gęstości próżni, a które dla teorii inflacji pozostają zagadką.

W 1997 roku istniało 50 odmian teorii inflacyjnej tłumaczących powstanie Wszechświata[1].

W marcu 2014 roku ogłoszono wyniki eksperymentu BICEP2 potwierdzające istnienie polaryzacji typu B spójnego z teorią inflacji oraz pierwotnymi falami grawitacyjnymi we wczesnym wszechświecie na poziomie r=0.2^{+0.07}_{-0.05}. Wyniki wymagają jeszcze potwierdzenia z innych eksperymentów, jednak jeżeli okażą się prawdziwe, będzie to silny dowód za inflacją kosmologiczną.[2].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]