Обяснява проблемите с хоризонта и равнината, оставя следи в космическия микровълнов фон (КМФ)
Парадокси на ранната Вселена
В стандартния модел на Големия взрив, преди предложението за инфлация, Вселената се разширяваше от изключително горещо, плътно състояние. Но космолозите забелязаха два очевидни парадокса:
- Проблема с хоризонта: Различни области на КФС в противоположни части на небето изглеждат почти идентични по температура, въпреки че не са имали възможност да се свържат причинно (светлината не е имала достатъчно време да "свърже" тези региони). Защо Вселената е толкова хомогенна на мащаби, които изглежда никога не са "комуникирали"?
- Проблема с плоскостта: Наблюденията показват, че геометрията на Вселената е близка до "плоска" (общата стойност на плътността на енергията е близка до критичната плътност), но най-малкото отклонение от плоскостта по време на стандартното разширение на Големия взрив би нараствало бързо с времето. Затова изглежда изключително "странно", че Вселената остана толкова балансирана.
В края на 70-те и началото на 80-те години Алан Гът (Alan Guth) и други формулираха идеята за инфлацията – епоха на бързо разширение на ранната Вселена, която елегантно отговаря на тези въпроси. Теорията твърди, че за кратък период коефициентът на мащаба a(t) е нараствал експоненциално (или почти така), разтягащ всяка първоначална област до космически мащаби, правейки наблюдаемата Вселена изключително хомогенна и ефективно "изправяйки" нейната кривина. През следващите десетилетия се появиха допълнителни подобрения (напр. бавно търкаляне – "slow-roll", хаотична инфлация, вечна инфлация), които изчистиха тази концепция и изведоха прогнози, потвърдени от наблюденията на анизотропиите на КФС.
2. Същност на инфлацията
2.1 Експоненциално разширение
Космическата инфлация обикновено се свързва с скаларно поле (често наричано инфлатон), бавно спускащо се по почти плосък потенциал V(φ). В този етап енергийният баланс на Вселената се определя от вакуумната енергия на полето, която действа като голяма космологична константа. Стандартното уравнение на Фридман е:
(ä / a) ≈ (8πG / 3) ρφ - (4πG / 3) (ρ + 3p),
но когато ρφ + 3pφ ≈ ρφ(1+3w) и w ≈ -1, коефициентът на мащаба a(t) претърпява почти експоненциален растеж:
a(t) ∝ e^(Ht), H ≈ постоянен.
2.2 Решения на проблемите с хоризонта и плоскостта
- Проблема с хоризонта: Експоненциалното разширение "надува" малка причинно свързана област до мащаби, значително надвишаващи нашия съвременен наблюдаван хоризонт. Затова области на КФС, които изглеждат несвързани, всъщност произхождат от една и съща прединфлационна област – това обяснява почти еднаквата температура.
- Проблема с плоскостта: Всякаква начална кривина или разлика между Ω и 1 се намалява експоненциално. Ако (Ω - 1) ∝ 1/a² в стандартния Голям взрив, инфлацията през ~60 e-кратни (e-folds) етапи a(t) увеличава поне e60 пъти, карайки Ω да се доближи много до 1 – и следователно до почти плоска геометрия, която наблюдаваме.
Освен това инфлацията може да разреди нежеланите реликви (магнитни монополи, топологични дефекти), ако те са се образували преди или в началото на инфлацията – по този начин тези обекти стават почти незначителни.
3. Прогнози: флуктуации в плътността и „следите“ в КОСМИЧЕСКАТА ФОН СТРАННА
3.1 Квантови флуктуации
Докато полето на инфлатона доминира енергията на Вселената, остават квантови флуктуации в полето и метриката. Първоначално на микроскопски мащаб, инфлацията ги разтяга до макроскопски. След края на инфлацията тези смущения стават малки вариации в плътността на обикновената и тъмната материя, които в крайна сметка се развиват в галактики и големомащабна структура. Амплитудата на тези флуктуации се определя от наклона и височината на инфлационния потенциал (параметри на бавното търкаляне).
3.2 Гаусови, почти мащабно инвариантен спектър
Типичният модел на инфлация с бавно търкаляне предсказва почти мащабно инвариантен спектър на началните флуктуации (амплитудата се променя слабо в зависимост от вълновия брой k). Това означава, че спектралният индекс ns е близък до 1 с малки отклонения. Наблюдаваните анизотропии в КОСМИЧЕСКАТА ФОН СТРАННА показват ns ≈ 0,965 ± 0,004 (данни от Planck), което съответства на почти мащабно инвариантния характер на инфлацията. Флуктуациите също са предимно гаусови (нормални), както предсказва квантовата случайност на инфлацията.
3.3 Тензорни режими: гравитационни вълни
Инфлацията обикновено създава и тензорни флуктуации (гравитационни вълни) в ранния период. Тяхната сила се описва чрез съотношението на тензорния към скаларния компонент r. Откриването на първични B-модове (поляризация) в КОСМИЧЕСКАТА ФОН СТРАННА би било силно доказателство за инфлацията, свързано с енергийното ниво на инфлатона. До момента първични B-модове не са открити, затова се прилагат високи горни граници за r, които също ограничават енергийното ниво на инфлацията (≲2 × 1016 GeV).
4. Наблюдателни доказателства: КОСМИЧЕСКА ФОН СТРАННА и други
4.1 Анизотропии на температурата
Подробните измервания на анизотропиите на КОСМИЧЕСКАТА ФОНА СТРАННА (в спектъра на акустичните върхове) са в отлично съответствие с началните условия, генерирани от инфлацията: почти гаусови, адиабатични и мащабно инвариантни флуктуации. Данните от Planck, WMAP и други експерименти потвърждават тези характеристики с много висока точност. Структурата на акустичните върхове показва, че Вселената е близка до плоска (Ωtot ≈ 1), както строго предсказва инфлацията.
4.2 Модели на поляризацията
В КОСМИЧЕСКАТА ФОНА СТРАННА ПОЛЯРИЗАЦИЯ се разграничават E-модове (предизвикани от скаларни смущения) и възможни B-модове (от тензорни). Наблюдението на първични B-модове на големи ъглови мащаби би потвърдило директно фона на гравитационните вълни от инфлацията. Експерименти като BICEP2, POLARBEAR, SPT и Planck вече измериха поляризацията на E-модове и определиха граници за амплитудата на B-модове, но до момента няма безспорно откриване на първични B-модове.
4.3 Голямомащабна структура
Прогнозирани от инфлацията структури съвпадат с данните за струпванията на галактики (клъстери). Съчетаването на първоначалните условия на инфлацията с физиката на тъмната материя, барионите и лъчението води до космическа мрежа, която съответства на наблюдаваните закономерности в разпределението на галактиките, заедно с модела ΛCDM. Нито една друга теория преди инфлацията не възпроизвежда толкова убедително тези наблюдения на голямомащабната структура и почти мащабно инвариантния спектър на мощността.
5. Различни модели на инфлация
5.1 Инфлация с бавна ролка
Бавната ролка (slow-roll) инфлация се характеризира с това, че инфлатонното поле φ бавно се плъзга надолу по леко наклонения потенциал V(φ). Параметрите на бавната ролка ε, η ≪ 1 показват колко "плосък" е потенциалът и регулират спектралния индекс ns и съотношението между тензорни и скаларни флуктуации r. Към този клас спадат прости полиномиални потенциали (φ², φ⁴) и по-рафинирани (напр. потенциали от типа R+R² на Старобински, потенциали с изравняващ се наклон).
5.2 Хибридна или многокомпонентна инфлация
Хибридната инфлация предлага две взаимодействащи полета, при които инфлацията приключва с "водопадна" (waterfall) нестабилност. Многокомпонентните (N-инфлация) версии могат да създават корелирани или некорелирани возмущения, генерирайки интересни изокривинни (isocurvature) режими или локални нелинейни (негаусови) структури на флуктуациите. Наблюденията показват, че големи стойности на негаусовост (non-Gaussianity) са нежелани, което ограничава някои модели на многокомпонентна инфлация.
5.3 Вечна инфлация и мултивселена
Някои модели твърдят, че инфлатонът може да квантово флуктуира в определени региони, причинявайки постоянно разширяване – вечна инфлация. В различни области (балони) инфлацията приключва в различно време, може би създавайки различни свойства на "вакуума" или физични константи. Така възниква концепцията за мултивселена, която някои свързват с антропния принцип (напр. въпросът за малката космологична константа). Въпреки философската си привлекателност, тази идея остава трудно проверима чрез наблюдения.
6. Настоящи напрежения и алтернативни подходи
6.1 Възможно ли е без инфлация?
Въпреки че инфлацията елегантно решава проблемите с хоризонта и плоскостта, някои учени се питат дали алтернативни сценарии (напр. „отскачаща" Вселена, екпиротен модел) могат да дадат същия ефект. Често им е трудно да възпроизведат надеждно успеха на инфлацията, особено що се отнася до формите на първоначалния спектър на мощността и почти гаусовите флуктуации. Освен това критиците понякога подчертават, че самата инфлация също изисква обяснение на "първоначалните условия".
6.2 Постоянно Търсене на B-модове
Въпреки че данните от Планк силно подкрепят скаларната част на инфлацията, досега неоткрити тензорни модулации ограничават нивото на енергия. Някои модели на инфлация, предсказващи голямо r, днес стават по-малко вероятни. Ако бъдещите експерименти (напр. LiteBIRD, CMB-S4) не открият B-модове дори при много ниско ниво, това може да насочи теориите на инфлацията към варианти с по-ниска енергия или да стимулира търсенето на алтернативи. В противен случай, ясно откриване на B-модове с конкретна амплитуда би било значимо постижение за инфлацията, указващо скалата на нова физика около ~1016 GeV.
6.3 Прецизно Съгласуване и Прегряване (Reheating)
В конкретни потенциали на инфлацията се срещат изисквания за прецизно настройване (fine-tuning) или сложни сценарии, при които инфлацията „меко“ приключва и настъпва прегряване (reheating) – период, в който енергията на инфлатона се превръща в обикновени частици. Наблюдението или ограничаването на тези нюанси е трудно. Въпреки тези трудности, успехът на основните прогнози на инфлацията я поддържа като основен стълб на стандартната космология.
7. Бъдещи Посоки в Наблюденията и Теориите
7.1 Мисии на Нова Поколение за КФС
Проекти като CMB-S4, LiteBIRD, Simons Observatory и PICO ще се стремят да измерват поляризацията с изключителна точност, търсейки най-слабите първични B-модови сигнали до r ≈ 10-3 или дори по-ниско. Тези данни или ще потвърдят гравитационните вълни от инфлацията, или ще принудят моделите да се основават на енергии под Планковата скала, като също така по-точно определят „пейзажа“ на инфлацията.
7.2 Начални Негаусови Флуктуации
Повечето модели на инфлация предсказват почти гаусови начални флуктуации. Някои многокомпонентни или нестандартни версии могат да позволят малки негаусови сигнали (характеризирани с fNL). Предстоящите изследвания в голям мащаб – лещиране на КФС, галактически обзори – биха могли да измерят fNL с почти едноцифрена точност, като по този начин разграничат различните сценарии на инфлация.
7.3 Връзки с Физиката на Високоенергийни Частици
Често се твърди, че инфлацията се случва близо до енергийните нива на голямото обединение на теориите (GUT). Полето на инфлатона може да бъде свързано с GUT Хигс полето или други фундаментални полета, предсказани от теорията на струните, суперсиметрията и др. Ако в лабораториите бъдат открити признаци на нова физика (напр. суперсиметрични частици в ускорителите) или се постигне по-добро разбиране на квантовата гравитация, това би могло да свърже инфлацията с по-широки теоретични рамки. Това дори може да обясни началните условия на инфлацията или как самият потенциал на инфлатона се е формирал от ултравиолетово завършени теории.
8. Заключения
Космическата инфлация остава основен стълб на съвременната космология – решаващ проблемите с хоризонта и плоскостта, предлагайки кратък епизод на бързо разширение. Този сценарий не само отговаря на старите парадокси, но и прогнозира почти мащабно инвариантни, адиабатични, гаусови флуктуации в ранната Вселена – именно това потвърждават наблюденията на анизотропиите на КФС и структурата на големи мащаби. След края на инфлацията започва горещият Голям взрив, който полага основите на стандартната космическа еволюция.
Въпреки успеха, в теорията на инфлацията все още има неотговорени въпроси: какво точно представлява полето на инфлатона, каква е природата на неговия потенциал, как е започнала инфлацията и какви са последиците (вечна инфлация, мултивселена) – всичко това се изследва активно. Експериментите, търсещи първичната B-модова поляризация на КФС, се стремят да открият (или ограничат) следите от гравитационни вълни от инфлацията, които биха позволили определяне на енергийната скала на инфлацията.
Следователно космическата инфлация е един от най-елегантните теоретични пробиви в космологията, обединяващ идеите за квантовото поле и макроскопичната геометрия на Вселената – обясняващ как ранната Вселена се е превърнала в огромната структура, която наблюдаваме. Независимо дали бъдещите данни ще дадат директно доказателство за „инфлационния отпечатък“ или ще наложат усъвършенстване на моделите, инфлацията остава важен ориентир за разбирането на първите мигове на Вселената и физиката, далеч надхвърляща земните експерименти.
Литература и допълнително четиво
- Guth, A. H. (1981). „Инфлационна вселена: възможно решение на проблемите с хоризонта и плоскостта.“ Physical Review D, 23, 347–356.
- Linde, A. (1982). „Нов сценарий за инфлационна вселена: възможно решение на проблемите с хоризонта, плоскостта, хомогенността, изотропията и първичните монополи.“ Physics Letters B, 108, 389–393.
- Planck Collaboration (2018). „Резултати от Planck 2018. VI. Космологични параметри.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Baumann, D. (2009). „Лекции TASI за инфлацията.“ arXiv:0907.5424.
- Ade, P. A. R., et al. (BICEP2 Collaboration) (2014). „Откриване на B-модова поляризация на ъглови мащаби от порядъка на градуси чрез BICEP2.“ Physical Review Letters, 112, 241101. (Въпреки че по-късно данните бяха преразгледани поради праховия преден фон, тази работа показва голям интерес към откриването на B-модове.)