Vysvětluje problémy horizontu a roviny, zanechává stopy v kosmickém mikrovlnném pozadí (KFS)
Raně vesmírné hádanky
V standardním modelu Velkého třesku, před návrhem inflace, se vesmír rozpínal z extrémně horkého a hustého stavu. Kosmologové však identifikovali dva zjevné problémy:
- Problém horizontu: Různé oblasti CMB na opačných stranách oblohy mají téměř identickou teplotu, přestože neměly příčinnou možnost se spojit (světlu nestačil čas tyto oblasti „propojit“). Proč je vesmír tak homogenní na měřítkách, která se zdají nikdy „nespojila“?
- Problém plochosti: Pozorování ukazují, že geometrie vesmíru je blízká „ploché“ (celková hodnota hustoty energie blízko kritické hustoty), ale i nejmenší odchylka od plochosti během běžné expanze Velkého třesku by se časem rychle zvětšila. Zdá se tedy neuvěřitelně „podivné“, že vesmír zůstal takto vyvážený.
Na konci sedmdesátých a začátku osmdesátých let Alan Guth a další formulovali myšlenku inflace – období rychlé expanze raného vesmíru, které elegantně odpovídá na tyto otázky. Teorie tvrdí, že během krátkého období škálovací faktor a(t) rostl exponenciálně (nebo téměř tak), roztahujíc jakoukoli počáteční oblast na kosmické měřítko, čímž činí pozorovatelný vesmír velmi homogenním a efektivně „vyrovnává“ jeho zakřivení. V následujících desetiletích vznikla další vylepšení (např. slow-roll, chaotická inflace, věčná inflace), která tuto koncepci zpřesnila a vedla k předpovědím potvrzeným pozorováním anizotropií CMB.
2. Podstata inflace
2.1 Exponenciální expanze
Kosmická inflace je obvykle spojována s skalárním polem (často nazývaným inflaton), které pomalu klesá po téměř plochém potenciálu V(φ). V této fázi je energetická bilance vesmíru určena vakuační energií pole, která působí jako velká kosmologická konstanta. Standardní Friedmannova rovnice:
(ä / a) ≈ (8πG / 3) ρφ - (4πG / 3) (ρ + 3p),
ale když ρφ + 3pφ ≈ ρφ(1+3w) a w ≈ -1, škálovací faktor a(t) prochází téměř exponenciálním růstem:
a(t) ∝ e^(Ht), H ≈ konstantní.
2.2 Řešení problémů horizontu a plochosti
- Problém horizontu: Exponenciální expanze „nafoukne“ malou příčinně spojenou oblast na rozsahy mnohem větší než náš současný pozorovatelný horizont. Proto oblasti CMB, které vypadají nesouvisející, ve skutečnosti pocházejí ze stejné předinflační oblasti – což vysvětluje téměř jednotnou teplotu.
- Problém plochosti: Jakákoli počáteční křivost nebo rozdíl mezi Ω a 1 je exponenciálně potlačován. Pokud (Ω - 1) ∝ 1/a² v běžném Velkém třesku, inflace během ~60 e-násobných (e-folds) fází a(t) zvětší alespoň e60 krát, což způsobí, že Ω se velmi přiblíží k 1 – tedy téměř ploché geometrii, kterou pozorujeme.
Navíc inflace může zředit nežádoucí relikty (magnetické monopóly, topologické defekty), pokud vznikly před inflací nebo na jejím počátku – tímto způsobem se tyto objekty stávají téměř nevýznamnými.
3. Předpovědi: hustotní fluktuace a „stopy“ CMB
3.1 Kvantové fluktuace
Dokud pole inflatonu dominuje energii vesmíru, přetrvávají kvantové fluktuace v poli i metrice. Zpočátku na mikroskopické škále, inflace je natáhne na makroskopické rozměry. Po skončení inflace se tyto perturbace stávají malými variacemi hustoty v normální a temné hmotě, které nakonec vyrostou do galaxií a velkorozměrové struktury. Amplituda těchto fluktuací je určena sklonem a výškou inflatonového potenciálu (parametry pomalého rollu).
3.2 Gaussovské, téměř škálově invariantní spektrum
Typický model inflace s pomalým roll predicts téměř škálově invariantní spektrum počátečních fluktuací (amplituda se mění jen mírně v závislosti na vlnovém čísle k). To znamená, že spektrální index ns je blízký 1, s malými odchylkami. Pozorované anizotropie CMB ukazují ns ≈ 0,965 ± 0,004 (data z Plancku), což odpovídá téměř škálově invariantní povaze inflace. Fluktuace jsou také převážně Gaussovské (normální), jak předpovídá kvantová náhodnost inflace.
3.3 Tenzorové módy: gravitační vlny
Inflace obvykle vytváří také tenzorové fluktuace (gravitational waves) v raném období. Jejich síla je charakterizována poměrem tenzorové a skalární složky r. Detekce primárních B-módů (polarizace) v CMB by byla silným důkazem inflace, spojeným s energetickou úrovní inflatonu. Dosud však primární B-módy nebyly detekovány, takže r je omezeno horními limity, které zároveň omezují energetickou hladinu inflace (≲2 × 1016 GeV).
4. Pozorovací důkazy: CMB a další
4.1 Anizotropie teploty
Podrobné měření anizotropií CMB (akustických špiček v spektru výkonu) jsou velmi dobře v souladu s počátečními podmínkami generovanými inflací: téměř Gaussovskými, adiabatickými a škálově invariantními fluktuacemi. Data z Plancku, WMAP a dalších experimentů tyto vlastnosti potvrzují s vysokou přesností. Struktura akustických špiček naznačuje, že vesmír je blízký plochému (Ωtot ≈ 1), jak přísně předpovídá inflace.
4.2 Vzory polarizace
V CMB polarizaci se rozlišují E-módové struktury (způsobené skalárními poruchami) a možné B-módy (z tenzorových). Přímé pozorování primárních B-módů na velkých úhlových měřítcích by přímo potvrdilo pozadí gravitačních vln z inflace. Experimenty jako BICEP2, POLARBEAR, SPT nebo Planck již změřily polarizaci E-módů a stanovily limity amplitudy B-módů, avšak dosud nebylo bezkonfliktně detekováno primární B-módy.
4.3 Velkorozměrová Struktura
Predikce inflace ohledně zárodků struktur odpovídají datům o shlucích galaxií (klastrech). Kombinací počátečních podmínek inflace s fyzikou tmavé hmoty, barionů a záření vzniká kosmická síť, která odpovídá pozorovanému rozložení galaxií spolu s modelem ΛCDM. Žádná jiná předinflace teorie tak pevně nezopakovala tato pozorování velkorozměrové struktury a téměř škálově invariantního spektra výkonu.
5. Různé Modely Inflace
5.1 Pomalu Se Valící Inflace
Pomalu se valící (slow-roll) inflace znamená, že pole inflatonu φ pomalu klesá po mírně nakloněném potenciálu V(φ). Parametry pomalého valení ε, η ≪ 1 ukazují, jak „plochý“ je tento potenciál, a regulují spektrální index ns a poměr tenzorů ke skalárům r. Do této třídy patří jednoduché polynomiální potenciály (φ², φ⁴) a rafinovanější (např. Starobinského R+R², potenciály typu plochnutí).
5.2 Hybridní nebo Vícekomponentní Inflace
Hybridní inflace nabízí dva vzájemně působící pole, kde inflace končí „vodopádovou“ (waterfall) nestabilitou. Vícekomponentní (N-inflace) verze mohou vytvářet korelované nebo nekorelované perturbace, generující zajímavé izokurvature režimy nebo lokální nelineární (negaussovské) fluktuace. Pozorování ukazují, že vysoké hodnoty negaussovosti jsou nežádoucí, což omezuje některé modely vícekomponentní inflace.
5.3 Věčná Inflace a Multivesmír
Některé modely tvrdí, že inflaton může kvantově fluktuovat v určitých oblastech, což způsobuje trvalé rozpínání – věčnou inflaci. V různých oblastech (bublinách) inflace končí v různých časech, možná vytváří různé vlastnosti „vakua“ nebo fyzikální konstanty. Tak vzniká koncept multivesmíru, který někteří spojují s antropickým principem (např. otázkou malé kosmologické konstanty). Ačkoliv je tato myšlenka filozoficky přitažlivá, zůstává obtížně ověřitelná pozorováními.
6. Současné Napětí a Alternativní Přístupy
6.1 Je Možné Se Oběvit Bez Inflace?
Nors inflace elegantně řeší problémy horizontu a plochosti, někteří vědci se ptají, zda alternativní scénáře (např. „odskakující“ vesmír, ekpyrotický model) mohou přinést stejný efekt. Často mají potíže stejně spolehlivě zopakovat úspěch inflace, zejména pokud jde o tvary počátečního spektra výkonu a téměř gaussovské fluktuace. Navíc kritici někdy zdůrazňují, že samotná inflace také vyžaduje vysvětlení „počátečních podmínek“.
6.2 Neustálé hledání B-modů
Ačkoliv data Plancka silně podporují skalární složku inflace, dosud nebyly objeveny tenzorové modulace, které omezují energetickou hladinu. Některé modely inflace předpovídající velké r jsou dnes méně pravděpodobné. Pokud by budoucí experimenty (např. LiteBIRD, CMB-S4) nenašly B-módy ani na velmi nízké úrovni, mohlo by to nasměrovat teorie inflace k variantám s nižší energií nebo podnítit hledání alternativ. Jinak by jasné zachycení B-modů s konkrétní amplitudou bylo významným úspěchem inflace, ukazujícím na novou fyziku v měřítku ~1016 GeV.
6.3 Přesné sladění a přehřátí (Reheating)
V konkrétních inflatonových potenciálech se vyskytují požadavky na přesnost (fine-tuning) nebo složité scénáře, aby inflace „jemně“ skončila a proběhlo přehřátí (reheating) – období, kdy se energie inflatonu přeměňuje na běžné částice. Pozorovat nebo omezit tyto nuance je obtížné. Přes tyto potíže úspěch základních předpovědí inflace ji udržuje jako základní pilíř standardní kosmologie.
7. Směry budoucích pozorování a teorií
7.1 Mise nové generace KFS
Projekty jako CMB-S4, LiteBIRD, Simons Observatory nebo PICO usilují o velmi přesné měření polarizace, hledajíce nejmenší primární signály B-modů až do r ≈ 10-3 nebo i níže. Tato data buď potvrdí gravitační vlny inflace, nebo donutí modely spoléhat na energie pod Planckovou úrovní, zároveň přesněji určující „krajinu“ inflace.
7.2 Počáteční negaussovské fluktuace
Většina modelů inflace předpovídá téměř gaussovské počáteční fluktuace. Některé vícesložkové nebo nestandardní verze mohou umožnit malé negaussovské signály (charakterizované fNL). Nadcházející velkoplošné studie – čočkování KFS, průzkumy galaxií – by mohly měřit fNL s téměř jednotkovou přesností, čímž by rozlišily různé scénáře inflace.
7.3 Vztahy s fyzikou částic vysokých energií
Často se tvrdí, že inflace probíhá poblíž energetických hladin Velké sjednocené teorie (GUT). Pole inflatonu může být spojeno s GUT Higgsovým polem nebo jinými fundamentálními poli předpovězenými teorií strun, supersymetrií apod. Pokud by v laboratořích byly nalezeny známky nové fyziky (např. supersymetrické částice v urychlovačích) nebo by se podařilo lépe pochopit kvantovou gravitaci, mohlo by to propojit inflaci s širšími teoretickými rámci. To by možná vysvětlilo počáteční podmínky inflace nebo jak vznikl samotný inflatonový potenciál z ultrafialově dokončených teorií.
8. Závěry
Kosmická inflace zůstává základním pilířem moderní kosmologie – řešícím problémy horizontu a plochosti, nabízejícím krátkou epizodu rychlé expanze. Tento scénář nejen odpovídá na staré paradoxy, ale také předpovídá téměř škálově invariantní, adiabatické, Gaussovské fluktuace v raném vesmíru – což potvrzují pozorování anizotropií CMB a velkorozměrové struktury. Po skončení inflace začíná horký Velký třesk, který klade základy standardní kosmické evoluci.
Navzdory úspěchům zůstávají v teorii inflace nezodpovězené otázky: co přesně je inflatonové pole, jaká je povaha jeho potenciálu, jak inflace začala a jaké jsou její důsledky (věčná inflace, multivesmír) – to vše je aktivně zkoumáno. Experimenty hledající primární B-modovou polarizaci CMB se snaží detekovat (nebo omezit) stopu gravitačních vln inflace, která by umožnila určit energetickou škálu inflace.
Kosmická inflace je tedy jedním z nejpůsobivějších teoretických průlomů v kosmologii, spojujícím myšlenky kvantového pole a makroskopické geometrie vesmíru – vysvětlujícím, jak se raný vesmír proměnil v obrovskou strukturu, kterou dnes vidíme. Ať už budoucí data přinesou přímý důkaz „otisku inflace“ nebo donutí modely k úpravám, inflace zůstává důležitým majákem pro pochopení prvních záblesků vesmíru a fyziky daleko přesahující pozemské experimenty.
Literatura a další čtení
- Guth, A. H. (1981). „Inflační vesmír: Možné řešení problémů horizontu a plochosti.“ Physical Review D, 23, 347–356.
- Linde, A. (1982). „Nový scénář inflačního vesmíru: Možné řešení problémů horizontu, plochosti, homogenity, izotropie a primordiálních monopólů.“ Physics Letters B, 108, 389–393.
- Planck Collaboration (2018). „Výsledky Planck 2018. VI. Kosmologické parametry.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Baumann, D. (2009). „TASI přednášky o inflaci.“ arXiv:0907.5424.
- Ade, P. A. R., et al. (BICEP2 Collaboration) (2014). „Detekce B-modové polarizace na stupňových úhlových měřítcích pomocí BICEP2.“ Physical Review Letters, 112, 241101. (Později byla data revidována kvůli prachovému přednímu pozadí, tato práce však ukazuje velký zájem o detekci B-modů.)