Selgitab horisondi ja tasapinna probleeme, jätab jälgi kosmilises taustmikrolainekiirguses (KFS)
Universumi Varajased Mõistatused
Tavalises Suure Paugu mudelis enne inflatsiooni ettepanekut laienes universum väga kuumast ja tihedast olekust. Kuid kosmoloogid märkasid kahte ilmset mõistatust:
- Horisondi probleem: Erinevad KFS piirkonnad taeva vastaskülgedel näivad olevat peaaegu identsed temperatuurilt, kuigi neil polnud põhjuslikku ühendust (valgusel polnud aega neid piirkondi „ühendada“). Miks on universum nii homogeenne mõõtmetes, mis näivad kunagi „suhtlemata“?
- Tasapinnaprobleem: Vaatlused näitavad, et universumi geomeetria on lähedane „tasasele“ (kogutiheduse väärtus lähedal kriitilisele tihedusele), kuid kõige väiksem kõrvalekalle tasasusest tavalise Suure Paugu laienemise ajal suureneks aja jooksul kiiresti. Seega tundub uskumatult „imetlusväärne“, et universum on jäänud nii tasakaalustatuks.
1970. aastate lõpus – 1980. aastate alguses formuleerisid Alan Guth ja teised inflatsiooni idee – universumi varajase kiire laienemise perioodi, mis elegantse vastusena lahendab need küsimused. Teooria väidab, et lühikese aja jooksul kasvas skaala tegur a(t) eksponentsiaalselt (või peaaegu nii), venitamaks igat algset piirkonda kosmiliste mõõtmeteni, muutes vaadeldava universumi äärmiselt homogeenseks ja efektiivselt „sirgendades“ selle kõverust. Järgnevatel aastakümnetel tehti täiendusi (nt aeglane rullumine – „slow-roll“, kaootiline inflatsioon, igavene inflatsioon), mis täpsustasid seda kontseptsiooni ja andsid prognoose, mida kinnitasid KFS anizotroopia vaatlused.
2. Inflatsiooni Tuum
2.1 Eksponentsiaalne Laienemine
Kosmiline inflatsioon on tavaliselt seotud skaalaväljaga (tavaliselt nimetatakse inflatoniks), mis aeglaselt libiseb peaaegu tasase potentsiaali V(φ) suunas. Selle faasi jooksul määrab universumi energia tasakaalu välja vakuumenergia, mis toimib nagu suur kosmoloogiline konstant. Tavaline Friedmanni võrrand on:
(ä / a) ≈ (8πG / 3) ρφ - (4πG / 3) (ρ + 3p),
kuid kui ρφ + 3pφ ≈ ρφ(1+3w) ja w ≈ -1, skaala tegur a(t) kogeb peaaegu eksponentsiaalset kasvu:
a(t) ∝ e^(Ht), H ≈ konstantne.
2.2 Horisondi ja Tasapinnaprobleemide Lahendused
- Horisondi probleem: Eksponentsiaalne laienemine „puhub üles“ väikese põhjuslikult seotud piirkonna mõõtmetest palju suuremaks kui meie tänapäevane vaatlushorisont. Seetõttu KFS piirkonnad, mis näivad olevat mitteseotud, pärinevad tegelikult samast eelinflatsioonilisest piirkonnast – see seletab peaaegu ühtlast temperatuuri.
- Tasapinnaprobleem: Igas algne kõverus või erinevus Ω ja 1 vahel väheneb eksponentsiaalselt. Kui (Ω - 1) ∝ 1/a² tavalises Suures Paugus, siis inflatsioon umbes 60 e-kordse (e-folds) jooksul a(t) suurendab vähemalt e60 korda, sundides Ω väga lähedale 1-le – seega peaaegu tasasele geomeetriale, mida me täheldame.
Lisaks võib inflatsioon lahjendada soovimatuid reliikviaid (magnetmonopoleid, topoloogilisi defekte), kui need tekkisid enne inflatsiooni või selle alguses – nii muutuvad need objektid peaaegu ebaoluliseks.
3. Ennustused: Tiheduse Kõikumised ja KFS „Jäljed“
3.1 Kvantkõikumised
Kui inflatoni väli domineerib Universumi energiat, püsivad kvantkõikumised väljas ja metrikas. Algul mikroskoopilisel skaalal venitab inflatsioon need makroskoopilisteks. Pärast inflatsiooni lõppu muutuvad need perturbatsioonid väikesteks tiheduse variatsioonideks tavapärases ja tumedas ainestikus, mis lõpuks kasvavad galaktikateks ja suuremahulisteks struktuurideks. Nende kõikumiste amplituudi määrab inflatsioonipotentsiaali kalle ja kõrgus (aeglase rullumise parameetrid).
3.2 Gauss, Peaaegu Skaala-invariantne Spekter
Tüüpiline aeglase rullumise inflatsiooni mudel ennustab peaaegu skaala-invariantset algsete kõikumiste võimsusspektrit (amplituud muutub vaid veidi sõltuvalt lainete arvust k). See tähendab, et spektri indeks ns on ligikaudu 1, väikeste kõrvalekalletega. KFS anizotroopia vaatlus näitab ns ≈ 0,965 ± 0,004 (Plancki andmed), mis vastab inflatsiooni peaaegu skaala-invariantsele olemusele. Kõikumised on samuti valdavalt gaussilised (normaalsed), nagu ennustab kvantinflatsiooni juhuslikkus.
3.3 Tenzori Moodulid: Gravitatsioonilained
Inflatsioon tekitab tavaliselt ka tenzori kõikumisi (gravitatsioonilaineid) varajases perioodis. Nende tugevust iseloomustab tenzori ja skaala komponendi suhe r. Esmase B-mooduli (polaarsuse) avastamine KFS-is oleks tugev inflatsiooni tõend, mis on seotud inflatoni energiatasemega. Seni pole esmast B-moodulit avastatud, mistõttu r-le kehtestatakse kõrged ülemised piirid, mis piiravad ka inflatsiooni energiataset (≲2 × 1016 GeV).
4. Vaadeldavad Tõendid: KFS ja Rohkem
4.1 Temperatuuri Anisotroopia
Üksikasjalikud KFS anizotroopiad (akustiliste tippude võimsusspektris) mõõtmised on suurepäraselt kooskõlas inflatsiooni poolt tekitatud algtingimustega: peaaegu gaussiliste, adiabaatiliste ja skaala-invariantsete kõikumistega. Plancki, WMAPi ja teiste katsete tulemused kinnitavad neid omadusi väga suure täpsusega. Akustiliste tippude struktuur näitab, et Universum on ligikaudu lame (Ωtot ≈ 1), nagu inflatsioon seda rangelt ennustab.
4.2 Polaarsusmustrid
KFS polaarsuses eristatakse E-moodulite struktuure (tekitatud skaala häiretest) ja võimalikud B-moodulid (tenzori moodulitest). Esmaste B-moodulite jälgimine suurtes nurkades kinnitaks otseselt inflatsiooni gravitatsioonilainete tausta. Sellised katsed nagu BICEP2, POLARBEAR, SPT või Planck on juba mõõtnud E-moodulite polaarsust ja määranud B-moodulite amplituudi piirid, kuid esmast B-moodulite avastust pole siiani tehtud.
4.3 Suurskaala struktuur
Inflatsiooni prognoositud struktuuri alged sobivad galaktikate klastrite andmetega. Algtingimuste sobitamisel tumeda aine, barüoonide ja kiirguse füüsikaga tekib kosmiline võrk, mis vastab täheldatud galaktikate jaotuse seaduspärasustele koos ΛCDM mudeliga. Ükski teine eelinflatsiooniline teooria ei korrata nii kindlalt neid suurskaala struktuuri vaatlusi ja peaaegu skaala-invariantset võimsusspektrit.
5. Erinevad inflatsioonimudelid
5.1 Aeglase rullumise inflatsioon
Aeglase rullumise (slow-roll) inflatsioonis libiseb inflatooriväli φ aeglaselt alla kergelt kalduva V(φ) potentsiaali mööda. Aeglase rullumise parameetrid ε, η ≪ 1 näitavad, kui "lame" see potentsiaal on, ja reguleerivad spektrilist indeksit ns ning tensor- ja skaalarisuhet r. Sellesse klassi kuuluvad lihtsad polünoomsed potentsiaalid (φ², φ⁴) ja keerukamad (nt Starobinski R+R², lame tüüpi potentsiaalid).
5.2 Hübriidne või mitmekomponendiline inflatsioon
Hübriidne inflatsioon pakub kahte omavahel seotud välja, kus inflatsioon lõpeb "kaskaadi" (waterfall) ebastabiilsusega. Mitmekomponendilised (N-inflatsioon) versioonid võivad tekitada korreleeritud või korreleerimata perturbatsioone, luues huvitavaid isokurvatuuri (isocurvature) režiime või lokaalseid mittegauslikke kõikumisi. Vaatlused näitavad, et suured mittegauslikkuse väärtused on soovimatud, mis piirab mõningaid mitmekomponendilisi inflatsioonimudeleid.
5.3 Igavene inflatsioon ja multiversum
Mõned mudelid väidavad, et inflatoon võib kvantmehaaniliselt kõigelda teatud piirkondades, põhjustades pidevat laienemist – igavest inflatsiooni. Erinevates piirkondades (mullides) lõpeb inflatsioon erineval ajal, võimaldades luua erinevaid "tühjuse" omadusi või füüsikakonstante. Nii sünnib multiversumi kontseptsioon, mida mõned seostavad antropilise printsiibiga (nt väikese kosmoloogilise konstandi küsimus). Kuigi filosoofiliselt ahvatlev, jääb see idee raskesti vaatluste abil kontrollitavaks.
6. Praegused pinged ja alternatiivsed lähenemised
6.1 Kas saab ilma inflatsioonita hakkama?
Nors inflatsioon lahendab elegantselt horisondi ja tasanduse probleemid, küsivad mõned teadlased, kas alternatiivsed stsenaariumid (nt "põrkuv" universum, ekpirootiline mudel) võivad anda sama efekti. Sageli on neil raske inflatsiooni edu usaldusväärselt korrata, eriti vastates algse võimsusspektri kujudele ja peaaegu gauslikele kõikumistele. Lisaks rõhutavad kriitikud mõnikord, et ka inflatsioon ise vajab "algtingimuste" selgitust.
6.2 Pidev B-moodude otsing
Kuigi Plancki andmed toetavad tugevalt inflatsiooni skalaarsest osast, piiravad seni mitteavastatud tensorimoodulatsioonid energia taset. Mõned inflatsioonimudelid, mis ennustavad suurt r, on tänapäeval vähem tõenäolised. Kui tulevased katsed (nt LiteBIRD, CMB-S4) ei leiaks B-moodusid isegi väga madalal tasemel, võiks see suunata inflatsiooniteooriaid madalama energiaga variantide poole või julgustada alternatiivide otsimist. Teisel juhul oleks selge B-moodude avastus konkreetse amplituudiga oluline inflatsiooni saavutus, mis viitab uue füüsika skaalale ~1016 GeV.
6.3 Täpne sobitamine ja taasküte (Reheating)
Konkreetses inflatonipotentsiaalis esineb täpsuse (fine-tuning) nõudeid või keerukaid stsenaariume, et inflatsioon „pehmelt“ lõppeks ja toimuks taasküte (reheating) – periood, mil inflatoni energia muundub tavapärasteks osakesteks. Nende nüansside jälgimine või piiramine on keeruline. Vaatamata neile raskustele säilitab inflatsiooni põhiennustuste edu selle kui standardse kosmoloogia alustala.
7. Tuleviku vaatlus- ja teooriasuunad
7.1 Uue põlvkonna KFS missioonid
Sellised projektid nagu CMB-S4, LiteBIRD, Simons Observatory või PICO püüavad väga täpselt mõõta polariseerumist, otsides kõige nõrgemaid primaarseid B-moodide signaale kuni r ≈ 10-3 või isegi madalamal. Need andmed kas kinnitavad inflatsiooni gravitatsioonilaineid või sunnivad mudeleid toetuma sub-Planki energiatasemetele, määratledes täpsemalt inflatsiooni „maastikku“.
7.2 Algne mittegaussiline fluktuatsioon
Enamik inflatsioonimudeleid ennustab peaaegu gaussilisi algfluktuatsioone. Mõned mitmekomponendilised või mittestandardversioonid võivad lubada väikseid mittegaussilisi signaale (mida iseloomustab fNL). Suured lähenevad uuringud – KFS läätseimine, galaktikate ülevaated – võiksid mõõta fNL peaaegu ühe täpsusega, eristades erinevaid inflatsioonistsenaariume.
7.3 Seosed kõrge energiaga osakestefüüsikaga
Sageli väidetakse, et inflatsioon toimub lähedal suure ühtlustusteooriate (GUT) energia tasemetele. Inflatoniväli võib olla seotud GUT Higgsiväljaga või teiste fundamentaalsete väljadega, mida ennustatakse stringiteoorias, supersümmeetrias jne. Kui laborites leitakse uusi füüsika märke (nt supersümmeetrilisi osakesi kiirendites) või õnnestub paremini mõista kvantgravitatsiooni, võiks see siduda inflatsiooni laiemate teoreetiliste raamistikudega. See võib isegi selgitada inflatsiooni algtingimusi või kuidas inflatonipotentsiaal tekkis ultra-violettiliselt lõpetatud teooriatest.
8. Järeldused
Kosmiline inflatsioon jääb kaasaegse kosmoloogia oluliseks tugisambaks – lahendades horisondi ja tasasuse probleemid, pakkudes lühikest kiire laienemise episoodi. See stsenaarium mitte ainult ei vasta vanadele paradoksidele, vaid ennustab peaaegu skaala-invariantseid, adiabaatilise olemusega, gaussilisi kõikumisi varajases universumis – just seda kinnitavad KFS anizotroopia ja suurte skaala struktuuri vaatlustel. Pärast inflatsiooni lõppu algab kuum Suur Pauk, mis loob aluse tavapärasele kosmilisele evolutsioonile.
Vaatamata edule on inflatsiooniteoorias endiselt vastamata küsimusi: mis täpselt on inflaton väli, milline on selle potentsiaali olemus, kuidas inflatsioon algas ja millised on tagajärjed (igavene inflatsioon, multiversum) – kõike seda uuritakse aktiivselt. Eksperimendid, mis otsivad primaarset B-moodi polaarsust KFS-is, püüavad avastada (või piirata) inflatsiooni gravitatsiooniliste lainete jälgi, mis võimaldaksid määrata inflatsiooni energia skaala.
Seega on kosmiline inflatsioon üks elegantsemaid teoreetilisi hüppeid kosmoloogias, ühendades kvantvälja ja makroskoopilise universumi geomeetria ideed – selgitades, kuidas varajane universum muutus hiiglaslikuks struktuuriks, mida me näeme. Sõltumata sellest, kas tulevased andmed annavad otsese tõendi „inflatsiooni jälje“ kohta või sunnivad mudeleid täiendama, jääb inflatsioon oluliseks juhiseks universumi esimestest hetkedest ja füüsikast, mis ületab kaugele maapealseid eksperimente.
Kirjandus ja lisalugemine
- Guth, A. H. (1981). „Inflatsiooniline universum: võimalik lahendus horisondi ja tasasuse probleemidele.“ Physical Review D, 23, 347–356.
- Linde, A. (1982). „Uus inflatsioonilise universumi stsenaarium: võimalik lahendus horisondi, tasasuse, homogeensuse, isotroopia ja primaarsete monopoolide probleemidele.“ Physics Letters B, 108, 389–393.
- Plancki koostöö (2018). „Plancki 2018 tulemused. VI. Kosmoloogilised parameetrid.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Baumann, D. (2009). „TASI loengud inflatsioonist.“ arXiv:0907.5424.
- Ade, P. A. R., jt (BICEP2 koostöö) (2014). „B-moodi polaarsuse avastamine kraadiskaala nurkadel BICEP2 abil.“ Physical Review Letters, 112, 241101. (Kuigi hiljem andmeid tolmuefekti tõttu uuesti vaadeldi, näitab see töö suurt huvi B-moodide avastamise vastu.)