Izskaidro horizonta un plaknes problēmas, atstāj pēdas kosmiskajā fonā esošajā mikroviļņu starojumā (KFS)
Agrīnās Visuma Mīklas
Standarta Lielā sprādziena modelī, pirms inflācijas piedāvājuma, Visums paplašinājās no ļoti karstas, blīvas stāvokļa. Tomēr kosmologi pamanīja divus acīmredzamus mīklas:
- Horizonta problēma: Atšķirīgi KFS apgabali debesu pretējos virzienos šķiet gandrīz identiski temperatūras ziņā, lai gan tiem nebija iespējas cēloņsakarīgi sazināties (gaismai nepietika laika šos reģionus “savienot”). Kāpēc Visums ir tik viendabīgs mērogos, kas, šķiet, nekad “nesazinājās”?
- Plaknes problēma: Novērojumi rāda, ka Visuma ģeometrija ir tuva “plakanajai” (kopējā enerģijas blīvuma vērtība tuvu kritiskajam blīvumam), tomēr pat mazākā novirze no plaknes parastā Lielā sprādziena paplašināšanās laikā ilgtermiņā strauji pieaugtu. Tāpēc šķiet ārkārtīgi “dīvaini”, ka Visums palika tik līdzsvarots.
Septiņdesmito gadu beigās – astoņdesmito sākumā Alans Guts (Alan Guth) un citi formulēja inflācijas ideju – agrīnas Visuma straujas paplašināšanās periodu, kas eleganti atbild uz šiem jautājumiem. Teorija apgalvo, ka īsu laika posmu mēroga koeficients a(t) pieauga eksponenciāli (vai gandrīz tā), izstiepjot jebkuru sākotnējo reģionu līdz kosmiskajiem mērogiem, padarot novērojamo Visumu ārkārtīgi viendabīgu un efektīvi “iztaisnojot” tā izliekumu. Nākamajos gados radās turpmāki uzlabojumi (piemēram, lēna ripošana – “slow-roll”, haotiskā inflācija, mūžīgā inflācija), kas šo koncepciju precizēja un izveidoja prognozes, ko apstiprināja KFS anizotropiju novērojumi.
2. Inflācijas būtība
2.1 Eksponenciāla paplašināšanās
Kosmiskā inflācija parasti saistīta ar skalāro lauku (bieži sauktu par inflatonu), kas lēni slīd lejup gandrīz plakana potenciāla V(φ) virzienā. Šajā fāzē Visuma enerģijas bilanci nosaka lauka vakuuma enerģija, kas darbojas kā liela kosmoloģiskā konstante. Parastā Fridmana (Friedmann) vienādojums:
(ä / a) ≈ (8πG / 3) ρφ - (4πG / 3) (ρ + 3p),
bet kad ρφ + 3pφ ≈ ρφ(1+3w) un w ≈ -1, mēroga koeficients a(t) piedzīvo gandrīz eksponenciālu pieaugumu:
a(t) ∝ e^(Ht), H ≈ konstants.
2.2 Horizonta un Plaknes Problēmu Risinājumi
- Horizonta problēma: Eksponenciāla paplašināšanās “uzpūš” nelielu cēloņsakarīgi saistītu apgabalu līdz mērogam, kas ievērojami pārsniedz mūsu mūsdienu novērojamo horizontu. Tāpēc KFS apgabali, kas šķiet nesasaistīti, patiesībā radušies no tā paša pirmsinflācijas apgabala – tā tiek izskaidrots gandrīz vienāds temperatūras līmenis.
- Plaknes problēma: Jebkura sākotnējā izliekuma vai atšķirības starp Ω un 1 eksponenciāli samazinās. Ja (Ω - 1) ∝ 1/a² parastajā Lielajā sprādzienā, inflācija aptuveni ~60 e-reizinājumu (e-folds) posmos a(t) palielina vismaz e60 reizes, liekot Ω ļoti pietuvoties 1 – tādējādi arī gandrīz plaknai ģeometrijai, ko novērojam.
Turklāt inflācija var izšķīdināt nevēlamus reliktus (magnētiskos monopoli, topoloģiskos defektus), ja tie veidojās pirms inflācijas vai tās pašā sākumā – tādējādi šie objekti kļūst gandrīz nenozīmīgi.
3. Prognozes: Blīvuma Svārstības un KFS “Pēdas”
3.1 Kvantu Svārstības
Kamēr inflatona lauks dominē Visuma enerģiju, pastāv kvantu svārstības laukā un metriskā. Sākotnēji mikroskopiskā mērogā, inflācija tās izstiepj līdz makroskopiskām. Pēc inflācijas beigām šīs perturbācijas kļūst par nelielām blīvuma variācijām parastajā un tumšajā matērijā, kas galu galā attīstās par galaktikām un lielmēroga struktūru. Šo svārstību amplitūdu nosaka inflācijas potenciāla slīpums un augstums (lēnas ritēšanas parametri).
3.2 Gausa, Gandrīz Mērogam Invariants Spektrs
Tipisks lēnas ritēšanas inflācijas modelis prognozē gandrīz mērogam invariantu sākotnējo svārstību jaudas spektru (amplitūda mainās tikai nedaudz atkarībā no viļņa skaita k). Tas nozīmē, ka spektrālais indekss ns ir tuvu 1, ar nelielām novirzēm. Novērotās KFS anizotropijas rāda ns ≈ 0,965 ± 0,004 (Plancka dati), kas atbilst inflācijas gandrīz mērogam invariantajai dabai. Svārstības arī galvenokārt ir gausiskas (normālas), kā prognozē kvantu inflācijas nejaušība.
3.3 Tenzoru Režīmi: Gravitācijas Viļņi
Inflācija parasti rada arī tenzoru svārstības (gravitācijas viļņus) agrīnā posmā. To stiprums raksturo tenzora un skalāra komponenta attiecība r. Primāro B-modu (polarizācijas) atklāšana KFS būtu spēcīgs inflācijas pierādījums, saistīts ar inflatona enerģijas līmeni. Līdz šim primāro B-modu nav atklāts, tāpēc r tiek piemēroti augsti augšējie ierobežojumi, kas vienlaikus ierobežo inflācijas enerģijas līmeni (≲2 × 1016 GeV).
4. Novērojumu Pierādījumi: KFS un Vairāk
4.1 Temperatūras Anizotropijas
Detalizēti KFS anizotropiju (akustisko pikšķu jaudas spektra) mērījumi lieliski saskan ar inflācijas radītajiem sākotnējiem apstākļiem: gandrīz gausiskām, adiabātiskām un mērogam invariantiem svārstībām. Plancka, WMAP un citi eksperimenti šos raksturlielumus apstiprina ar ļoti lielu precizitāti. Akustisko pikšķu struktūra liecina, ka Visums ir tuvu plaknei (Ωtot ≈ 1), kā stingri prognozē inflācija.
4.2 Polarizācijas Raksti
KFS polarizācijā izdala E-modu struktūras (izraisītas skalāru traucējumu) un iespējamos B-modus (no tenzoru). Primāro B-modu novērošana lielos leņķa mērogos tieši apstiprinātu inflācijas gravitācijas viļņu fonu. Tādi eksperimenti kā BICEP2, POLARBEAR, SPT vai Planck jau ir izmērījuši E-modu polarizāciju un noteikuši B-modu amplitūdas robežas, taču nekonfliktējoša primāro B-modu atklāšana līdz šim nav notikusi.
4.3 Lielā mēroga struktūra
Inflācijas prognozētās struktūras aizmetņi saskan ar galaktiku kopu (klasteru) datiem. Sākotnējos inflācijas nosacījumus saskaņojot ar tumšās matērijas, barionu un starojuma fiziku, iegūta kosmiskā tīkla struktūra, kas atbilst novērotajām galaktiku sadalījuma likumsakarībām, kopā ar ΛCDM modeli. Neviena cita pirmsinflācijas teorija tik stingri neatkārto šos lielā mēroga struktūras novērojumus un gandrīz mēroga invarianto jaudas spektru.
5. Dažādi inflācijas modeļi
5.1 Lēnas ritēšanas inflācija
Lēnas ritēšanas (slow-roll) inflācijā inflatona lauks φ lēnām slīd lejup pa nelīdzenu V(φ) potenciālu. Lēnas ritēšanas parametri ε, η ≪ 1 norāda, cik "plakans" ir potenciāls, un regulē spektra indeksu ns un tenzora un skalāra attiecību r. Šai klasei pieder vienkārši polinomiālie potenciāli (φ², φ⁴) un sarežģītāki (piemēram, Starobinska R+R², plakano tipu potenciāli).
5.2 Hibrīdā vai daudzkomponentu inflācija
Hibrīdā inflācija piedāvā divus mijiedarbīgus laukus, kur inflācija beidzas ar "ūdenskrituma" (waterfall) nestabilitāti. Daudzkomponentu (N-inflācija) versijas var radīt korelētas vai nekorelētas perturbācijas, ģenerējot interesantus izokurvuma (isocurvature) režīmus vai lokālas nelineāru svārstību (negauša) struktūras. Novērojumi rāda, ka lielas negaušas (non-Gaussianity) vērtības ir nevēlamas, kas ierobežo dažus daudzkomponentu inflācijas modeļus.
5.3 Mūžīgā inflācija un multiverss
Daži modeļi apgalvo, ka inflatons var kvantu svārstīties noteiktos reģionos, izraisot pastāvīgu paplašināšanos – mūžīgo inflāciju. Dažādās jomās (burbuļos) inflācija beidzas dažādos laikos, iespējams, radot atšķirīgas "vakuuma" īpašības vai fizikas konstantus. Tā rodas multiversa koncepcija, ko daži saista ar antropisko principu (piemēram, mazas kosmoloģiskās konstantas jautājumu). Lai gan filozofiski pievilcīga, šī ideja paliek grūti pārbaudāma novērojumos.
6. Pašreizējie izaicinājumi un alternatīvas pieejas
6.1 Vai var iztikt bez inflācijas?
Lai inflācija elegantiši atrisina horizonta un plaknes problēmas, daži zinātnieki jautā, vai alternatīvi scenāriji (piemēram, "atsitiena" Visums, ekpirotiskais modelis) var dot to pašu efektu. Bieži viņiem ir grūti tikpat uzticami atkārtot inflācijas panākumus, īpaši atbilstoši sākotnējā jaudas spektra formām un gandrīz Gausa svārstībām. Turklāt kritiķi dažkārt uzsver, ka pati inflācija arī prasa "sākotnējo nosacījumu" skaidrojumu.
6.2 Pastāvīgas B-modu Meklēšanas
Lai gan Plancka dati stipri atbalsta inflācijas skalāro daļu, līdz šim neatklātās tenzoru modulācijas ierobežo enerģijas līmeni. Daži inflācijas modeļi, kas paredz lielu r, šodien kļūst mazāk ticami. Ja nākotnes eksperimenti (piemēram, LiteBIRD, CMB-S4) B-modus neatrastu pat ļoti zemā līmenī, tas varētu novirzīt inflācijas teorijas uz zemākas enerģijas variantiem vai veicināt alternatīvu meklēšanu. Pretējā gadījumā skaidra B-modu atklāšana ar konkrētu amplitūdu būtu nozīmīgs inflācijas sasniegums, norādot uz jaunas fizikas mērogu ~1016 GeV.
6.3 Precīza Saskaņošana un Pārkarsēšana (Reheating)
Konkrētos inflācijas potenciālos ir precizitātes (fine-tuning) prasības vai sarežģīti scenāriji, lai inflācija „mīksti“ beigtos un notiktu pārkarsēšana (reheating) – periods, kad inflatona enerģija pārvēršas par parastajām daļiņām. Šos nianses ir grūti novērot vai ierobežot. Neskatoties uz šīm grūtībām, inflācijas galveno prognožu panākumi saglabā to kā standarta kosmoloģijas pamata balstu.
7. Nākotnes Novērojumu un Teoriju Virzieni
7.1 Jaunās Paaudzes KFS Misijas
Tādi projekti kā CMB-S4, LiteBIRD, Simons Observatory vai PICO centīsies ļoti precīzi mērīt polarizāciju, meklējot vismazākos primāros B-modu signālus līdz r ≈ 10-3 vai pat zemāk. Šie dati vai nu apstiprinās inflācijas gravitācijas viļņus, vai piespiedīs modeļus balstīties uz sub-Planka enerģijām, kā arī precīzāk noteiks inflācijas „ainavu“.
7.2 Sākotnējās Negausiskās Svārstības
Lielākā daļa inflācijas modeļu prognozē gandrīz gausiskas sākotnējās svārstības. Dažas daudzkomponentu vai nestandarta versijas var atļaut nelielus negausiskus signālus (raksturotus ar fNL). Nākamie liela mēroga pētījumi – KFS lēšošana, galaktiku pārskati – varētu mērīt fNL ar gandrīz vienības precizitāti, tādējādi atšķirot dažādus inflācijas scenārijus.
7.3 Saistība ar Augstas Enerģijas Daļiņu Fiziku
Bieži tiek apgalvots, ka inflācija notiek netālu no lielā apvienošanās teoriju (GUT) enerģijas līmeņiem. Inflatonu lauks var būt saistīts ar GUT Higsa lauku vai citiem fundamentāliem laukiem, kas paredzēti stīgu teorijā, supersimetrijā utt. Ja laboratorijās tiktu atrastas jaunas fizikas pazīmes (piemēram, supersimetriskas daļiņas paātrinātājos) vai izdotos labāk izprast kvantu gravitāciju, tas varētu sasaistīt inflāciju ar plašākiem teorētiskiem ietvariem. Tas varbūt pat izskaidrotu inflācijas sākotnējos apstākļus vai kā pats inflatona potenciāls veidojās no ultravioleti pabeigtām teorijām.
8. Secinājumi
Kosmiskā inflācija joprojām ir mūsdienu kosmoloģijas pamatakmens – risinot horizonta un plaknības problēmas, piedāvājot īsu straujas paplašināšanās epizodi. Šis scenārijs ne tikai atbild uz vecajiem paradoksiem, bet arī prognozē gandrīz mēroga invariantas, adiabātiskas dabas, gausiskas svārstības agrīnajā Visumā – tieši to apstiprina KFS anizotropiju un liela mēroga struktūras novērojumi. Pēc inflācijas beigām sākas karstais Lielais sprādziens, kas veido pamatus parastajai kosmiskās evolūcijas gaitai.
Neskatoties uz panākumiem, inflācijas teorijā joprojām ir neatbildēti jautājumi: kas tieši ir inflatona lauks, kāda ir tā potenciāla daba, kā sākās inflācija un kādas ir sekas (mūžīgā inflācija, multiverss) – tas viss tiek aktīvi pētīts. Eksperimenti, kas meklē primāro B-modu polarizāciju KFS, cenšas atklāt (vai ierobežot) inflācijas gravitācijas viļņu pēdas, kas ļautu noteikt inflācijas enerģijas mērogu.
Tātad kosmiskā inflācija ir viens no elegantākajiem kosmoloģijas teorētiskajiem lēcieniem, apvienojot kvantu lauka un makroskopiskās Visuma ģeometrijas idejas – skaidrojot, kā agrīnais Visums pārvērtās milzīgā struktūrā, ko redzam. Neatkarīgi no tā, vai nākotnes dati sniegs tiešu „inflācijas zīmoga“ pierādījumu vai liks pilnveidot modeļus, inflācija paliek svarīgs ceļvedis, lai izprastu Visuma pirmos mirkļus un fiziku, kas ievērojami pārsniedz zemes eksperimentus.
Literatūra un Papildu Lasāmviela
- Guth, A. H. (1981). „Inflācijas Visums: iespējamais risinājums horizontam un plaknības problēmām.“ Physical Review D, 23, 347–356.
- Linde, A. (1982). „Jauns inflācijas Visuma scenārijs: iespējamais risinājums horizontam, plaknībai, homogenitātei, izotropijai un primārajiem monopoliem.“ Physics Letters B, 108, 389–393.
- Planck Collaboration (2018). „Planck 2018 rezultāti. VI. Kosmoloģiskie parametri.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Baumann, D. (2009). „TASI lekcijas par inflāciju.“ arXiv:0907.5424.
- Ade, P. A. R., et al. (BICEP2 Collaboration) (2014). „B-modu polarizācijas noteikšana grādu leņķa skalās ar BICEP2.“ Physical Review Letters, 112, 241101. (Lai gan vēlāk dati tika pārskatīti putekļu priekšplāna dēļ, šis darbs liecina par lielu interesi par B-modu atklāšanu.)