Kosminė Infliacija: Teorija ir Įrodymai

Космическая инфляция: теория и доказательства

Объясняет проблемы горизонта и плоскости, оставляет следы в космическом микроволновом фоновом излучении (КФИ)

Загадки ранней Вселенной

В стандартной модели Большого взрыва, до предложения инфляции, Вселенная расширялась из чрезвычайно горячего и плотного состояния. Однако космологи заметили две очевидные загадки:

  1. Проблема горизонта: Разные области КФС на противоположных сторонах неба кажутся почти идентичными по температуре, хотя у них не было возможности связаться причинно (свету не хватило времени «соединить» эти регионы). Почему Вселенная так однородна на масштабах, которые, казалось бы, никогда не «общались»?
  2. Проблема плоскости: Наблюдения показывают, что геометрия Вселенной близка к «плоской» (общая плотность энергии близка к критической), однако малейшее отклонение от плоскости в стандартном расширении Большого взрыва со временем быстро увеличивалось бы. Поэтому кажется чрезвычайно «странным», что Вселенная осталась настолько сбалансированной.

В конце 70-х – начале 80-х годов Алан Гут (Alan Guth) и другие сформулировали идею инфляции – эпохи быстрого расширения ранней Вселенной, которая элегантно отвечает на эти вопросы. Теория утверждает, что в течение короткого периода масштабный коэффициент a(t) рос экспоненциально (или почти так), растягивая любую начальную область до космических масштабов, делая наблюдаемую Вселенную чрезвычайно однородной и эффективно «выпрямляя» её кривизну. В последующие десятилетия появились дальнейшие усовершенствования (например, медленное скатывание – «slow-roll», хаотическая инфляция, вечная инфляция), которые уточнили эту концепцию и вывели прогнозы, подтверждённые наблюдениями анизотропий КФС.

2. Суть инфляции

2.1 Экспоненциальное расширение

Космическая инфляция обычно связана с скалярным полем (часто называемым инфлатоном), медленно скатывающимся вниз по почти плоскому потенциалу V(φ). На этой фазе энергетический баланс Вселенной определяется вакуумной энергией поля, которая действует как большая космологическая постоянная. Обычное уравнение Фридмана:

(ä / a) ≈ (8πG / 3) ρφ - (4πG / 3) (ρ + 3p),

но когда ρφ + 3pφ ≈ ρφ(1+3w) и w ≈ -1, масштабный коэффициент a(t) испытывает почти экспоненциальный рост:

a(t) ∝ e^(Ht),   H ≈ постоянная.

2.2 Решения проблем горизонта и плоскости

  • Проблема горизонта: Экспоненциальное расширение «раздувает» небольшую причинно связанную область до масштабов, значительно превышающих наш современный наблюдаемый горизонт. Поэтому области КФС, кажущиеся несвязанными, на самом деле произошли из одной и той же доинфляционной области – так объясняется почти одинаковая температура.
  • Проблема плоскости: Любое начальное искривление или отклонение между Ω и 1 экспоненциально уменьшается. Если (Ω - 1) ∝ 1/a² в стандартном Большом взрыве, инфляция за ~60 э-кратных (e-folds) этапов a(t) увеличивает минимум в e60 раз, заставляя Ω очень близко подходить к 1 – а значит, и к почти плоской геометрии, которую мы наблюдаем.

Кроме того, инфляция может разбавить нежелательные реликты (магнитные монополи, топологические дефекты), если они образовались до инфляции или в её начале — таким образом эти объекты становятся практически незначительными.

3. Прогнозы: флуктуации плотности и «следы» КМБ

3.1 Квантовые флуктуации

Пока поле инфлатона доминирует в энергии Вселенной, в поле и метрике сохраняются квантовые флуктуации. Сначала микроскопического масштаба, инфляция растягивает их до макроскопических. По окончании инфляции эти возмущения становятся малыми вариациями плотности в обычной и темной материи, которые в конечном итоге вырастают в галактики и крупномасштабную структуру. Амплитуда этих флуктуаций определяется наклоном и высотой инфляционного потенциала (параметры медленного скатывания).

3.2 Гауссовый, почти масштабно-инвариантный спектр

Типичная модель инфляции с медленным скатыванием предсказывает почти масштабно-инвариантный спектр мощности начальных флуктуаций (амплитуда меняется лишь слабо в зависимости от волнового числа k). Это означает, что спектральный индекс ns близок к 1 с небольшими отклонениями. Наблюдаемые анизотропии КМБ показывают ns ≈ 0,965 ± 0,004 (данные Planck), что соответствует почти масштабно-инвариантной природе инфляции. Флуктуации также в основном гауссовы (нормальные), что и предсказывает квантовый случайный характер инфляции.

3.3 Тензорные режимы: гравитационные волны

Инфляция обычно порождает также тензорные флуктуации (гравитационные волны) в ранний период. Их сила описывается отношением тензорного и скалярного компонентов r. Обнаружение первичных B-модов (поляризации) в КМБ было бы убедительным доказательством инфляции, связанным с уровнем энергии инфлатона. Пока первичные B-моды не обнаружены, поэтому для r применяются высокие верхние пределы, которые одновременно ограничивают уровень энергии инфляции (≲2 × 1016 ГэВ).

4. Наблюдательные доказательства: КМБ и не только

4.1 Анизотропии температуры

Подробные измерения анизотропий КМБ (акустических пиков в спектре мощности) отлично согласуются с начальными условиями, сгенерированными инфляцией: почти гауссовскими, адиабатическими и масштабно-инвариантными флуктуациями. Данные Planck, WMAP и других экспериментов подтверждают эти признаки с очень высокой точностью. Структура акустических пиков указывает на то, что Вселенная близка к плоской (Ωtot ≈ 1), как строго предсказывает инфляция.

4.2 Шаблоны поляризации

В поляризации КМБ выделяются E-моды (вызванные скалярными возмущениями) и возможные B-моды (из тензорных). Наблюдение первичных B-модов на больших угловых масштабах напрямую подтвердило бы фон инфляционных гравитационных волн. Такие эксперименты, как BICEP2, POLARBEAR, SPT и Planck, уже измерили поляризацию E-модов и установили пределы амплитуды B-модов, однако бесспорного обнаружения первичных B-модов до сих пор не было.

4.3 Крупномасштабная структура

Предсказанные инфляцией зачатки структуры согласуются с данными о скоплениях галактик (кластерах). Совместив начальные условия инфляции с физикой тёмной материи, барионов и излучения, получается космическая сеть, соответствующая наблюдаемым закономерностям распределения галактик, вместе с моделью ΛCDM. Ни одна другая доинфляционная теория не воспроизводит так надёжно эти наблюдения крупномасштабной структуры и почти масштабно-инвариантный спектр мощности.

5. Различные модели инфляции

5.1 Инфляция медленного скатывания

Медленное скатывание (slow-roll) инфляции — это когда поле инфлатона φ медленно скользит вниз по слегка наклонному потенциалу V(φ). Параметры медленного скатывания ε, η ≪ 1 показывают, насколько этот потенциал «плоский», и регулируют спектральный индекс ns и отношение тензор/скаляр r. К этому классу относятся простые полиномиальные потенциалы (φ², φ⁴) и более изощрённые (например, потенциалы Старобинского R+R², потенциалы плоского типа).

5.2 Гибридная или многокомпонентная инфляция

Гибридная инфляция предлагает два взаимодействующих поля, где инфляция заканчивается «водопадной» (waterfall) нестабильностью. Многокомпонентные (N-flation) версии могут создавать коррелированные или некоррелированные возмущения, порождая интересные режимы изокривизны (isocurvature) или локальные нелинейные (негауссовы) структуры флуктуаций. Наблюдения показывают, что большие значения негауссовости нежелательны, что ограничивает некоторые модели многокомпонентной инфляции.

5.3 Вечная инфляция и мультивселенная

Некоторые модели утверждают, что инфлатон может квантово флуктуировать в определённых регионах, вызывая постоянное расширение — вечную инфляцию. В разных областях (пузырях) инфляция заканчивается в разное время, возможно, создавая разные свойства «вакуума» или физические константы. Так возникает концепция мультивселенной, которую некоторые связывают с антропным принципом (например, вопросом малой космологической константы). Хотя философски привлекательна, эта идея остаётся трудно проверяемой наблюдениями.

6. Текущие напряжения и альтернативные подходы

6.1 Можно ли обойтись без инфляции?

Хотя инфляция элегантно решает проблемы горизонта и плоскости, некоторые учёные задаются вопросом, могут ли альтернативные сценарии (например, «отскакивающая» Вселенная, экпиpотическая модель) дать тот же эффект. Им часто трудно столь же надёжно воспроизвести успех инфляции, особенно в соответствии с формами начального спектра мощности и почти гауссовыми флуктуациями. Кроме того, критики иногда подчёркивают, что сама инфляция также требует объяснения «начальных условий».

6.2 Постоянные Поиски B-модов

Хотя данные Планка сильно поддерживают скалярную часть инфляции, до сих пор не обнаруженные тензорные модуляции ограничивают уровень энергии. Некоторые модели инфляции с большим r сегодня становятся менее вероятными. Если будущие эксперименты (например, LiteBIRD, CMB-S4) не найдут B-моды даже на очень низком уровне, это может направить теории инфляции к вариантам с более низкой энергией или стимулировать поиск альтернатив. В противном случае, чёткое обнаружение B-модов с конкретной амплитудой станет значительным достижением инфляции, указывающим на масштаб новой физики ~1016 ГэВ.

6.3 Точная Настройка и Перегрев (Reheating)

В конкретных потенциалах инфляции встречаются требования точной настройки (fine-tuning) или сложные сценарии, чтобы инфляция «мягко» заканчивалась и происходил перегрев (reheating) – период, когда энергия инфлатона превращается в обычные частицы. Наблюдать или ограничивать эти нюансы сложно. Несмотря на эти трудности, успех основных предсказаний инфляции сохраняет её как фундаментальную опору стандартной космологии.

7. Направления Будущих Наблюдений и Теорий

7.1 Миссии Нового Поколения КФС

Такие проекты, как CMB-S4, LiteBIRD, Simons Observatory и PICO, будут стремиться очень точно измерять поляризацию, ища самые слабые первичные сигналы B-модов до r ≈ 10-3 и даже ниже. Эти данные либо подтвердят гравитационные волны инфляции, либо заставят модели опираться на энергии ниже планковских, а также точнее определят «пейзаж» инфляции.

7.2 Начальные Негауссовы Флуктуации

Большинство моделей инфляции предсказывают почти гауссовы начальные флуктуации. Некоторые многокомпонентные или нестандартные версии могут допускать малые негауссовы сигналы (характеризуемые fNL). Предстоящие крупномасштабные исследования – линзирование КФС, обзоры галактик – смогут измерять fNL с точностью около единицы, тем самым различая разные сценарии инфляции.

7.3 Связи с Физикой Частиц Высоких Энергий

Часто утверждается, что инфляция происходит около уровней энергии великого объединения теорий (GUT). Поле инфлатона может быть связано с полем Хиггса GUT или другими фундаментальными полями, предсказанными теорией струн, суперсимметрией и т.п. Если в лабораториях будут обнаружены признаки новой физики (например, суперсимметричные частицы на ускорителях) или удастся лучше понять квантовую гравитацию, это может связать инфляцию с более широкими теоретическими каркасами. Это даже может объяснить начальные условия инфляции или то, как сформировался потенциал инфлатона из ультрафиолетово завершённых теорий.

8. Выводы

Космическая инфляция остаётся краеугольным камнем современной космологии — решая проблемы горизонта и плоскостности, предлагая короткий эпизод быстрого расширения. Этот сценарий не только отвечает на старые парадоксы, но и прогнозирует почти масштабно-инвариантные, адиабатические, гауссовы флуктуации в ранней Вселенной — именно это подтверждают наблюдения анизотропий КФС и структуры крупного масштаба. После окончания инфляции начинается горячий Большой взрыв, закладывающий основы стандартной космической эволюции.

Несмотря на успехи, в теории инфляции остаются нерешённые вопросы: что именно представляет собой поле инфлатона, какова природа его потенциала, как началась инфляция и каковы её последствия (вечная инфляция, мультивселенная) — всё это активно исследуется. Эксперименты, ищущие первичные B-режимы поляризации КФС, стремятся обнаружить (или ограничить) следы гравитационных волн инфляции, что позволит определить энергетический масштаб инфляции.

Таким образом, космическая инфляция является одним из самых элегантных теоретических прорывов в космологии, объединяющим идеи квантового поля и макроскопической геометрии Вселенной — объясняющим, как ранняя Вселенная превратилась в гигантскую структуру, которую мы наблюдаем. Независимо от того, дадут ли будущие данные прямое доказательство «отпечатка инфляции» или заставят усовершенствовать модели, инфляция остаётся важным ориентиром для понимания первых мгновений Вселенной и физики, значительно превосходящей земные эксперименты.

Литература и дополнительное чтение

  1. Guth, A. H. (1981). «Инфляционная вселенная: возможное решение проблем горизонта и плоскостности.» Physical Review D, 23, 347–356.
  2. Linde, A. (1982). «Новый сценарий инфляционной вселенной: возможное решение проблем горизонта, плоскостности, однородности, изотропии и первичных монополей.» Physics Letters B, 108, 389–393.
  3. Planck Collaboration (2018). «Результаты Planck 2018. VI. Космологические параметры.» Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
  4. Baumann, D. (2009). «Лекции TASI по инфляции.» arXiv:0907.5424.
  5. Ade, P. A. R., et al. (BICEP2 Collaboration) (2014). «Обнаружение B-режима поляризации на угловых масштабах порядка градуса с помощью BICEP2.» Physical Review Letters, 112, 241101. (Позднее данные были пересмотрены с учётом пылевого переднего плана, эта работа вызвала большой интерес к обнаружению B-режимов.)
Вернуться в блог