Пояснює проблеми горизонту та площини, залишає сліди у космічному фоні мікрохвильового випромінювання (КФВ)
Ранні загадки Всесвіту
У стандартній моделі Великого вибуху, до пропозиції інфляції, Всесвіт розширювався з надзвичайно гарячого, щільного стану. Однак космологи помітили дві очевидні загадки:
- Проблема горизонту: Різні області КФС на протилежних сторонах неба здаються майже ідентичними за температурою, хоча вони не мали можливості зв’язатися причинно (світлу не вистачило часу, щоб «з’єднати» ці регіони). Чому Всесвіт настільки однорідний на масштабах, які, здавалося б, ніколи не «спілкувалися»?
- Проблема плоскості: Спостереження показують, що геометрія Всесвіту близька до «плоскої» (загальна густина енергії близька до критичної), але найменше відхилення від плоскості під час звичайного Великого вибуху з часом швидко зростало б. Тож здається надзвичайно «дивним», що Всесвіт залишився таким збалансованим.
Наприкінці 1970-х – на початку 1980-х Алан Гут (Alan Guth) та інші сформулювали ідею інфляції – епохи швидкого розширення раннього Всесвіту, яка елегантно відповідає на ці питання. Теорія стверджує, що протягом короткого періоду масштабний коефіцієнт a(t) зростав експоненційно (або майже так), розтягуючи будь-який початковий регіон до космічних масштабів, роблячи спостережуваний Всесвіт надзвичайно однорідним і ефективно «вирівнюючи» його кривизну. Протягом наступних десятиліть з’явилися подальші удосконалення (наприклад, повільне скочування – «slow-roll», хаотична інфляція, вічна інфляція), які уточнили цю концепцію та дали прогнози, підтверджені спостереженнями анізотропій КФС.
2. Суть інфляції
2.1 Експоненційне розширення
Космічна інфляція зазвичай пов’язується з скалярним полем (часто званим інфлатоном), що повільно сповзає вниз майже плоским потенціалом V(φ). На цій фазі енергетичний баланс Всесвіту визначається вакуумною енергією поля, яка діє як велика космологічна стала. Звичайне рівняння Фрідмана:
(ä / a) ≈ (8πG / 3) ρφ - (4πG / 3) (ρ + 3p),
але коли ρφ + 3pφ ≈ ρφ(1+3w) і w ≈ -1, масштабний коефіцієнт a(t) зазнає майже експоненційного зростання:
a(t) ∝ e^(Ht), H ≈ сталий.
2.2 Розв’язки проблем горизонту та плоскості
- Проблема горизонту: Експоненційне розширення «надуває» невелику причинно пов’язану область до масштабів, що значно перевищують наш сучасний спостережуваний горизонт. Тому області КФС, які здаються несв’язаними, насправді походять з однієї й тієї ж доінфляційної області – так пояснюється майже однакова температура.
- Проблема плоскості: Будь-яка початкова кривизна або різниця між Ω та 1 експоненційно зменшується. Якщо (Ω - 1) ∝ 1/a² у звичайному Великому вибуху, інфляція протягом ~60 е-кратних (e-folds) етапів a(t) збільшує принаймні в e60 разів, змушуючи Ω дуже наближатися до 1 – отже й майже плоску геометрію, яку ми спостерігаємо.
Крім того, інфляція може розбавити небажані реліквії (магнітні монополі, топологічні дефекти), якщо вони утворилися до інфляції або на її початку — таким чином ці об’єкти стають майже незначущими.
3. Прогнози: Флуктуації Густини та «Сліди» ККФ
3.1 Квантові Флуктуації
Поки поле інфлатона домінує в енергії Всесвіту, у полі та метриці зберігаються квантові флуктуації. Спочатку на мікроскопічному масштабі, інфляція розтягує їх до макроскопічних. Після завершення інфляції ці збурення стають малими варіаціями густини у звичайній та темній матерії, які зрештою ростуть до галактик і великомасштабної структури. Амплітуду цих флуктуацій визначають нахил і висота інфляційного потенціалу (параметри повільного скочування).
3.2 Гаусівський, Майже Масштабно Інваріантний Спектр
Типова модель інфляції повільного скочування прогнозує майже масштабно інваріантний спектр потужності початкових флуктуацій (амплітуда змінюється лише незначно залежно від числа хвиль k). Це означає, що спектральний індекс ns близький до 1 з незначними відхиленнями. Спостережувані анізотропії ККФ показують ns ≈ 0,965 ± 0,004 (дані Planck), що відповідає майже масштабно інваріантній природі інфляції. Флуктуації також переважно гаусові (нормальні), що й передбачає квантова випадковість інфляції.
3.3 Тензорні Режими: Гравітаційні Хвилі
Інфляція зазвичай також породжує тензорні флуктуації (гравітаційні хвилі) на ранньому етапі. Їхня сила описується співвідношенням тензорного та скалярного компонентів r. Виявлення первинних B-модів (поляризації) ККФ було б міцним доказом інфляції, пов’язаним з рівнем енергії інфлатона. Наразі первинні B-моди не виявлені, тому для r застосовуються високі верхні межі, які одночасно обмежують рівень енергії інфляції (≲2 × 1016 GeV).
4. Спостережні Докази: ККФ та Більше
4.1 Анізотропії Температури
Детальні вимірювання анізотропій ККФ (акустичних піків у спектрі потужності) чудово узгоджуються з початковими умовами, створеними інфляцією: майже гаусовими, адіабатичними та масштабно інваріантними флуктуаціями. Дані Planck, WMAP та інших експериментів підтверджують ці ознаки з дуже високою точністю. Структура акустичних піків свідчить, що Всесвіт близький до плоского (Ωtot ≈ 1), як і суворо передбачає інфляція.
4.2 Візерунки Поляризації
У ККФ поляризації виділяються E-модові структури (спричинені скалярними збуреннями) та можливі B-моди (із тензорних). Спостереження первинних B-модів на великих кутових масштабах безпосередньо підтвердило б фон гравітаційних хвиль інфляції. Такі експерименти, як BICEP2, POLARBEAR, SPT чи Planck, вже виміряли поляризацію E-модів і встановили межі амплітуди B-модів, проте безсуперечне виявлення первинних B-модів досі відсутнє.
4.3 Великомасштабна Структура
Передбачені інфляцією зачатки структури узгоджуються з даними про скупчення галактик (кластерів). Поєднуючи початкові умови інфляції з фізикою темної матерії, баріонів і випромінювання, отримуємо космічну мережу, що відповідає спостережуваним закономірностям розподілу галактик разом із моделлю ΛCDM. Жодна інша доінфляційна теорія так міцно не відтворює ці спостереження великомасштабної структури та майже масштабно-інваріантний спектр потужності.
5. Різні Моделі Інфляції
5.1 Інфляція Повільного Кочення
Повільно-кочення (slow-roll) інфляції поле інфлатона φ повільно сповзає вниз по слабо нахиленому потенціалу V(φ). Параметри повільного кочення ε, η ≪ 1 показують, наскільки цей потенціал «плоский», і регулюють спектральний індекс ns та співвідношення тензор/скаляр r. До цього класу належать прості поліноміальні потенціали (φ², φ⁴) та більш складні (наприклад, потенціали Старобінського R+R², потенціали типу, що вирівнюються).
5.2 Гібридна чи Багатокомпонентна Інфляція
Гібридна інфляція пропонує два взаємодіючі поля, де інфляція закінчується нестабільністю «водоспаду» (waterfall). Багатокомпонентні (N-flation) версії можуть створювати корельовані або некорельовані збурення, генеруючи цікаві режими ізокривизни (isocurvature) або локальні нелінійні флуктуації (негаусові) структури. Спостереження показують, що великі значення негаусовості (non-Gaussianity) небажані, що обмежує деякі багатокомпонентні моделі інфляції.
5.3 Вічна Інфляція та Мультивсесвіт
Деякі моделі стверджують, що інфлатон може квантово флуктуювати в певних регіонах, спричиняючи постійне розширення – вічну інфляцію. В різних областях (пухирцях) інфляція закінчується в різний час, можливо, створюючи різні властивості «вакууму» або фізичні константи. Так виникає концепція мультивсесвіту, деякі пов’язують її з антропним принципом (наприклад, питанням малої космологічної константи). Хоча філософськи приваблива, ця ідея залишається важко перевірною спостереженнями.
6. Поточні Напруження та Альтернативні Підходи
6.1 Чи Можна Обійтися Без Інфляції?
Хоча інфляція елегантно розв'язує проблеми горизонту та плоскості, деякі вчені запитують, чи можуть альтернативні сценарії (наприклад, «відскоковий» Всесвіт, екпіротичний модель) дати той самий ефект. Часто їм важко так само надійно відтворити успіх інфляції, особливо щодо форм початкового спектра потужності та майже гаусових флуктуацій. Крім того, критики іноді підкреслюють, що сама інфляція також потребує пояснення «початкових умов».
6.2 Постійні Пошуки B-мод
Хоча дані Планка сильно підтримують скалярну частину інфляції, досі не виявлені тензорні модулювання обмежують рівень енергії. Деякі моделі інфляції з великим r сьогодні стають менш ймовірними. Якщо майбутні експерименти (наприклад, LiteBIRD, CMB-S4) не виявлять B-моди навіть на дуже низькому рівні, це могло б спрямувати теорії інфляції до варіантів з нижчою енергією або стимулювати пошук альтернатив. В іншому випадку, чітке виявлення B-мод із конкретною амплітудою було б значним досягненням інфляції, що вказує на масштаб нової фізики ~1016 Гев.
6.3 Точне Узгодження та Перегрів (Reheating)
У конкретних потенціалах інфляції трапляються вимоги до точності (fine-tuning) або складні сценарії, щоб інфляція «м’яко» закінчилася і відбувся перегрів (reheating) – період, коли енергія інфлатона перетворюється на звичайні частинки. Спостерігати або обмежувати ці нюанси складно. Незважаючи на ці труднощі, успіх основних прогнозів інфляції утримує її як фундаментальний стовп стандартної космології.
7. Напрями Майбутніх Спостережень і Теорій
7.1 Місії Нового Покоління КФС
Такі проекти, як CMB-S4, LiteBIRD, Simons Observatory чи PICO, прагнутимуть надзвичайно точно виміряти поляризацію, шукаючи найменші первинні сигнали B-мод до r ≈ 10-3 або навіть нижче. Ці дані або підтвердять гравітаційні хвилі інфляції, або змусить моделі базуватися на енергіях нижчих за Планкові, а також точніше визначать «пейзаж» інфляції.
7.2 Початкові Негаусівські Флуктуації
Більшість моделей інфляції прогнозують майже гаусівські початкові флуктуації. Деякі багатокомпонентні або нестандартні версії можуть допускати невеликі негаусівські сигнали (характеризовані fNL). Майбутні великомасштабні дослідження – лінзування КФС, огляди галактик – могли б вимірювати fNL з точністю близько одиниці, таким чином розрізняючи різні сценарії інфляції.
7.3 Зв’язки з Фізикою Високих Енергій Частинок
Часто стверджують, що інфляція відбувається поблизу енергетичних рівнів великої теорії об'єднання (GUT). Поле інфлатона може бути пов'язане з полем Гіггса GUT або іншими фундаментальними полями, передбаченими теорією струн, суперсиметрією тощо. Якби в лабораторіях були виявлені ознаки нової фізики (наприклад, суперсиметричних частинок у прискорювачах) або вдалося краще зрозуміти квантову гравітацію, це могло б пов’язати інфляцію з ширшими теоретичними каркасами. Це навіть могло б пояснити початкові умови інфляції або те, як сформувався потенціал інфлатона з ультрафіолетово завершених теорій.
8. Висновки
Космічна інфляція залишається ключовою опорою сучасної космології – вирішуючи проблеми горизонту та плоскості, пропонуючи короткий епізод швидкого розширення. Цей сценарій не лише відповідає на старі парадокси, а й прогнозує майже масштабно-інваріантні, адіабатичні, гаусові флуктуації в ранньому Всесвіті – саме це підтверджують спостереження анізотропій КФС та структури великого масштабу. Після завершення інфляції починається гарячий Великий вибух, що закладає основу звичайної космічної еволюції.
Незважаючи на успіхи, у теорії інфляції залишаються невідповіді: що саме є полем інфлатоном, якою є природа його потенціалу, як почалася інфляція та які наслідки (вічна інфляція, мультивсесвіт) – усе це активно досліджується. Експерименти, що шукають первинну B-модальну поляризацію КФС, прагнуть виявити (або обмежити) слід гравітаційних хвиль інфляції, що дозволить визначити енергетичний масштаб інфляції.
Отже, космічна інфляція є одним із найелегантніших теоретичних проривів космології, що поєднує ідеї квантового поля та макроскопічної геометрії Всесвіту – пояснюючи, як ранній Всесвіт перетворився на величезну структуру, яку ми спостерігаємо. Незалежно від того, чи нададуть майбутні дані прямі докази «печатки інфляції», чи змусить це вдосконалювати моделі, інфляція залишається важливим орієнтиром для розуміння перших миттєвостей Всесвіту та фізики, що значно перевищує земні експерименти.
Література та додаткове читання
- Guth, A. H. (1981). „Інфляційний Всесвіт: можливе рішення проблем горизонту та плоскості.“ Physical Review D, 23, 347–356.
- Linde, A. (1982). „Нова інфляційна сценарія Всесвіту: можливо рішення проблем горизонту, плоскості, однорідності, ізотропії та первинних монополів.“ Physics Letters B, 108, 389–393.
- Planck Collaboration (2018). „Результати Planck 2018. VI. Космологічні параметри.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Baumann, D. (2009). „Лекції TASI про інфляцію.“ arXiv:0907.5424.
- Ade, P. A. R., et al. (BICEP2 Collaboration) (2014). „Виявлення B-модальної поляризації на градусних кутових масштабах за допомогою BICEP2.“ Physical Review Letters, 112, 241101. (Пізніше дані були переглянуті через пиловий передній фон, ця робота викликала великий інтерес до виявлення B-мод.)