Космическая инфляция представляет собой гипотетический период экспоненциального расширения Вселенной, который, согласно современным космологическим моделям, происходил в интервале времени примерно от 10−36 до 10−32 секунд после Большого взрыва. Инфляционная фаза была введена с целью разрешения нескольких проблем стандартной модели горячей Вселенной, в том числе проблемы горизонта, проблемы плоскостности, проблемы магнитных монополей и других.
В рамках стандартной модели, наблюдаемое изотропное реликтовое излучение из разных участков неба, разделённых углами более 1°, не могло бы находиться в причинной связи — соответствующие области не успели бы обменяться информацией за время, прошедшее от начала расширения. Инфляция решает эту проблему, расширяя крошечный, причинно связанный регион до размеров, включающих в себя всю наблюдаемую Вселенную.
Плотность энергии во Вселенной, близкая к критической (Ω ≈ 1), требует тонкой настройки начальных условий. Без инфляции любое отклонение от плоскости должно было бы со временем усиливаться. Инфляционное расширение быстро гасит пространственную кривизну, делая Вселенную практически плоской.
Ге grand unified theories (GUT) предсказывают образование массивных стабильных частиц, включая магнитные монополи. Однако их отсутствие в наблюдаемой Вселенной не согласуется с предсказаниями. Инфляция разрежает плотность таких объектов до пренебрежимо малых значений.
Основной физический механизм инфляции связан с введением скалярного поля — инфлатона — с подходящим потенциалом V(ϕ), доминирующим в энергетической плотности ранней Вселенной. Динамика инфляционного расширения описывается уравнениями Фридмана и уравнением Клейна-Гордона:
$$ H^2 = \frac{8\pi G}{3} \left[\frac{1}{2} \dot{\phi}^2 + V(\phi) \right], $$
$$ \ddot{\phi} + 3H \dot{\phi} + \frac{dV}{d\phi} = 0, $$
где H = ȧ/a — параметр Хаббла, a(t) — масштабный фактор, ϕ — инфлатон.
Инфляция происходит, если поле ϕ эволюционирует медленно по потенциалу V(ϕ), удовлетворяя условиям медленного скатывания:
$$ \epsilon = \frac{M_{\text{Pl}}^2}{16\pi} \left(\frac{V'}{V}\right)^2 \ll 1,\quad \eta = \frac{M_{\text{Pl}}^2}{8\pi} \left(\frac{V''}{V}\right) \ll 1. $$
Эти параметры описывают “пологость” потенциала. Пока ϵ, η ≪ 1, инфляция продолжается.
Инфляция заканчивается, когда параметры медленного скатывания становятся порядка единицы. После этого начинается фаза репертации — колебания инфлатона около минимума потенциала приводят к его распаду на частицы стандартной модели. Этот процесс восстанавливает термальное равновесие, инициируя горячую фазу расширения — эпоху, описываемую стандартной космологией.
Механизмы распада инфлатона зависят от конкретной модели взаимодействия. Если инфлатон связан с другими полями, то в ходе своих осцилляций он может эффективно производить бозоны и фермионы, передавая энергию в виде частиц плазмы. Возникающее состояние характеризуется температурой reheating’а Treh, определяющей начальные условия для нуклеосинтеза.
Одним из наиболее выдающихся достижений инфляционной теории является объяснение происхождения первичных флуктуаций плотности, послуживших семенами для образования галактик и крупномасштабной структуры.
Во время инфляции квантовые флуктуации скалярного поля инфлатона, а также метрических возмущений, растягиваются до масштабов, превышающих горизонт Хаббла, “замораживаются” и затем повторно входят в горизонт уже в более поздние эпохи. Эти флуктуации статистически почти гауссовские и характеризуются спектром:
????s(k) ∝ kns − 1,
где ns ≈ 1 — спектральный индекс. Наблюдения космического микроволнового фона (например, спутника Planck) указывают на ns ≈ 0.965, что соответствует слегка наклоненному спектру — точный признак инфляционной природы возмущений.
Инфляция также предсказывает существование тензорных мод — первичных гравитационных волн. Их амплитуда определяется энергией инфляции:
$$ \mathcal{P}_t(k) \propto \frac{V}{M_{\text{Pl}}^4}. $$
Отношение амплитуд тензорных и скалярных возмущений определяется как r = ????t/????s. Поиск этого параметра — одна из главных целей современной космологии. По данным Planck и BICEP/Keck, на 2020-е годы r < 0.036 (на уровне 95% доверия), что исключает некоторые высокоэнергетические инфляционные модели.
Существует множество моделей инфляции, различающихся формой потенциала V(ϕ) и взаимодействиями инфлатона. Ниже приведены некоторые из них:
Хаотическая инфляция (Линде): V(ϕ) ∼ ϕn. Простейшие модели (n = 2, 4) сейчас находятся под давлением со стороны данных из-за слишком большого предсказанного значения r.
Инфляция в модели новой инфляции: поле стартует с области плато вблизи максимума потенциала, обеспечивая длительное медленное скатывание.
Гибридная инфляция: инфляция заканчивается не тогда, когда инфлатон достигает минимума, а когда дополнительное скалярное поле становится неустойчивым.
Плато-потенциалы: например, модель Старобинского R + R2 гравитации и инфляция в суперсимметрических теориях. Такие модели дают малый r и хорошо согласуются с наблюдениями.
Механизмы инфляции требуют введения новых полей и взаимодействий, выходящих за рамки стандартной модели. Попытки связать инфляцию с теорией струн, суперсимметрией, гравитацией f(R) или квантовой гравитацией остаются активной областью исследований.
Инфляция также затрагивает вопросы начальных условий Вселенной, роли квантовой гравитации при t < 10−43 сек, возможности мультивселенной (в модели вечной инфляции) и судьбы законов физики в различных доменах.
Инфляция делает конкретные предсказания, проверяемые с помощью космологических наблюдений:
Современные и будущие миссии (LiteBIRD, CMB-S4, Euclid) направлены на уточнение этих параметров и проверку тонких предсказаний инфляции.
Инфляция задаёт начальные условия для всех последующих фаз: нуклеосинтеза, рекомбинации, формирования галактик. Более того, понимание инфляции тесно связано с квантовой теорией поля в изогнутом пространстве-времени и гравитацией на малых масштабах, что делает её краеугольным камнем для объединения космологии и физики элементарных частиц.