Инфляционная модель Вселенной была предложена в начале 1980-х годов как дополнение к стандартной модели горячего Большого взрыва. Она возникла как попытка объяснить ряд фундаментальных проблем космологии, неразрешимых в рамках традиционного подхода. К ним относятся:
Эти трудности натолкнули физиков на мысль, что на самых ранних этапах существования Вселенной могла иметь место фаза чрезвычайно быстрого расширения — инфляция, — которая радикально изменила её эволюцию и структуру.
Инфляция представляет собой период экспоненциального расширения Вселенной, происходивший за крайне малый интервал времени — порядка 10−36 до 10−32 секунд после начала расширения. Во время инфляции масштабный множитель a(t) увеличивается по закону:
a(t) ∝ eHt
где H — почти постоянная величина, обозначающая темп Хаббла во время инфляции. Это означает, что расстояния между точками увеличивались в геометрической прогрессии, что приводило к «вытягиванию» пространства.
Такое поведение нехарактерно для стандартной радиационно или материально доминированной Вселенной, в которой a(t) растёт лишь как степень времени. Инфляция, напротив, подавляет всякие начальные неоднородности, изгибы пространства и другие особенности.
Физическим механизмом, ответственным за инфляцию, является скалярное поле — так называемое инфлатонное поле ϕ, обладающее определённым потенциалом V(ϕ). Энергия вакуума, ассоциированная с этим полем, ведёт себя как антигравитация, порождая отрицательное давление:
$$ \rho_\phi = \frac{1}{2} \dot{\phi}^2 + V(\phi), \quad p_\phi = \frac{1}{2} \dot{\phi}^2 - V(\phi) $$
Если кинетическая энергия мала по сравнению с потенциальной (ϕ̇2 ≪ V(ϕ)), то давление оказывается отрицательным (p ≈ −ρ). Это условие известно как условие медленного скатывания. Оно лежит в основе длительности и успешности инфляционного этапа.
Инфляция завершается, когда инфлатон начинает быстро скатываться к минимуму своего потенциала и осциллировать. Его энергия при этом переходит в обычную материю и излучение — процесс, известный как перерождение (reheating).
1. Горизонт В инфляционной модели весь наблюдаемый космос мог быть в причинной связи до начала инфляции. Затем, за счёт экспоненциального расширения, эти области оказались разделены космологическим горизонтом, но сохранили равновесное состояние.
2. Плоскостность Инфляция «разглаживает» любую начальную кривизну пространства. Эволюция кривизны задаётся следующим образом:
$$ \Omega - 1 \propto \frac{1}{(aH)^2} $$
Во время инфляции величина aH возрастает экспоненциально, поэтому Ω → 1, то есть геометрия становится всё ближе к плоской.
3. Монополии и топологические дефекты Элементарные частицы, предсказанные теориями великого объединения, должны были образовываться при фазовых переходах ранней Вселенной. Инфляция, происходящая после этих переходов, резко разбавляет концентрацию таких объектов, делая их недоступными для наблюдения.
Одним из наиболее значимых предсказаний инфляционной космологии является генерация первичных квантовых флуктуаций — малых неоднородностей плотности, которые позже под действием гравитации выросли в галактики, скопления и крупномасштабную структуру.
Квантовые флуктуации инфлатонного поля во время инфляции растягиваются до сверхгоризонтных масштабов. При выходе за горизонт они «замораживаются», а после инфляции вновь входят в горизонт, теперь уже в виде возмущений плотности.
Статистика этих флуктуаций описывается спектром кривизны:
????ℛ(k) ∝ kns − 1
где ns ≈ 1 — спектральный индекс, наблюдаемо близкий к единице, что соответствует почти плоскому спектру.
Микроволновое фоновое излучение (CMB) содержит отпечаток первичных флуктуаций, порождённых инфляцией. Они проявляются как температурные анизотропии в распределении реликтового излучения на небе. Их детальное измерение миссиями COBE, WMAP и Planck подтвердило:
Инфляционная теория таким образом получила сильное наблюдательное подтверждение, особенно в рамках моделей с простыми потенциалами вроде V(ϕ) ∝ ϕ2 или V(ϕ) ∝ ϕ4.
Существует множество моделей инфляции, различающихся формой потенциала, числом полей, типом симметрий и взаимодействий. Некоторые из наиболее известных:
Каждая из этих моделей делает тонкие предсказания относительно спектра флуктуаций, наличия гравитационных волн, негауссовских эффектов и других характеристик.
Инфляция предсказывает не только скалярные, но и тензорные возмущения — первичные гравитационные волны. Их спектр описывается через тензорный индекс и параметр отношения тензорных и скалярных возмущений:
$$ r = \frac{\mathcal{P}_T}{\mathcal{P}_\mathcal{R}} $$
Поиск гравитационных волн инфляционного происхождения ведётся через поляризацию типа B в CMB. Пока точных наблюдений не получено, но будущие эксперименты, такие как LiteBIRD, могут дать решающие данные.
Инфляционная космология стала краеугольным камнем современного понимания ранней Вселенной. Она объясняет:
На сегодняшний день инфляция представляет собой единственный проверенный механизм, способный объединить квантовую теорию поля и гравитацию на ранней стадии космологической эволюции.