Andrey Dmitrievich Linde, Stanfordin yliopisto (USA), professori. 10. kesäkuuta 2007, Moskova, FIAN

Ensinnäkin minun on sanottava, että olen hieman ujo. Olen puhunut tässä salissa monta kertaa. Aluksi opiskelin täällä, ja kun kaikki alkoi, olin opiskelija Moskovan yliopistossa, tulin tänne seminaareihin, FIANiin. Ja joka kerta kun istuin näissä seminaareissa, se oli tuskallista, olin hirveän mielenkiintoinen ja myös uskomattoman vaikea. Ymmärsin kaiken, mitä sanottiin, noin kymmenen prosenttia. Ajattelin, että luultavasti minä, no, niin idiootti, en ymmärrä enää mitään, fysiikka ei selviä minusta ... Mutta halusin todella, jatkoin kävelyä. Minulla on edelleen tämä kymmenen prosentin ymmärrys: periaatteessa seminaareissa, joissa käyn, ymmärrän noin kymmenen prosenttia. Ja sitten tein ensimmäisen raporttini täällä. Katsoin ihmisten kasvoja ja sain vaikutelman, että he myös ymmärsivät kymmenen prosenttia. Ja sitten alemmuuskompleksini katosi, osittain johtuen vähintään. Vähän luultavasti vielä jäi... Miksi sanon tämän? Aihe on varsin monimutkainen. Ja jos kymmenen prosenttia on selvää, olet oikeilla jäljillä.

Se, mistä aion nyt puhua, liittyy inflaatiouniversumin teoriaan. Inflationary Universe, venäjäksi sitä kutsuttiin "täyttyväksi maailmankaikkeudeksi", mutta standardinimi on "inflationary". AT viime aikoina oli sellainen termi - "Multi-verse". Tämä on termi, joka korvaa sanan "universumi". Joten yhden universumin sijasta - monta universumia kerralla yhdessä. No, venäjäksi ehkä sopivin käännös on "monipuolinen universumi". Ja siitä aion nyt puhua.

Mutta ensin yleinen johdatus kosmologiaan yleensä. Mistä inflaatiokosmologia tuli (miksi sitä tarvittiin)? Mitä oli ennen sitä (alkuräjähdysteoria). Ensinnäkin muutama elämäkertatieto. Universumin ikä, viimeisimpien havaittujen tietojen mukaan... Kun puhun iästä, niin joka kerta kun sanon ja johonkin sielussani laitan pienen pilkun, että minun pitäisi palata tähän ja sitten sanoa, että itse asiassa universumi voi olla äärettömän vanha. No, se, mitä ihmiset kutsuvat maailmankaikkeuden iäksi, on noin 13,7 miljardia vuotta... ehkä parempi kuin 10 %. Nyt ihmiset tietävät tämän varsin hyvin. Universumin havaittavan osan koko... Mitä "havaittava" tarkoittaa? No, valo on kulkenut meille 13,7 miljardia vuotta, joten kerro se valonnopeudella ja saat etäisyyden, jolla nyt näemme asiat. Sanon tämän, mutta sielussani laitetaan heti taas pilkku: itse asiassa näin ei ole. Koska näemme useita kertoja pidemmälle kuin tämä, koska ne esineet, jotka lähettivät meille valoa 13,7 miljardia vuotta sitten, ne ovat nyt kauempana meistä. Ja me näemme niistä valoa, ja ne ovat kauempana, joten todellisuudessa näemme enemmän kuin valon nopeuden kerrottuna maailmankaikkeuden olemassaolon ajalla.

Kauemmas. Aineen keskimääräinen tiheys on noin 10-29 g / cm3. Erittäin vähän. Mutta me elämme paikassa, jossa se tiivistyi... Universumin havaittavan osan paino on yli 10 50 tonnia. Paino syntymähetkellä ... mutta tämä on mielenkiintoisin asia. Kun maailmankaikkeus syntyi, jos lasketaan heti alkuräjähdyksen hetkestä, juuri silloin t = 0 , sen painon on oltava ääretön. Jos lasket jostain muusta hetkestä, sitä kutsutaan Planckin hetkeksi. Planckin hetki on 10 momentti miinustehoon... No, joskus kirjoitan silti taululle... Joten, t Planck on noin 10 miinus 43 sekuntia ( t p ~ 10–43 s). Tämä on piste, jossa voimme ensimmäistä kertaa tarkastella maailmankaikkeutta normaalin aika-avaruuden kannalta, koska jos otamme esineitä tätä pienemmillä hetkillä tai etäisyyksillä, jotka ovat pienempiä kuin Planckin etäisyys (se on 10 -33 cm ), - jos otamme pienemmän etäisyyden, niin pienemmillä etäisyyksillä aika-avaruus vaihtelee niin voimakkaasti, että niitä on mahdotonta mitata: viivaimet taipuvat, kello pyörii, jotenkin ei hyvä... Siksi normaali harkinta alkaa tästä hetkestä. Ja sillä hetkellä universumilla oli epätavallisen suuri paino. Kerron teille, mikä niistä - vähän myöhemmin. Ja mitä infloiva maailmankaikkeus teki: opimme selittämään, kuinka voit saada koko maailmankaikkeuden alle yhdestä milligrammasta ainetta. Kaikki mitä nyt näemme...

Ja mennään eteenpäin, alustavat tiedot. Yksinkertaisimmat universumin mallit, mitä oppikirjoissa on, ovat kolme mahdollista Friedman-mallia. Ensimmäinen on suljettu universumi, [toinen] on avoin universumi ja [kolmas] on litteä universumi. Nämä kuvat ovat vain esimerkkejä. Merkitys on seuraava.

Tässä yksinkertaisin vaihtoehto- litteä universumi. Litteän universumin geometria on sama kuin litteän pöydän geometria, ts. yhdensuuntaiset viivat pysyvät samansuuntaisina eivätkä koskaan leikkaa. Mitä eroa on, miten se eroaa tasaisesta pöydästä? Se, että jos minulla on kaksi yhdensuuntaista viivaa... esimerkiksi kaksi valonsädettä meni yhdensuuntaisesti toistensa kanssa... Universumi laajenee, joten vaikka ne ovat yhdensuuntaisia, kaksi valonsädettä, ne siirtyvät pois toisistaan ​​johtuen siihen tosiasiaan, että koko universumi laajenee. Siksi sanominen niin - että litteän pöydän geometria - ei ole täysin oikein. Universumi on neliulotteisessa mielessä käyrä. Kolmiulotteisessa mielessä se on litteä.

Suljettu universumi on kuin geometriset ominaisuudet pallon pinnan ominaisuuksista. Eli jos minulla on kaksi yhdensuuntaista linjaa päiväntasaajalla, ne leikkaavat pohjois- ja etelänavalla. Rinnakkaiset viivat voivat leikata. Ja me elämme ikään kuin pallon pinnalla, kuin kirppu, joka ryömii ympäri maapalloa. Mutta analogia on myös pinnallinen - kahdessa mielessä. Universumimme on kuin kolmiulotteinen pallo neliulotteisessa avaruudessa. Sinun täytyy piirtää kuvia, mutta todellisuudessa vain analogioita ... Ja lisäksi se laajenee. Jos haluamme mennä päiväntasaajalta pohjoisnavalle, meillä ei ole tarpeeksi aikaa - tällainen maailmankaikkeus voi romahtaa tai emme pääse sinne, koska se laajenee liian nopeasti.

Avoin universumi on ominaisuuksiltaan samanlainen kuin hyperboloidin ominaisuudet, eli jos aloitan kaksi yhdensuuntaista viivaa hyperboloidin kaulasta, ne alkavat erota eivätkä koskaan kohtaa.

Päämalleja on kolme. Friedman ehdotti niitä jo kauan sitten, viime vuosisadan 20-luvulla, eikä Einstein pitänyt niistä kovinkaan paljon. En pitänyt siitä, koska se kaikki näytti olevan ristiriidassa sen ideologian kanssa, johon tuon ajan ihmiset kasvatettiin. Ideologia oli, että universumi on loppujen lopuksi koordinaattijärjestelmä, no, koordinaatit, ne eivät laajene, se on vain verkko. Ihmiset ovat aina uskoneet Euroopassa - aluksi he uskoivat - että maailmankaikkeus on rajallinen ja staattinen. Se on äärellinen, koska Jumala on ääretön ja maailmankaikkeus on pienempi kuin Jumala, joten sen täytyy olla äärellinen, mutta staattinen... no, koska mitä sen pitäisi tehdä - koordinaattijärjestelmä... Sitten he hylkäsivät ensimmäisen oletuksen sanoen että Jumala ei menettäisi paljoa, jos hän antaisi yhden ominaisuudestaan ​​universumille ja tekee siitä äärettömän, mutta sen katsottiin silti olevan staattinen.

Universumin laajeneminen oli outo ominaisuus, jota vastaan ​​taisteltiin pitkään, kunnes he näkivät sen todella laajenevan. Tämä tarkoittaa, että se, mitä on tapahtunut viime vuosien aikana, ei ole kokeellisesti paikallaan teoreettinen fysiikka, mutta kokeellisessa kosmologiassa. Siitä selvisi kaksi asiaa. Aloitamme toisesta. Vuonna 1998 ihmiset näkivät, että maailmankaikkeus laajenee nyt kiihtyvällä vauhdilla. Mitä nopeutettu tarkoittaa? No, tässä se laajenee jossain määrin. Itse asiassa tämä on vähän väärin...

Joten tässä a on maailmankaikkeuden mittakaava a pisteellä ( å ) on maailmankaikkeuden laajenemisnopeus, a pisteellä jakaa a (å /a) on täällä a, esimerkiksi etäisyys galaksista toiseen, kutsutaan sitä kirjaimeksi a. Ja tämä ( å /a) on nopeus, jolla galaksit pakenevat toisistaan. Tässä tämä asia å /a= H) on Hubblen vakio, se riippuu itse asiassa ajasta. Jos tämä asia vähenee ajan myötä, se ei tarkoita, että maailmankaikkeus lakkaa laajentumasta. Laajennus tarkoittaa sitä a jonka piste on suurempi kuin nolla ( å > 0). Mutta nyt ihmiset ovat havainneet, että tämä järjestelmä on asymptoottisesti lähestymässä vakiota ( å /a= H → const), eli ei vain a pisteellä on positiivinen, mutta tämä on heidän suhteensa, sillä on taipumus olla vakio. Ja jos se differentiaaliyhtälö ratkaista, käy ilmi, että universumin skaalaustekijä käyttäytyy asymptoottisesti suunnilleen seuraavasti: a ~ e H t- Universumi laajenee eksponentiaalisesti, eikä tätä ennen kovin paljon odotettu. Toisin sanoen tämä on maailmankaikkeuden kiihdytetty laajeneminen, ja aiemmin tavallisen teorian mukaan kävi ilmi, että maailmankaikkeuden pitäisi laajentua hidastuen.

Tässä on viimeisten yhdeksän vuoden löytö. Aluksi ihmiset ajattelivat, että no, jossain oli kokeellinen virhe, jotain muuta, sitten he alkoivat kutsua niitä eri sanoilla - kosmologinen vakio, tyhjiöenergia, pimeä energia... Joten, tämä tapahtui äskettäin. Teoria, josta aion nyt puhua, on inflaatiokosmologia. Se olettaa (ja nyt näyttää yhä enemmän siltä, ​​että se oli luultavasti oikea oletus, emme vieläkään tiedä varmasti - on olemassa kilpailevia teorioita, vaikka en pidä niistä siellä, mutta siksi nämä ovat näkökulmia ) - mutta näyttää siltä, ​​mitä tämä on oikea asia, - mitä sisällä varhainen universumi Ilmeisesti myös maailmankaikkeus laajeni kiihtyvällä vauhdilla. Lisäksi paljon suuremmalla kiihtyvyydellä kuin se, jolla se nyt laajenee - useita kymmeniä suuruusluokkia suurempi kiihtyvyys. Nämä kaksi löytöä... ilmeisesti niitä pitäisi yrittää tulkita jotenkin.

Eli kuvat, jotka piirretään usein samaan aikaan... Tässä (älä nyt katso tätä punaista kuvaa) on tavallinen, oppikirjasta. Jos universumi on suljettu - eli geometria on samanlainen kuin pallon geometria, pallon pinta - niin se syntyy singulaarisuudesta ja katoaa singulaarisuuteen, sillä on rajallinen elinikä. Jos se on litteä, se syntyy singulaarisuudesta ja laajenee äärettömään. Jos se on auki, se jatkaa myös liikkumista tasaisella nopeudella.

Mitä kävi ilmi, mitä juuri sanoin tästä pimeästä energiasta, kosmologisesta vakiosta, universumin kiihtyvyydestä - kävi ilmi, että se käyttäytyy näin. Ja kävi ilmi, että hän käyttäytyy näin, mitä ikinä se onkaan- avoin, suljettu, tasainen ... Yleensä tällaisissa tapauksissa tämä on sellainen asia. Jos nyt avataan tähtitieteen oppikirjoja, niin periaatteessa he julkaisevat edelleen nämä kolme kuvaa täällä, ja tämä on se, mitä olemme tuoneet esiin viime vuosina. Siksi tämän viimeisen olemassaolo oli merkittävä löytö, ja se liittyy siihen tosiasiaan, että ihmiset uskoivat, että tyhjiössä, tyhjiössä on nollasta poikkeava energiatiheys. Se on hyvin pieni: se on samaa suuruusluokkaa kuin aineen energiatiheys maailmankaikkeudessa - 10-29 g/cm 3 . Ja kun joskus kuvittelen näitä ihmisiä, sanon: "Katso, nämä ovat ihmisiä, jotka mittasivat energiaa... ei mitään." Tässä on siis punainen viiva.

Yleinen kuva energian jakautumisesta ... Kun sanon "energia" tai sanon "aine", "aine", tarkoitan samaa asiaa, koska kuten tiedämme, E on yhtä suuri mc neliö ( E = mc 2), eli nämä kaksi asiaa ovat verrannollisia toisiinsa ... On pimeää energiaa ...

Universumin energian ja aineen kokonaisbudjettia edustaa tällainen kakku: noin 74% on pimeää energiaa. Mikä se on, kukaan ei tiedä. Joko tämä on tyhjiön energiaa tai se on hitaasti muuttuvan tasaisesti jakautuneen erityisen skalaarikentän energiaa - siitä lisää myöhemmin. No, tässä se on erillinen osa, hän ei rypisty. Mitä tarkoitan tällä? Hän ei eksy galakseihin. Pimeä aine (noin 22 % kokonaisbudjetista) on jotain, joka paakkuuntuu, mutta jota emme näe. Jokin, joka voi eksyä galakseihin, mutta jota emme näe, ei hehku. Ja noin 4-5% on "normaalia" asiaa. Tässä on meidän kaiken budjetti.

Ja siellä on mysteereitä. Miksi ne ovat samaa luokkaa, nämä määrät, ja miksi niin paljon tällaista energiaa istuu tyhjiössä? Kuinka kävikään ilmi, että me niin ylpeinä luulimme kaiken olevan samaa tyyppiä kuin me, mutta he antoivat meille vain neljä prosenttia ... Joten ...

Nyt - inflaatiouniversumi. Toistaiseksi on vain viittaus, jotta on selvää, mistä puhun, ja vasta sen jälkeen tapaus alkaa. Inflaatio on mitä se on. Tässä on mitä edellisissä kuvissa oli, että maailmankaikkeus alkoi ja alkoi laajentua, ja muistakaa, kaari oli kaareva tähän suuntaan... Jos nyt palaan takaisin, näytän teille kaiken tämän... näettehän , kaikki kaaret - ne olivat kaarevia näin. Inflaatio on osa radasta, joka oli olemassa tavallaan ennen alkuräjähdystä, ennen kuin kaari alkoi taipua sillä tavalla. Tämä on aika, jolloin universumi laajeni eksponentiaalisesti ja universumi laajeni kiihtyvällä vauhdilla. Aluksi se saattoi olla hyvin pieni, ja sitten oli erittäin nopea laajenemisvaihe, sitten se kuumeni, ja sitten tapahtui kaikki, mitä oppikirjoissa kirjoitettiin: että universumi oli kuuma, räjähti kuin kuuma pallo - se oli kaikki inflaation jälkeen ja inflaation aikana ei voinut olla lainkaan hiukkasia. Tässä on viite.

Joten miksi tämä kaikki oli tarpeen? Ja sitten ihmiset katsoivat 25 vuotta sitten - jo hieman enemmän - Big Bang -teoriaa ja esittivät erilaisia ​​kysymyksiä. Listan kysymykset.

Mitä tapahtui, kun ei ollut mitään? On selvää, että kysymys on merkityksetön, miksi sitä kysytään... Landaun ja Lifshitzin oppikirjassa sanotaan, että Einsteinin yhtälöiden ratkaisua ei voida jatkaa negatiivisella aika-alueella, joten on turha kysyä, mitä ennen tapahtui. Siinä ei ole mitään järkeä, mutta kaikki ihmiset kysyivät silti.

Miksi universumi on homogeeninen ja isotrooppinen? Kysymys: miksi, todella? Mitä homogeeninen tarkoittaa? No, jos katsomme vierellemme, galaksimme ei ole homogeeninen. Vieressämme on aurinkokunta - suuria epähomogeenisuuksia. Mutta jos katsomme koko tällä hetkellä havaitsemamme maailmankaikkeuden osan mittakaavaa, nämä 13 miljardia valovuotta, niin meistä oikealla ja vasemmalla olevalla universumilla on keskimäärin sama tiheys, noin yhden tarkkuudella. kymmenesosa, ja vielä parempi. Joten joku kiillotti sen, miksi se on niin yhtenäinen? Ja viime vuosisadan alussa tähän vastattiin seuraavasti. On tämä asia, jota kutsutaan "kosmologiseksi periaatteeksi": maailmankaikkeuden on oltava homogeeninen.

Vitsailin, että ihmisillä, joilla ei ole hyviä ideoita, on joskus periaatteita. Sitten lopetin sen tekemisen, koska kävi ilmi, että tämän periaatteen esitteli erityisesti Albert Einstein. Ihmiset eivät vain tienneet tuolloin, ja yhä monissa tähtitieteen kirjoissa ihmiset keskustelevat kosmologisesta periaatteesta - että maailmankaikkeuden on oltava homogeeninen, koska ... no, tässä se on homogeeninen!

Toisaalta tiedämme, että periaatteiden - niiden on silloin oltava täysin oikeita. Siellä en tiedä henkilöä, joka vie pieni lahjuksia, häntä ei voida kutsua periaatteiden mieheksi. Universumimme oli hieman heterogeeninen - siinä on galakseja, ne ovat meille välttämättömiä, joten jostain meidän on ymmärrettävä, mistä galaksit tulevat.

Miksi kaikki maailmankaikkeuden osat alkoivat laajentua samaan aikaan? Tuo osa on Universumi ja tuo osa on Universumi, he eivät puhuneet toisilleen, kun universumi juuri alkoi laajentua. Huolimatta siitä, että maailmankaikkeuden koko oli pieni, jotta yksi maailmankaikkeuden osa tietäisi, että toinen alkoi laajentua, on välttämätöntä, että täällä asuva henkilö - no, kuvitteellinen henkilö - tietäisi, että tämä osa alkoi laajentua.. Ja tätä varten hänen olisi saatava signaali kyseiseltä henkilöltä. Ja tämä veisi aikaa, joten ihmiset eivät voisi millään tavalla olla samaa mieltä, etenkään äärettömässä universumissa, että, hurraa, meidän on aloitettava laajentuminen, he ovat jo sallineet... Siksi kaikki universumin osat alkoivat laajentaa samalla...

Miksi universumi on litteä? Nyt kokeellisesti tiedetään, että universumi on lähes litteä, eli yhdensuuntaisia ​​viivoja, ne eivät leikkaa universumin havaittavassa osassa. tarkoittaa, miksi Onko universumi noin litteä? Meille opetetaan koulussa, että yhdensuuntaiset suorat eivät leikkaa, mutta yliopistossa sanotaan, että maailmankaikkeus voidaan sulkea ja ne voivat leikkiä. Joten miksi Euclid oli oikeassa? en tiedä…

Miksi universumissa on niin paljon alkuainehiukkasia? Havaitsemassamme universumin osassa on yli 10 87 alkuainehiukkasta. Tavallinen vastaus siihen oli, että no, maailmankaikkeus on suuri, minkä vuoksi... miksi onko hän niin iso? Ja joskus kerään sen näin: miksi niin monet ihmiset tulivat luennolle? - mutta koska Moskovassa on niin paljon ihmisiä... - Miksi Moskovassa on niin paljon ihmisiä? - ja Moskova on vain osa Venäjää, ja Venäjällä on paljon ihmisiä, jotkut tulivat luennolle ... - miksi Venäjällä on niin paljon ihmisiä ja vielä enemmän Kiinassa? Yleisesti ottaen elämme vain yhdellä planeetalla, ja meillä on monia planeettoja aurinkokunta, ja nyt maailmankaikkeudesta löytyy yhä enemmän planeettoja, ja tiedät, että galaksissamme on 10 11 tähteä, ja siksi jossain on planeettoja, jossain on ihmisiä, jotkut heistä tulivat luennolle ... Miksi onko galaksissamme niin monta tähteä? Tiedätkö kuinka monta galaksia on meidän osassamme universumia? Noin 10 11 -10 12 galaksia, ja jokaisessa niistä 10 11 tähteä, planeetat pyörivät niiden ympärillä ja joitain ihmisiä tuli luennolle. Miksi meillä on niin paljon galakseja? No, koska universumi on suuri... Joten... ja tähän lopetetaan.

Ja jos otamme esimerkiksi maailmankaikkeuden - tyypillisen suljetun universumin, jolla olisi ainoa tyypillinen koko, joka on saatavilla yleinen teoria suhteellisuusteoria yhdessä kvanttimekaniikan kanssa, - 10–33 cm, alkukoko. Joten aineen puristaminen erittäin rajoittavaan tiheyteen, joka on vain mahdollista (tämä on ns. Planck-tiheys, ρ Planck-tiheys), on noin 10 94 g / cm 3 ... Miksi se on rajoittavaa? Se ei ole rajoittava siinä mielessä, että sen jatkaminen on mahdotonta, vaan siinä mielessä, että jos puristat aineen sellaiseen tiheyteen, maailmankaikkeus alkaa vaihdella niin paljon, että sitä on mahdotonta kuvata normaalilla tavalla. Tämä tarkoittaa, että jos otamme ja puristamme aineen korkeimpaan tiheyteen, laitamme siihen luonnollisen kokoisen suljetun universumin ja laskemme siellä olevien alkuainehiukkasten lukumäärän, niin käy ilmi, että se sisältää yksi alkeishiukkanen. Ehkä kymmenen alkuainehiukkasta. Ja tarvitsemme 10 87 . Siksi se todellinen ongelma- missä, miksi on niin paljon alkuainehiukkasia?

Asia ei lopu tähän. Mistä kaikki maailmankaikkeuden energia on peräisin? En edes muotoillut sitä aiemmin itselleni tällä tavalla, ennen kuin minut kutsuttiin Ruotsiin johonkin energialle omistettuun Nobel-symposiumiin ... eli sinne kokoontui ihmisiä, jotka ovat mukana öljyntuotannossa tai jossain muussa. Ja he antoivat minulle mahdollisuuden avata tämä konferenssi, ja ensimmäinen raportti... En ymmärtänyt, mitä he haluavat minulta? En ole mukana öljyntuotannossa, en ole mukana aurinko- ja tuulienergiassa, mitä voin sanoa energiasta yleensä? No, aloitin sitten raportin sillä tosiasialla, että sanoin: tiedätkö mistä energia tuli universumista? Tiedätkö kuinka paljon energiaa meillä on? Lasketaan.

Aineen energia universumissa ei säily. Ensimmäinen paradoksi. Tiedämme, että energiaa säästyy, mutta tämä ei pidä paikkaansa. Sillä jos otamme esimerkiksi kaasun laatikkoon ja annamme laatikon laajentua... Tässä on laatikko - tämä on universumimme, annetaan laatikon laajentua. Kaasu - se kohdistaa painetta laatikon seiniin. Ja kun laatikko laajenee, tämä kaasu toimii laatikon seinillä, ja siksi kun laatikko laajenee, kaasu menettää energiansa. Koska hän tekee työn, kaikki on oikein, energia on tasapainossa. Mutta ainoa tosiasia on, että universumin laajenemisen aikana kaasun kokonaisenergia pienenee. Koska on olemassa standardiyhtälö: energian muutos on yhtä kuin miinus paine kertaa tilavuuden muutos ( dE = –PdV). Universumin tilavuus kasvaa, paine on positiivinen, joten energia vähenee.

Täällä kaikissa universumin malleissa, normaaleissa, niissä, jotka liittyivät alkuräjähdyksen teoriaan, maailmankaikkeuden kokonaisenergia laski. Jos nyt se on 10 50 tonnia, niin kuinka paljon se oli alussa? Koska energia menee hukkaan. Joten alussa olisi pitänyt olla enemmän. Jonkun täytyi tehdä tämä universumi paljon enemmän energiaa kuin nyt. Toisaalta jotain pitää säilyttää. Ja mihin tämä energia kuluu universumin laajenemisen aikana? Se kuluu siihen, että maailmankaikkeuden koko muuttuu, että universumi laajenee tietyllä nopeudella. Universumin geometriaan on piilotettu energiaa. On energiaa, joka liittyy painovoimaan. Ja niin kokonaismäärä aineen energia ja gravitaatioenergia, se on tallennettu. Mutta vain jos lasket kokonaissumman. On olemassa erilaisia ​​laskentamenetelmiä - ja taas laitetaan pilkku - mutta tietyllä laskentamenetelmällä, aineen ja painovoiman energian kokonaissumma, se on yksinkertaisesti nolla. Toisin sanoen aineen energia kompensoituu gravitaatiovuorovaikutuksen energialla, joten siinä on nolla. Ja siksi, kyllä, se alkoi nollasta, se päättyy nollaan, kaikki on säilytetty, mutta vain tämä säilymislaki, se ei ole meille kovin hyödyllinen. Hän ei selitä meille, mistä niin valtava energia tuli. Kuinka paljon?

Tässä alkuräjähdyksen teorian mukaan aineen kokonaismassan alussa, kun maailmankaikkeus syntyi, olisi pitänyt ylittää 10 80 tonnia, mikä on jo paljon. Tämä on aika paljon... Ja jos laskisin tämän kaiken jopa suoraan singulaarisuudesta, niin universumissa olisi yksinkertaisesti pitänyt olla ääretön määrä ainetta. Ja sitten herää kysymys: mistä joku antoi meille tämän äärettömän määrän ainetta, jos ennen universumin syntyhetkeä ei ollut mitään? Aluksi ei ollut mitään, ja sitten yhtäkkiä siitä tuli, ja niin paljon, että se oli jopa jotenkin outoa. Eli kuka olisi voinut tehdä tämän?.. Mutta fyysikot eivät halunneet muotoilla kysymystä tällä tavalla, eivätkä nyt halua.

Siksi voi olla hyvä, että on löydetty teoria, jonka avulla ainakin periaatteessa voidaan selittää, kuinka tämä kaikki olisi voitu tehdä, alkaen universumin palasta, jonka alkuainemäärä on alle milligramman. No, kun puhun siitä, ajattelen niin normaali ihminen Ajattelin, että jos tällainen asia olisi sanottu kauan sitten, tai jos emme kirjoittaisi yhtälöitä samaan aikaan ja niin edelleen...

Muistan, että kun minut saatettiin tänne vanhemman tutkijan luo, he soittivat minulle ja alkoivat kysyä: "Mitä sinä teet?" Ja aloin kertoa heille, että tässä olen erityisesti kihloissa eri osat Voi käydä ilmi, että fysiikan lait voivat olla erilaisia ​​universumissa: osittain siellä on sähkömagneettista vuorovaikutusta, osittain - ei ... He sanoivat minulle: "No, tämä on liikaa!" Mutta vanhemmalle tieteelle annettiin kaikki sama. Tämä on juuri teoria monipuolisesta universumista, josta kerron teille.

Nyt mennään asiaan, inflaatiokosmologian teoriaan. Ensinnäkin yksinkertaisin malli. Yksinkertaisin malli näyttää tältä. Tässä on jokin skalaarikenttä, jonka energia on verrannollinen skalaarikentän neliöön. Ensimmäiset yksinkertaisimmat sanat - ja jo tässä herää kysymys: mikä on skalaarikenttä? Jotkut ihmiset tietävät, jotkut eivät. Jotkut ihmiset tietävät, että Sveitsissä rakennetaan valtavaa kiihdytintä Higgs-hiukkasen löytämiseksi. Higgs-hiukkanen on hiukkanen, joka on ikään kuin virityskvantti erityinen tyyppi skalaarikenttä. Eli ihmiset ovat käyttäneet näitä kenttiä pitkään, yli kolmekymmentä vuotta. Mutta intuitiivinen merkitys on helpoin ymmärtää analogian avulla. Täällä, täällä, verkossa on 220 volttia. Jos jännitettä olisi vain 220 volttia eikä nollaa olisi, koko maailmankaikkeus olisi täynnä 220 volttia, silloin ei olisi virtaa, mikään ei kulkisi minnekään, koska se olisi vain erilainen tyhjiötila. Amerikassa on 110 volttia. Sama asia - jos se olisi vain 110 volttia, ei mitään virtaisi... Jos tartut toisella puolella toisella kädellä, toisella kädellä, niin sinut kuolisi heti, koska potentiaaliero on mikä... minun täytyy lopettaa…

Hyvä. Joten, niin, vakio skalaarikenttä on saman kentän analogi. Tämä ei ole tarkka analogia, vaan likimääräinen analogia. Mikä on vektorikenttä? Vektorikenttä - esimerkiksi sähkömagneettinen. Sillä on suuruus ja suunta. Mikä on skalaarikenttä? Sillä on suuruus, mutta ei suuntaa. Se on koko ero, eli se on paljon yksinkertaisempi kuin sähkömagneettinen kenttä. Sillä ei ole suuntaa, se on Lorentzian skalaari. Lorentzian skalaari - tämä tarkoittaa seuraavaa. Jos juokset suhteessa siihen, et tunne, että juokset: mikään ei ole muuttunut. Jos käännät, mikään ei myöskään muutu, et tunne, että olet kääntymässä. Se näyttää tyhjiöltä, jos se ei liiku, jos se on jatkuvaa. Mutta vain tämä on erityinen tyhjiö, koska sillä voi olla potentiaalista energiaa. Tämä on sen ensimmäinen omaisuus. Ja toiseksi, jos sinulla on erilainen tyhjiö universumin eri osissa, niin myös alkuainehiukkasten painot vaihtelevat, erilaisia ​​ominaisuuksia, siis siitä, onko tämä skalaarikenttä olemassa vai ei, a) alkuainehiukkasten ominaisuudet riippuvat ja b) tyhjiön energiatiheys universumissa riippuu, joten tämä periaatteessa tärkeä asia. Ja niin yksinkertaisin teoria, jolle tämän skalaarikentän energia on verrannollinen sen neliöön.

Katsotaanpa yhtälöitä. En nyt ratkaise yhtälöitä, mutta näytän ne, joten älä pelkää... Ensimmäinen on hieman yksinkertaistettu Einstein-yhtälö, joka sanoo: tämä on maailmankaikkeuden laajenemisnopeus jaettuna koolla, tämä on Hubblen vakio neliöitynä, ja se on verrannollinen aineen energian tiheyteen universumissa. Ja nyt haluan laiminlyödä kaiken - siellä, kaasun, kaiken... jätä vain skalaarikenttä. Ja tähän olisi pakko kirjoittaa gravitaatiovakio, piitä on vielä kahdeksan kertaa kolme ...

Nyt unohdetaan gravitaatiovakio. Ihmiset, jotka tekevät tätä tiedettä, sanovat: no, otetaanpa gravitaatiovakio yhtä suuri kuin yksi, valon nopeus on yhtä, Planckin vakio on yhtä, ja sitten kun kaikki on ratkaistu, laitamme sen takaisin ratkaisuun helpottamaan ...

Tämä on siis hieman yksinkertaistettu Einsteinin yhtälö, heitin sieltä pois myös pari termiä, jotka itse sinkoutuvat sieltä sen jälkeen, kun universumi alkaa nopeasti puhaltaa pois. Tämä on skalaarikentän liikeyhtälö. Älä nyt katso sitä munaa. Tämä on skalaarikentän kiihtyvyys, ja tämä osoittaa voiman, jolla kenttä haluaa rynnätä minimienergiaansa. Ja selvyyden vuoksi vertaa tätä harmonisen oskillaattorin yhtälöön. Jälleen, älä katso sitä jäsentä. Tämä on harmonisen oskillaattorin kiihtyvyys, joka on verrannollinen palautusvoimaan. Eli voima, joka vetää oskillaattorikenttää pisteeseen x= 0, ja tämä on sen kiihtyvyys. Ja me tiedämme kuinka se päättyy. Oskillaattori värähtelee näin. Ja jos lisäämme tällaisen termin, x pisteellä. Tämä on oskillaattorin nopeus. Eli jos liikutamme sitä tähän suuntaan, on selvää, että tämä on kuin voima, joka ei salli oskillaattorin liikkua nopeasti. Se on kuin jos työntäisit heilurin veteen, vesi estää sen värähtelyn ja se värähtelee hitaammin ja hitaammin. Ikään kuin kitkavoima tai viskositeetti.

Osoittautuu, että universumilla on myös samanlainen termi, joka kuvaa skalaarikentän yhtälöä. Yhtälö näyttää täsmälleen samalta. Ja tämä jäsen on samanlainen kuin tämä. Osoittautuu, että universumissa kitkan vaikutus tapahtuu, jos universumi laajenee nopeasti. Tässä on temppu. Nyt palataan edelliseen kuvaan.

Silloin skalaarikenttä on täällä, silloin skalaarikentässä on vähän energiaa, universumi laajenee hitaasti, ei ole kitkaa. Jos skalaarikenttä on tässä, energia on erittäin suuri. Jos energia on erittäin suuri, katsotaan mitä tapahtuu seuraavassa kuvassa.

Energia on erittäin suuri, Hubblen vakio on suuri, kitkakerroin on suuri. Jos kitkakerroin on suuri, skalaarikenttä rullaa alas hyvin hitaasti. Jos skalaarikenttä rullaa alas hyvin hitaasti, se pysyy pitkään lähes vakiona. Jos se pysyy lähes vakiona, ratkaisen tämän yhtälön: a pisteen kanssa a(å /a) on lähes vakio. Ja kerroin jo, mikä ratkaisu on. Jos a pisteen kanssa a(å /a) on lähes vakio, niin tämä on eksponentiaalinen ratkaisu, yksinkertaisin differentiaaliyhtälö. Ja tässä tapauksessa maailmankaikkeus alkaa laajentua eksponentiaalisesti.

Logiikka on tämä: jos hyvin tärkeä skalaarikenttä φ, universumin suuri laajenemisnopeus, suuri kitkakerroin, kenttä φ rullaa alas hyvin hitaasti. Ratkaisemalla differentiaaliyhtälön vakiolla saamme eksponentiaalisen laajennuksen, tämä on inflaatio. Kaikki on hyvin yksinkertaista.

Ennen sitä piti yleensä kärsiä, jotta se voisi ajatella, jotta kaikki pelkistettiin yksinkertaiseksi. Itse asiassa kaikki alkoi paljon monimutkaisemmasta. Ensimmäistä kertaa Alyosha Starobinsky alkoi ilmaista tämäntyyppisiä ajatuksia vuonna 1979 täällä Venäjällä. Hänen versionsa tästä teoriasta perustui kvanttipainovoimaan tietyin korjauksin - konformaaliset poikkeavuudet, teoria oli hyvin monimutkainen, ei ollut selvää miten, mistä aloittaa, mutta teoria oli kuitenkin erittäin suosittu silloin Neuvostoliitossa, se oli nimeltään "Starobinsky-malli". Mutta hieman monimutkainen, ei ollut selvää, mikä sen tarkoitus oli. Hän halusi ratkaista singulariteettiongelman, mutta se ei toiminut...

Sen jälkeen syntyi se, mitä nykyään kutsutaan vanhaksi inflaatioteoriaksi. Sitä ehdotti vuonna 1981 Alan Guth MIT:stä - nyt hän on MIT:ssä, ja hän oli ennen SLAC:ssa, Stanfordin vieressä. Hän ehdotti, että maailmankaikkeus on alusta alkaen loukussa energiassaan väärän tyhjiön tilassa, ei liiku missään, energia on siellä vakio, tällä hetkellä se laajenee eksponentiaalisesti, ja sitten tämä väärä tyhjiö hajoaa törmäyksellä, muodostuu kuplia, ne törmäävät... Miksi tämä oli tarpeen? Ja hänen halunsa oli ratkaista se ongelmalista, jonka kirjoitin sinulle aiemmin: miksi universumi on homogeeninen, miksi se on isotrooppinen, miksi se on niin suuri - hänen tavoitteensa oli tämä. Ja se oli hänen työnsä ansio. Ei siksi, että hän ehdotti mallia - hänen teoriansa ei toiminut, vaan koska hän sanoi, että olisi hienoa tehdä jotain sellaista, ja sitten ratkaisemme kaikki nämä ongelmat kerralla. Ja hänen mallinsa ei toiminut, koska kuplien törmäyksen jälkeen maailmankaikkeudesta tuli niin epähomogeeninen ja isotrooppinen, että ikään kuin ei tarvinnut edes yrittää ...

Sen jälkeen olimme kaikki henkisessä kriisissä, koska ajatus oli niin miellyttävä, niin mukava ja minulla oli mahahaava, ehkä surusta, että se oli mahdotonta, se ei vain toiminut. Ja sitten keksin, kuinka tehdä se, mitä kutsuin uudeksi inflaatioteoriaksi, ja sitten keksin tämän yksinkertaisen kaoottisen inflaatiojutun, joka oli helpoin. Ja sitten kävi selväksi, että emme puhu jonkinlaisesta tempusta, vaan kaikki voi olla yhtä yksinkertaista kuin harmonisen oskillaattorin teoria.

Mutta miksi tämä kaikki on tarpeen, en sanonut. Mutta miksi. Inflaation aikana, tässä vaiheessa, kun minä rullasin alas, universumi saattoi laajentua tämän monta kertaa. Tämä on yksinkertaisimmissa malleissa. Mitä tämä numero tarkoittaa? No, nyt kerron mitä se tarkoittaa. Esimerkki aritmetiikasta. Pienin mittakaava on 10–33 cm. Kerron sen kymmenellä, ja sitten tähän vedetään sellainen määrä nollia - vaikka kuinka monta nollaa. Nyt herää kysymys: mikä tuote on? Ja vastaus on, että tässä se on sama asia - se tarkoittaa, että 10-33 ei voi enää kirjoittaa, tämä on pieni asia. Tämä tarkoittaa, että universumi osoittautuu niin valtavaksi. Kuinka paljon näemme nyt? Nämä 13 miljardia vuotta kerrottuna valon nopeudella ovat noin 10 28 cm. Mutta sillä ei ole edes väliä mitä - senttimetrejä tai millimetrejä, ei edes mitää. Tärkeintä on, että tämä on verrattoman pienempi kuin tämä.

Eli meidän havaittava osamme universumista - olemme jossain täällä. ( Voitko maksaa sen nyt pois?) Universumi alkoi laajentua, turvota, turvota, turvota, ja me elämme ikään kuin tämän valtavan maapallon pinnalla. Ja siksi yhdensuuntaiset viivat näyttävät olevan yhdensuuntaisia, siksi kukaan ei ole nähnyt tätä pohjois- ja etelänapaa. Siksi meidän osamme universumista, jostain täältä, se alkoi jostain täältä, melkein pisteestä, ja siksi kaikki alkuperäiset ominaisuudet ovat täällä, no, ne ovat vierekkäin, ne olivat suunnilleen samat. Joten tässä ne ovat samat.

Miksi universumi on niin homogeeninen? Kuvittele, että otit Himalajan ja irrotit ne niin monta kertaa. Tämä tarkoittaa, että kukaan ei mene sinne repun kanssa, koska laaksosta vuorelle matkaan menee niin paljon. Tulee tasainen alue. Siksi universumimme on niin tasainen, niin homogeeninen, sama kaikkiin suuntiin.

Miksi se on isotrooppinen? Mikä on isotrooppinen? No, se näyttää pallolta, sama joka suuntaan, mutta se voisi olla kuin kurkku. Mutta jos puhaltaan kurkun niin monta kertaa - ja me elämme sen kuorella - niin se on sama kaikkiin suuntiin, joten maailmankaikkeudesta tulee sama kaikkiin suuntiin. Eli tällä tavalla ratkaisemme suurimman osan ongelmistamme. Miksi universumi on niin suuri? Ja tässä miksi! Kuinka monta alkuainehiukkasta on olemassa? Mutta niin paljon! Siksi meillä on tarpeeksi...

Eli emme vieläkään tiedä mistä se kaikki tuli, emme voi ratkaista alkuperäisen singulaarisuuden ongelmaa niin yksinkertaisesti - puhumme tästä hieman pidemmälle - mutta tähän teoriaa tarvittiin.

Toisaalta voi käydä ilmi, että olemme työstäneet hieman. Koska jos Himalaja on täysin litistynyt, koko maailmankaikkeus on niin tasainen ja homogeeninen, että siellä on todella huono asua, niin emme ota galakseja mistään.

Mutta kävi ilmi, että on mahdollista tuottaa galakseja kvanttivaihteluiden vuoksi. Ja tämä on mitä Chibisov ja Mukhanov sanoivat täällä, FIANissa. He tutkivat Starobinsky-mallia ja näkivät, että jos tarkastellaan avaruuden kvanttivaihteluita ja sitten mitä tapahtuu universumin laajenemisen aikana, ne voivat hyvinkin synnyttää galakseja. Ja me katsoimme heitä ja ajattelimme: mitä te täällä puhutte? Puhut kvanttivaihteluista, ja me puhumme galakseista! Ne ovat todellisia... Ja sitten kävi ilmi. Tämä tapahtui jo silloin, kun käänsimme tämän kaiken skalaarikentän kielelle ja niin edelleen... Hyvin tehty, yleensä ihmiset! Tätä olisi pitänyt ajatella!

Universumi toimii kuin laser, mutta laserkentän sijaan se tuottaa galakseja. Näin tapahtuu. Otetaan skalaarikenttä, ensin korkeataajuiset kvanttivaihtelut. Kvanttivaihteluita on aina olemassa. Tässä auditoriossa pienillä etäisyyksillä on kvanttivaihteluja. On hyvä, että annoit minulle kaksi tuntia, en lopettaisi sitä ... Kahden tunnin kuluttua, luultavasti lopetan ...

Joten kvanttivaihteluja on nyt, juuri täällä, mutta ne värähtelevät koko ajan; Et vain näe niitä, he eivät ole tärkeitä meille. Mutta oletetaan, että maailmankaikkeuden nopean laajenemisen aikana tapahtuisi sellainen kvanttivaihtelu. Se venytti maailmankaikkeuden laajenemisen myötä. Kun se on tarpeeksi venynyt - muistatko skalaarikentän yhtälön, jossa tuo katkoviiva 3Hφ-termi on? Yhtälö, kitkatermi. Kun sinulla oli lyhytaaltokenttä, se ei tiennyt kitkasta mitään, koska se löi sellaisella energialla, ettei sitä voinut pysäyttää kitkalla. Ja sitten, kun se venyi, se menetti energiansa ja yhtäkkiä tunsi, että maailmankaikkeus laajenee, että siinä oli kitkaa, ja niin se jäätyi. Se jäätyi ja jatkoi laajenemistaan ​​venyttäen maailmankaikkeutta.

Sen jälkeen, tämän tänne piirretyn heilahtelun taustalla, aiemmat vaihtelut, jotka ennen olivat hyvin lyhytaaltoisia, energisiä ja niin edelleen, venyivät, näkivät maailmankaikkeuden laajenevan, tunsivat kitkaa ja jäätyivät - vastaan aiemmin jäätyneiden vaihteluiden taustalla.

Sen jälkeen universumi jatkoi laajentumistaan ​​ja uudet vaihtelut jäätyivät ja universumi laajeni eksponentiaalisesti. Ja mitä sen seurauksena tapahtui? Että kaikki nämä vaihtelut paisuivat suureksi.

Selitän nyt, mikä se on: se on tulos laskelmista, jotka ikään kuin simuloivat vaihteluiden esiintymistä ja niiden jatkokehitystä. Selitän mitä se tulee olemaan, mikä se on. Pointti on tämä. Että otimme nämä kvanttivaihtelut. Ne ovat jäässä. Maailmankaikkeudesta on tullut eksponentiaalisesti epähomogeeninen suuressa mittakaavassa. Nämä epähomogeenisuudet ovat minä t, sata minä t, sata minä t… Sitten inflaatio loppui. Sitten - tämä universumin osa ei vielä näe tätä universumin osaa. Ja sitten aika kului, ja he näkivät toisensa. Ja kun he näkivät sen, tämä maailmankaikkeuden osa sanoi: "Ah, minulla on vähemmän energiaa, ja sinulla on enemmän energiaa; tule, kaikki kivet minulta lentävät tähän suuntaan, koska painovoima on täällä vahvempi. Ja nämä vaihtelut lakkaavat. Eli aluksi ne jäädytettiin - maailmankaikkeuden nopean laajentumisen vuoksi. Ja sitten, kun universumin kaksi osaa näkivät toisensa, nämä vaihtelut jäätyivät, ja tämä on kirjaimellisesti ... paroni Munchausenin mukaan.

En tiedä, lapsena he opettavat sinulle nyt, lukevatko he siellä paroni Münchausenia? Meidät luettiin. Kun hän matkusti ympäri Venäjää. Vaikka hän oli saksalainen valehtelija, hän matkusti ympäri Venäjää, Siperiassa. He metsästivät. Ja siellä oli niin kauhea pakkanen, että kun hän halusi kutsua ystäviään kokoontumaan, hän sanoi "tu-tu-tu-tu!", mutta mitään ei tapahtunut, koska ääni jäätyi torveen. No, sitten oli kylmä, hän kaivoi luolan lumeen, kuten kokenut ihminen, hautasi itsensä sinne ... Seuraavana aamuna hän kuulee yhtäkkiä: "Tu-tutu-tutu!". Mitä tapahtui? Ääni vaimenee. Koska aamulla aurinko ilmestyi, kaikki, lumi suli ja ääni vaimeni ...

Tässä se on sama: ensin kvanttivaihtelut jäätyivät, leviävät pitkän matkan päähän, ja sitten, kun oli kyse galaksien muodostumisesta, ne jäätyivät, ja epähomogeenisuudet kokoontuivat yhteen ja muodostuivat galaksiksi.

Aluksi aloitimme kvanttivaihteluista. Sitten teimme niistä nopeasti suuret. Ja kun teimme niistä suuria, teimme niistä itse asiassa klassisia. Tuolloin ne eivät heilahtaneet, eivät kadonneet, ne jäätyivät, ne olivat suuria. Tässä on tämä temppu - kuinka tehdä kvantista jotain klassista.

Tämä on siis mitä elokuva näyttää. Jos aloitamme jostain melkein homogeenisesta, kuten nyt, ja sitten alamme lisätä näitä sinimuotoja tähän ... Jokainen uusi kehys näyttää eksponentiaalisesti suuren universumin. Mutta tietokone ei voinut laajentua, joten pakkaamme kuvat. Itse asiassa sinun on ymmärrettävä, että jokainen kuva vastaa eksponentiaalisesti suurempaa ja suurempaa maailmankaikkeutta. Ja kaikkien näiden arvojen aallonpituudet, ne ovat kaikki suunnilleen samat niiden luomishetkellä. Ja sitten ne venyvät, mutta täällä ei voi nähdä, että tämä on terve sinusoidi. Näyttää siltä, ​​että tämä on huippu, siellä torni on terävä... Tämä johtuu yksinkertaisesti siitä, että tietokone pakkaa ne.

Toinen asia ei myöskään ole näkyvissä: että niissä paikoissa, joissa skalaarikenttä hyppäsi sattumalta hyvin korkealle, tässä paikassa skalaarikentän energia osoittautuu niin suureksi, että tässä paikassa universumi alkaa laajentua jopa paljon nopeammin kuin se. laajennettu täällä. Ja siksi todellisuudessa, jos olisi oikein piirtää kuva - no, se on vain niin, että tietokone ei pysty siihen, eikä se ole tietokoneen vika, se on vain tällaista fysiikkaa: et voi kuvitella kaarevaa tilaa. meidän tilassa se on vain vino, kuin kaareva pinta, se ei aina onnistu, joten täällä ei voi tehdä mitään - sinun on vain ymmärrettävä, että nämä ovat huiput, mikä tarkoittaa, että koko täältä tänne on paljon yli kokoa täältä tänne. Tämä on itse asiassa terve kupla.

Tämä on se, mitä ... - myös venäläisen koulutuksen etu - minkä saimme selville käydessämme sotilasharjoittelussa yliopistossa: että suora etäisyys on paljon pidempi kuin etäisyys kaaressa, jos suora kulkee upseerin vierestä... Tässä, jos menet suoraa linjaa lähellä tätä huippua, et koskaan saavuta sitä, koska etäisyys tulee olemaan yhä enemmän. Kaareva tila voidaan ajatella kahdella tavalla. Ensimmäinen - voimme puhua maailmankaikkeuden laajenemisesta, ja toinen - voimme puhua ihmisen puristumisesta. Ihminen on kaiken mitta. Jos kävelet täältä ja tulet lähelle huippua, voit sanoa, että askeleesi pienenevät ja pienenevät ja pienentyvät ja siksi sinun on vaikea, vaikea kävellä. Se on erilainen käsitys siitä, mikä kupla täällä on - se on vain paikka, jossa sinä itse kutistut universumiin verrattuna. Nämä ovat melkein samanarvoisia asioita.

Mistä me tiedämme tämän kaiken? Mistä tiedämme, että tämä kaikki on totta? No, ensinnäkin, ollakseni rehellinen, tiesimme alusta asti, että tämä oli totta. Koska teoria oli niin kaunis, se selitti kaiken niin helposti, että sen jälkeen ei edes kokeellisia todisteita tarvittu, koska universumi on, no... iso? - Iso. Eivätkö yhdensuuntaiset suorat leikkaa? - Älä leikkaa... Ja niin edelleen. Muuta selitystä ei ollut.

Siksi tässä on ikään kuin kokeelliset tiedot. Mutta ihmiset, joka tapauksessa, he eivät halua vain sellaista, vaan he haluavat ennustaa jotain muuta, mitä emme tienneet, ja saada sen vahvistuksen. Ja yksi ennusteista on nämä kvanttivaihtelut... Olisi kiva nähdä ne taivaalla, mutta emme nähneet niitä. Ja yksi toisensa jälkeen alettiin laukaista erilaisia ​​järjestelmiä, satelliitteja, ensimmäinen merkittävä satelliitti oli Kobe (COBE), joka laukaistiin 90-luvun alussa, ja viime vuonna ihmiset saivat tästä Nobel-palkinnot. He näkivät seuraavan. He näkivät, että mikroaaltosäteily, joka tulee meille maailmankaikkeuden eri puolilta, on hieman anisotrooppista.

Nyt selitän, mistä on kyse. 60-luvun puolivälissä ihmiset näkivät, että säteilyä, jonka lämpötila oli noin 2,7 K. Jotain sellaista, radioaaltoja, erittäin vähän energiaa, mutta joka puolelta. Sitten he ymmärsivät, mikä se oli. Universumi, kun se räjähti, oli kuuma. Sitten kun se laajeni, nämä fotonit menettivät energiansa, ja kun ne saavuttivat meidät, ne saapuivat näin kuolleina, vähällä energialla. Ja kaikilta puolilta oli sama energia - 2,7 K. Lämpötila on energian mitta. Sitten he alkoivat katsoa tarkemmin ja näkivät, että tähän suuntaan lämpötila oli 2,7 plus noin 10 -3 lisää, mutta tähän suuntaan 2.7 miinus toinen 10-3. Ja miksi tämä on? Ja tässä syy: koska maapallo liikkuu suhteessa koko maailmankaikkeuteen. Ja tässä on juuri tämä punasiirtymä. Liikkumissuunnassa taivas muuttuu sinisemmäksi, fotonit tulevat hieman energisemmiksi. Ja sieltä, missä olemme muuttamassa, ne muuttuvat hieman punaisemmiksi. Se oli yksinkertainen vaikutus. Ja ymmärsimme heti kuinka nopeasti liikumme suhteessa CMB:hen, kaikki oli yksinkertaista.

Ja sitten ihmiset halusivat tietää, oliko olemassa muita rakenteita? Ja niin he laukaisivat satelliitteja, yksi niistä on Kobe, ja tässä kuvassa on piirretty WMAP, sellainen satelliitti. Ja kuva, joka näyttää ikään kuin kehityksen ajan myötä.

Ensin oli alkuräjähdys, sitten oli tämä maailmankaikkeuden kiihtyvyys - inflaatio, sitten oli kvanttivaihteluita, jotka jumiutuivat, sitten nämä kvanttivaihtelut, jotka jäätyivät, johtivat pienen rakenteen syntymiseen universumissa. Tällä hetkellä universumi oli erittäin kuuma. Oli niin kuuma, että signaalit eivät yksinkertaisesti saavuttaneet meitä, aivan kuten aurinko on meille täällä läpinäkymätön: se on erittäin kuuma, joten voimme nähdä vain muutaman sadan kilometrin syvyyteen Auringon sisään. Tässä…

Ja sitten yhtäkkiä universumi muuttui läpinäkyväksi tavalliselle säteilylle, koska elektronit yhdistyivät protonien kanssa atomeiksi, ja sitten, kun universumi muuttui enemmän tai vähemmän neutraaliksi, valo alkoi kulkea meille. Ja tässä näemme säteilyn, joka on kulunut tästä hetkestä. Ja näistä satelliiteista he katsoivat ja mittasivat lämpötilaa eri pisteet universumissa 10 -5 K tarkkuudella. Kuvittele vain, että laboratoriossa oli vaikea saada siellä yhden Kelvin-asteen lämpötilaa. Ihmiset mittasivat universumin lämpötilan, 2,7 K plus, sen jälkeen on monia merkkejä, ja sitten he mittasivat tämän lämpötilan epätarkkuuksia 10 -5 tarkkuudella. No, tieteiskirjallisuutta! En koskaan uskonut ollenkaan, että se oli mahdollista, mutta sitten aloin luottaa kokeellisiin ystäviini, koska tiedämme, että olemme teoreetikoita, mutta käy ilmi, että kokeilijat ...

Joten täällä he mittasivat sellaisia ​​pieniä pilkkuja taivaalta, näitä pieniä pilkkuja - ne on maalattu tänne. Tiedämme, että missä energiaa on enemmän - tämä on sinisiirto, missä energiaa on vähemmän - tämä on punasiirtymä, mutta täällä se on päinvastoin. Tämän kartan värittäneet ihmiset ymmärsivät, että ihmisten psykologia ei toimi sillä tavalla. Silti se ei ole näkyvä valo, tämä on radiosäteily, ei siis punainen, ei valkoinen, ei yhtään. Joten he maalasivat sen keinotekoisesti. Ja se on punainen, tämä on ymmärtää, mikä siellä on kuumaa. Ja missä se on sininen, on ymmärrettävä, että se on kylmä. Joten he maalasivat juuri päinvastoin. Mutta sillä ei ole väliä. Tärkeintä on, että nämä täplät taivaalla ovat tarkkuudella 10 -5 .

Jos katsot tarkemmin osaa tästä taivaasta, tämä kuva tulee esiin tässä. Tässä kohdat. Mikä se on? Ja sitä se on. Nämä skalaarikentän kvanttivaihtelut syntyivät, levisivät koko taivaalle, jäätyivät sinne, muuttivat siellä hieman universumin geometriaa ja aineen tiheyttä, muuttivat lämpötilaa tästä johtuen. jäännössäteilyä, joka tulee meille, ja siksi tämä lämpötila, nämä epähomogeenisuudet, ovat valokuva niistä kvanttivaihteluista, jotka syntyivät inflaation viimeisissä vaiheissa - syntyivät ja jäätyivät. Eli nyt näemme koko taivaan, ja tämä koko taivas on kuin valokuvalevy, joka kuvaa inflaation loppuvaiheessa, noin 10–30 sekunnissa, syntyneitä kvanttivaihteluita. Näemme valokuvan siitä, mitä tapahtui 10-30 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen. No, ihmeitä, mitä voin sanoa!

Emme vain näe tätä valokuvaa, vaan olemme tutkineet sen spektriominaisuuksia. Toisin sanoen näillä täplillä suurilla kulmakooilla on yksi intensiteetti, pienissä kulmissa niillä on eri intensiteetti. Laskemme näiden vaihteluiden spektrin ja huomasimme, että spektri on tällainen: mustat täplät ovat mitä tämä WMAP-satelliitti näkee kokeellisesti. Sen jälkeen on ilmestynyt myös muita tälle alueelle ulottuvia tuloksia, mutta en nyt alkanut esitellä niitä täällä. Mutta punainen viiva on inflaatiouniversumin yksinkertaisimman mallin teoreettisia ennusteita, ja mustat pisteet ovat kokeellisesti näkyviä.

Tässä on joitain poikkeavuuksia. Suurilla kulmilla suurimmat etäisyydet ovat pieniä. Tässä l- mikä on täällä, täällä, tällä akselilla, on harmonisten lukumäärä. Eli mitä enemmän l, mitä enemmän harmonisia, sitä pienempi kulma. Pienissä kulmissa erinomainen yhteensopivuus kokeellisen tiedon kanssa. Suurilla kulmilla tapahtuu jotain, joka ei ole täysin selvää. Mutta ehkä tämä johtuu yksinkertaisesti epätarkkuuksista, koska meille on annettu vain yksi pala maailmankaikkeudesta: tutkimme tilastoja, ja meillä on tilastoja - kuinka heilasit kolikon kerran, millaisia ​​tilastoja tarvitset? Sinun täytyy heittää sitä sata kertaa nähdäksesi mitä tapahtui noin 50/50. Siksi suurilla kulmilla tilastot eivät ole kovin tarkkoja. Muutama kohta putoaa kuitenkin pois - on olemassa tietty ongelma, mitä täällä tapahtuu. Universumissa on joitain anisotropioita, joita emme voi vielä selittää suuressa mittakaavassa. Mutta siitä huolimatta tosiasia on, että kaikki muut kohdat sopivat täydellisesti. Ja niinpä teorian ja kokeen välinen sopimus on erittäin vaikuttava.

Päätin itse, että minun pitäisi keksiä tapa selittää maailmankuvan muutos selkeää kieltä. Ja kuva maailmasta... No, en ole vielä saavuttanut tätä teoriaa monipuolisesta universumista. Tämä on silti yksinkertainen kuva ... Joten. Maailmankuvaa muutettaessa se näyttää tältä. Että istumme maan päällä ja katselemme ympärillemme. Ja nyt tämän kristallipallon ympäröimänä. Emme näe mitään pidemmälle, mutta siellä on tähtiä, planeettoja... Ja tiedämme, että käytämme kosmologiaamme aikakoneena.

Jos katsomme siellä, aurinkoon, näemme auringon sellaisena kuin se oli muutama minuutti sitten. Katsotaanpa kaukaisia ​​tähtiä. Näemme tähdet sellaisina kuin ne olivat monta vuotta sitten, satoja vuosia sitten, tuhansia vuosia sitten.

Jos menemme vielä pidemmälle, näemme tämän paikan, jossa maailmankaikkeus juuri kuumeni, ja tuolloin fotonit tulivat meille, tätä nämä satelliitit näkevät, täällä näimme tämän kosmisen tulen. Ja sitten maailmankaikkeus on läpinäkymätön. Edelleen, lähempänä tätä alkuräjähdystä, joka tapahtui nämä 13 miljardia vuotta sitten, emme voi lähestyä. Mutta tietysti, jos käyttäisimme esimerkiksi tällä hetkellä säteileviä neutriinoja - tiedämme, että voimme saada neutriinoja, jotka tulevat Auringon keskustasta - voisimme saada neutriinoja, jotka säteilevät lähempänä tätä alkuräjähdystä. . Nyt näemme vain sen, mikä oli noin 400 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. No, silti... verrattuna 13 miljardiin, neljäsataa tuhatta on aika hyvä... Mutta jos olisi neutriinoja, voisimme päästä paljon lähemmäksi. Jos olisi gravitaatioaaltoja, voisimme päästä hyvin lähelle alkuräjähdystä, juuri täällä, kirjaimellisesti ennen tätä kertaa alkuräjähdyksestä.

Mitä inflaatio kertoo? Ja inflaatio kertoo tämän. Että itse asiassa koko tämä tuli on kosminen, se syntyi inflaation jälkeen ja täällä on eksponentiaalisesti paljon tilaa, kun koko maailmankaikkeus oli täynnä vain skalaarikenttää, kun ei ollut hiukkasia, ja vaikka olisikin, niin niiden tiheys putoaisi eksponentiaalisesti koko ajan, koska universumi on laajentunut eksponentiaalisesti.

Siksi sillä ei ole mitään väliä, mitä se oli ennen inflaatiota. Universumi täällä oli käytännössä tyhjä, ja energia istui tässä skalaarikentässä. Ja sen jälkeen - muista tämä kuva: skalaarikenttä meni alas, alas, alas, sitten vähitellen, kun se saavutti pohjan, Hubble-vakio muuttui pieneksi - se alkoi värähdellä, tuolloin se värähtelynsä vuoksi generoi normaalia asia. Tänä aikana maailmankaikkeus kuumeni. Tässä vaiheessa tämä tulipalo syttyi. Ja meillä oli tapana ajatella, että tämä tuli oli maailman alusta. Olimme kuin susia, jotka pelkäävät hypätä tulen yli, tiesimme, että tämä on maailman alku.

Nyt käy ilmi, että selittääksemme, miksi tämä tuli jakautui niin tasaisesti, tarvitsimme vaiheen, joka tasoitti kaiken. Ja tämä on inflaatiovaihe.

Ja sitten voit mennä kauas, kauas tämän taivaan paikan ulkopuolelle, koska universumi on niin suuri, siellä oli niin paljon. Ja jos menemme pidemmälle, näemme nämä paikat, joissa esiintyy kvanttivaihteluja, jotka synnyttävät galakseja. Ja tulemme näkemään ne paikat, joissa nämä vaihtelut ovat niin suuria, että ne synnyttivät uusia universumin osia, jotka laajenivat nopeasti ja joita syntyy ja syntyy. ja nyt. Näiden kvanttivaihteluiden ansiosta universumi luo itseään, ei vain galakseja, vaan suuria osia itsestään. Ja siitä tulee ääretön ja itseään toistuva universumi.

Mutta kaiken tämän lisäksi on toinenkin vaikutus. Joten kerroin teille maailmankaikkeudesta, jossa oli vain yhden tyyppinen skalaarikenttä. Skalaarikenttä, jolla on niin yksinkertainen potentiaali... Tiedämme, että jos haluamme kuvata alkuainehiukkasten teorian kokonaan, tarvitsemme paljon skalaarikenttiä. Esimerkiksi sähköheikkojen vuorovaikutusten teoriassa on Higgsin kenttä. Ja Higgsin kenttä tekee kaikista kehomme hiukkasista raskaita. Eli elektronit hankkivat massoja, protonit saavat massoja, fotonit eivät hanki massoja. Muut hiukkaset hankkivat massoja. Skalaarikentästä riippuen ne saavat erilaisia ​​massoja.

Mutta tämä ei ole asian loppu. On myös Grand Unification -teoria, jossa syntyy toisenlainen skalaarikenttä. Tämä on eri kenttä. Jos sitä ei olisi, leptonien ja baryonien välillä ei olisi perustavaa laatua olevaa eroa, silloin protonit voisivat helposti hajota positroneiksi, aineen ja antiaineen välillä ei olisi eroa. Selittääkseen mitä siellä tapahtui, miten nämä asiat erosivat, piti ottaa käyttöön vielä yksi skalaarikenttä... Periaatteessa näitä skalaarikenttiä voi olla monia. Jos tarkastellaan yksinkertaisinta teoriaa - supersymmetristä - Suuren yhdistymisen teoriaa, käy ilmi, että siinä oleva potentiaalinen energia piirretään näin ...

No, tämä on itse asiassa myös likimääräinen kuva. Tämä on jokin kenttä, joka on itse asiassa matriisi. Ja nyt, tämän kentän yhdellä arvolla, heikon ja vahvan sähkömagneettisen vuorovaikutuksen välillä ei ole symmetriaa, leptonien ja baryonien välillä ei ole eroa. On myös toinen kenttäarvo, jossa erityinen symmetrian rikkoutuminen ei ole ollenkaan sitä, mitä näemme. On kolmas minimi, jossa vain maailmamme fysiikka. Itse asiassa meidän on vielä kirjoitettava skalaarikenttämme, ja jos kirjoitamme kaiken yhdessä, niin tällaisia ​​​​minimiä on tusina. Heillä kaikilla on, ensiarviolta, sama energia, ja me elämme vain yhdessä näistä minimimääristä.

Ja sitten herää kysymys: miten pääsimme tähän minimiin? Ja hyvin varhaisessa universumissa, kun lämpötila oli kuuma, oli vain tämä minimi. Ja ongelma syntyi: kuinka me sitten vuotimme tähän minimiin, koska varhaisessa universumissa sen teorian mukaisesti, jonka kehitimme täällä yhdessä David Abramovich Kirzhnitsin kanssa, joka keksi tämän idean päässään, siitä tosiasiasta, että varhaisessa universumissa kaikkien vuorovaikutusten välinen symmetria palautuu. Ja silloin meidän pitäisi istua täällä. Miten me sitten tänne jouduimme? Ja ainoa tapa päästä sinne on inflaation aikana syntyneiden kvanttivaihteluiden kautta.

Mutta tämä skalaarikenttä myös hyppäsi ja myös jäätyi. Ja se voi hypätä tähän minimiin, hypätä tähän, hypätä takaisin. Sitten, jos se hyppäsi johonkin noista minimiistä, siihen universumin osaan, johon osuimme minimiin, se alkoi olla eksponentiaalisesti suuri. Tämä alkoi olla eksponentiaalisesti suuri, tämä... Ja maailmankaikkeus hajosi eksponentiaalisesti suureen määrään eksponentiaalisesti suuria osia. Kaikilla mahdollisilla fysiikkatyypeillä jokaisessa niistä.

Mitä tämä tarkoittaa? Ensinnäkin skalaarikenttiä voi olla monia. Toiseksi minimiarvoja voi olla monia erilaisia. Ja sen jälkeen, riippuen siitä, minne olemme päässeet, maailmankaikkeus voi hajota suureksi, eksponentiaalisesti suuria alueita, joista jokainen näyttää - paikallisesti - kaikilta ominaisuuksiltaan valtava universumi. Jokainen niistä on valtava. Jos elämme siinä, emme tiedä, että muita maailmankaikkeuden osia on olemassa. Ja käytännössä fysiikan lait ovat siellä erilaisia.

Se on itse asiassa fysiikan laki - se voi olla sama, teillä on sama teoria - mutta se on sama kuin vesi, joka voi olla nestemäistä, kaasumaista, kiinteää. Mutta kalat voivat elää vain nestemäisessä vedessä. Voimme elää vain tässä minimissä. Siksi me asumme siellä. Ei siksi, että näitä maailmankaikkeuden osia ei olisi olemassa, vaan siksi, että voimme vain elää täällä. Joten syntyy tämä kuva, jota kutsutaan "monipuoliseksi maailmankaikkeudeksi" tai "monikaikkeudeksi" "universumin" sijaan.

Toinen kieli. Tiedämme, että ominaisuudet määräytyvät geneettisen koodin mukaan - koodin, jonka olemme perineet vanhemmiltamme. Tiedämme myös, että mutaatioita on olemassa. Mutaatioita tapahtuu, kun tapahtuu jotain outoa. Kun kosmiset säteet kun jokin kemia on väärin - no, tiedät paremmin kuin minä, mitä tarvitaan mutaatioiden tapahtumiseen. Ja tiedämme myös, että kaikki täällä on valtava määrä lajeja - oli välttämätöntä, että nämä mutaatiot ovat.

Joten universumin laajenemisen aikana tapahtui myös mutaatioita. Sinulla on maailmankaikkeus, vaikka se oli alusta asti yhdessä minimissä, sitten sen jälkeen se alkoi hypätä minimistä toiseen ja murtautui eri tyyppejä Universumi. Ja tämä kvanttivaihtelumekanismi, joka siirsi universumin paikasta, tilasta toiseen - niitä voidaan kutsua ... tätä voidaan kutsua kosmisten mutaatioiden mekanismiksi.

(Valitettavasti täällä, tietenkään, osa siitä, mitä aioin näyttää, ei ole näkyvissä. No sanoin...) maisema. Tämä terminologia syntyi, koska tämä terminologia, tämä kuva, osoittautui erittäin tärkeäksi merkkijonoteorian yhteydessä. Ihmiset ovat pitkään puhuneet merkkijonoteoriasta kaikkien voimien teorian johtavana ehdokkaana. Olen tässä paikassa valitettavasti "kellumassa"... Vaikka olen yksi tämän kuvan tekijöistä, joka on täällä. Toisin sanoen moniin vuosiin ihmiset eivät tienneet, kuinka kuvailla neliulotteista avaruuttamme käyttämällä merkkijonoteoriaa.

Tosiasia on, että merkkijonoteoria on helpoimmin muotoiltu kymmenenulotteisessa avaruudessa. Mutta kymmenen ulottuvuuden avaruudessa kuusi ulottuvuutta ovat tarpeettomia, niistä täytyy jotenkin päästä eroon. Ajatuksena on, että ne täytyy jotenkin puristaa pieneksi palloksi, jotta kukaan ei näe niitä, jotta kukaan ei voi mennä kuuteen suuntaan, ja näkisimme vain neljä suurta ulottuvuutta - kolme välilyöntiä ja yksi aika. Ja niin me kävelisimme näissä kolmessa tilaulottuvuudessa ja ajattelisimme, että universumimme on kolmiulotteinen plus yksi aika, mutta todellisuudessa jonnekin maailmankaikkeuden sydämeen tallennettaisiin tietoa, että sillä on proletaarista alkuperää - kymmenen ulottuvuutta. Ja hänkin haluaisi tulla kymmenulotteiseksi. Joten jousiteoriassa kävi aina ilmi, että se haluaa olla kymmenulotteinen, ja viime aikoihin asti he eivät tienneet kuinka tehdä siitä neliulotteinen, jättää se normaaliksi. Kaikissa tapauksissa kävi ilmi, että tämä tila on epävakaa.

1970-luvun puolivälistä lähtien fyysikot ovat alkaneet työskennellä teoreettisia malleja Kolmen perusvoiman – vahvan, heikon ja sähkömagneettisen – suuri yhdistäminen. Monet näistä malleista johtivat siihen johtopäätökseen, että pian alkuräjähdyksen jälkeen erittäin massiivisia hiukkasia, joissa oli yksi magneettinen varaus, on täytynyt tuottaa runsaasti. Kun maailmankaikkeuden ikä saavutti 10 -36 sekuntia (joidenkin arvioiden mukaan jopa hieman aikaisemmin), voimakas vuorovaikutus erottui sähköheikosta ja itsenäistyi. Tässä tapauksessa tyhjiössä muodostui pistetopologisia virheitä, joiden massa oli 10 15 - 10 16 suurempi kuin protonin massa ja joita ei vielä ollut. Kun sähköheikko voima vuorostaan ​​jakautui heikoksi voimaksi ja sähkömagneettiseksi voimaksi ja todellinen sähkömagnetismi ilmestyi, nämä viat saivat magneettisia varauksia ja alkoivat uusi elämä- magneettisten monopolien muodossa.

Perusvuorovaikutusten erottaminen varhaisessa universumissamme oli luonnollista vaihemuutos. Erittäin korkeissa lämpötiloissa perusvuorovaikutukset yhdistettiin, mutta kun se jäähdytettiin alle kriittisen lämpötilan, erotusta ei tapahtunut [tätä voidaan verrata veden alijäähtymiseen]. Tässä vaiheessa yhdistymiseen liittyvän skalaarikentän energia ylitti universumin lämpötilan, mikä aiheutti kentän alipaineen ja aiheutti kosmologisen inflaation. Universumi alkoi laajentua erittäin nopeasti, ja symmetrian murtuessa (lämpötilassa noin 10 28 K) sen mitat kasvoivat 10 50 kertaa. Vuorovaikutusten yhdistämiseen liittyvä skalaarikenttä katosi, ja sen energia muuttui universumin lisälaajenemiseksi.

KUUMA SYNTYMÄPÄIVÄ

Tämä kaunis malli esitti kosmologialle epämiellyttävän ongelman. "Pohjoiset" magneettiset monopolit tuhoutuvat törmäessään "eteläisiin", mutta muuten nämä hiukkaset ovat stabiileja. Mikrokosmoksen mittakaavassa valtavan nanogramma-asteikon massasta johtuen heidän piti pian syntymän jälkeen hidastua ei-relativistisiin nopeuksiin, hajaantua avaruuteen ja selviytyä meidän aikoihin. Normaalin Big Bang -mallin mukaan niiden virrantiheyden tulisi suunnilleen vastata protonien tiheyttä. Mutta tässä tapauksessa kosmisen energian kokonaistiheys olisi vähintään kvadriljoona kertaa suurempi kuin todellinen.
Kaikki yritykset havaita monopolit ovat tähän mennessä päättyneet epäonnistumiseen. Kuten monopolien haku osoittaa rautamalmit ja merivettä, niiden lukumäärän suhde protonien määrään ei ylitä 10 -30 . Joko näitä hiukkasia ei ole avaruusalueellamme ollenkaan tai niitä on niin vähän, että instrumentit eivät pysty rekisteröimään niitä selkeästä magneettisesta allekirjoituksesta huolimatta. Myös tähtitieteelliset havainnot vahvistavat tämän: monopolien läsnäolon pitäisi vaikuttaa magneettikentät meidän galaksissamme, mutta tätä ei ole löydetty.
Voidaan tietysti olettaa, että monopoleja ei koskaan ollut olemassa. Jotkut perustavanlaatuisten vuorovaikutusten yhdistämismallit eivät itse asiassa määrää niiden ulkonäköä. Mutta horisontin ja litteän maailmankaikkeuden ongelmat ovat edelleen olemassa. Niin tapahtui, että 1970-luvun lopulla kosmologia kohtasi vakavia esteitä, jotka vaativat selvästi uusia ideoita voittaakseen.

NEGATIIVINEN PAINE

Eikä näiden ideoiden ilmaantuminen ollut hidasta. Pääasiallinen oli hypoteesi, jonka mukaan ulkoavaruudessa on aineen ja säteilyn lisäksi skalaarikenttä (tai kentät), joka luo alipainetta. Tämä tilanne näyttää paradoksaalliselta, mutta se tapahtuu Jokapäiväinen elämä. Ylipainejärjestelmä, kuten puristettu kaasu, menettää energiaa laajentuessaan ja jäähtyessään. Elastinen nauha taas on alipaineen tilassa, koska toisin kuin kaasu, sillä ei ole taipumusta laajentua vaan supistua. Jos tällainen nauha venytetään nopeasti, se lämpenee ja lämpöenergia lisääntyy. Universumin laajentuessa alipainekenttä kerää energiaa, joka vapautuessaan pystyy synnyttämään hiukkasia ja valokvantteja.

LOTTAINEN ONGELMA

Tähtitieteilijät ovat pitkään olleet vakuuttuneita siitä, että jos nykyinen ulkoavaruus muuttuu, se on melko kohtalainen. Friedmanin ja Lemaitren mallien avulla voimme laskea, mikä avaruuden kaarevuus oli pian alkuräjähdyksen jälkeen. Kaarevuus arvioidaan käyttämällä dimensiotonta parametria Ω, yhtä suuri kuin suhde kosmisen energian keskimääräinen tiheys sen arvoon, jossa tämä kaarevuus tulee yhtä suureksi kuin nolla, ja universumin geometriasta tulee vastaavasti litteä. Noin 40 vuotta sitten ei ollut enää epäilystäkään siitä, että jos tämä parametri eroaa yhtenäisyydestä, niin enintään kymmenen kertaa suuntaan tai toiseen. Tästä seuraa, että sekunti alkuräjähdyksen jälkeen se erosi yhtenäisyydestä suurella tai pienempi puoli vain 10-14! Onko tällainen fantastisen tarkka "viritys" sattumaa vai fyysisistä syistä johtuvaa? Näin amerikkalaiset fyysikot Robert Dicke ja James Peebles muotoilivat ongelman vuonna 1979.

LOTTAINEN ONGELMA

Alipaineella voi olla eri arvo. Mutta siellä on erikoistapaus kun se on yhtä suuri kuin kosminen energiatiheys päinvastaisella merkillä. Tässä skenaariossa tämä tiheys pysyy vakiona avaruuden laajentuessa, koska alipaine kompensoi hiukkasten ja valokvanttien kasvavaa "harvinaistumista". Friedmann-Lemaitren yhtälöistä seuraa, että maailmankaikkeus laajenee tässä tapauksessa eksponentiaalisesti.

Eksponentiaalilaajenemisen hypoteesi ratkaisee kaikki kolme yllä olevaa ongelmaa. Oletetaan, että maailmankaikkeus sai alkunsa erittäin kaarevan avaruuden pienestä "kuplasta", joka koki muunnoksen, joka antoi avaruuteen alipainetta ja pakotti sen siten laajentumaan eksponentiaalisesti. Luonnollisesti tämän paineen katoamisen jälkeen universumi palaa entiseen "normaaliin" laajenemiseensa.

ONGELMANRATKAISU

Oletetaan, että universumin säde ennen eksponentiaalin saavuttamista oli vain muutaman suuruusluokan suurempi kuin Planckin pituus, 10 -35 m. Jos se eksponentiaalisessa vaiheessa kasvaa vaikkapa 1050-kertaiseksi, niin sen lopussa se kasvaa saavuttaa tuhansia valovuosia. Olipa avaruuden kaarevuusparametrilla mikä tahansa ero yksiköstä ennen laajentumisen alkua, sen lopussa se pienenee 10 -100 kertaa, eli tilasta tulee täysin tasainen!
Monopolien ongelma ratkaistaan ​​samalla tavalla. Jos niiden esiasteiksi tulleet topologiset viat syntyivät ennen eksponentiaalista laajenemista tai jopa sen aikana, niin niiden pitäisi sen lopussa etääntyä toisistaan ​​jättimäisinä etäisyyksinä.Sittemmin maailmankaikkeus on laajentunut huomattavasti ja monopolien tiheys on laskenut lähes nolla. Laskelmat osoittavat, että vaikka tarkastelemme kosmista kuutiota, jonka reuna on miljardi valovuotta, niin siellä korkein aste todennäköisyydellä ei ole yhtä monopolia.
Eksponentiaalilaajenemisen hypoteesi ehdottaa myös yksinkertaista ratkaisua horisonttiongelmaan. Oletetaan, että universumillemme perustan luoneen idun "kuplan" koko ei ylittänyt polkua, jonka valo ehti kulkea alkuräjähdyksen jälkeen. Tässä tapauksessa siihen voitiin muodostaa lämpötasapaino, joka varmisti lämpötilojen tasa-arvon koko tilavuudessa, joka säilyi eksponentiaalisen laajenemisen aikana. Tällainen selitys on monissa kosmologian oppikirjoissa, mutta voit tehdä ilman sitä.

YHDESSÄ KUPLALTA

1970- ja 1980-luvun vaihteessa useat teoreetikot, joista ensimmäinen oli Neuvostoliiton fyysikko Aleksei Starobinsky, pitivät universumin varhaisen evoluution malleja, joilla oli lyhyt eksponentiaalinen laajenemisvaihe. Vuonna 1981 amerikkalainen Alan Guth julkaisi paperin, joka nosti idean esiin. Hän ymmärsi ensimmäisenä, että tällainen laajeneminen (todennäköisimmin päättyy 10-34 s ikärajaan) poistaa monopolien ongelman, jota hän alun perin käsitteli, ja osoittaa tien tasaisen geometrian ja horisontin epäjohdonmukaisuuksien ratkaisemiseen. Guth kutsui tätä laajentumista kauniisti kosmologiseksi inflaatioksi, ja termistä on tullut yleisesti hyväksytty.

SIINÄ, HORISONTIN YLÄ

HORISONTIN ONGELMA LIITTYY RELIKTTIIN SÄTEILYÖN, MISTÄ HORISONTIN KOHTEESTA SE TULEE, SEN LÄMPÖTILA ON VAKIONA 0,001 % TARKKUKSELLA. 1970-luvulla näitä tietoja ei vielä ollut saatavilla, mutta silloinkin tähtitieteilijät uskoivat, että vaihtelut eivät ylittäneet 0,1 prosenttia. Tämä oli mysteeri. Mikroaaltosäteilykvantit hajaantuivat avaruuteen noin 400 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Jos universumi on kehittynyt koko ajan Friedmann-Lemaitren mukaan, niin fotonit, jotka tulivat Maahan taivaallinen pallo, joita erottaa yli kahden asteen kulmaetäisyys, säteilivät avaruuden alueilta, joilla ei silloin voi olla mitään yhteistä toistensa kanssa. Niiden välissä oli etäisyyksiä, joita valolla ei yksinkertaisesti olisi ollut aikaa ylittää koko maailmankaikkeuden silloisen olemassaolon aikana - toisin sanoen niiden kosmologiset horisontit eivät leikkaaneet toisiaan. Siksi heillä ei ollut mahdollisuutta saada aikaan lämpötasapainoa toistensa kanssa, mikä melkein tasoittaisi niiden lämpötilat. Mutta jos nämä alueet eivät olleet yhteydessä toisiinsa muodostumisen varhaisilla hetkillä, kuinka ne lopulta kuumenivat lähes yhtä paljon? Jos tämä on sattumaa, se on liian outoa.

LOTTAINEN ONGELMA

Mutta Guthin mallilla oli silti vakava haittapuoli. Se mahdollisti monien inflaatioalueiden syntymisen, jotka törmäsivät toisiinsa. Tämä johti erittäin epäjärjestyneen kosmoksen muodostumiseen, jonka aineen ja säteilyn tiheys on epähomogeeninen ja joka on täysin erilainen kuin todellinen. tilaa. Kuitenkin pian Andrei Linde tiedeakatemian fysikaalisesta instituutista (FIAN) ja vähän myöhemmin Andreas Albrecht ja Paul Steinhardt Pennsylvanian yliopistosta osoittivat, että jos muutat skalaarikentän yhtälöä, kaikki loksahtaa paikoilleen. Sieltä seurasi skenaario, jonka mukaan koko havaittava maailmankaikkeutemme syntyi yhdestä tyhjiökuplasta, jota erottaa muista inflaatioalueista käsittämättömän suuret etäisyydet.

KAOOTTINEN INFLAATIO

Vuonna 1983 Andrey Linde teki toisen läpimurron kehittämällä kaoottisen inflaation teorian, joka mahdollisti sekä universumin koostumuksen että kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn homogeenisuuden selittämisen. Inflaation aikana skalaarikentän aikaisemmat epähomogeenisuudet venyvät niin paljon, että ne käytännössä katoavat. Inflaation loppuvaiheessa tämä kenttä alkaa värähdellä nopeasti lähellä minimiään. Mahdollinen energia. Tässä tapauksessa syntyy runsaasti hiukkasia ja fotoneja, jotka ovat intensiivisessä vuorovaikutuksessa keskenään ja saavuttavat tasapainolämpötilan. Joten inflaation lopussa meillä on tasainen kuuma universumi, joka sitten laajenee alkuräjähdyksen skenaarion mukaan. Tämä mekanismi selittää, miksi nykyään havaitsemme kosmista mikroaaltotaustasäteilyä, jossa on pieniä lämpötilanvaihteluita, jotka voidaan katsoa johtuvan kvanttivaihteluista universumin olemassaolon ensimmäisessä vaiheessa. Siten kaoottisen inflaation teoria ratkaisi horisonttiongelman ilman olettamusta, että ennen eksponentiaalisen laajenemisen alkamista alkion maailmankaikkeus oli lämpötasapainotilassa.

Linden mallin mukaan aineen ja säteilyn jakautumisen avaruudessa inflaation jälkeen on yksinkertaisesti oltava lähes täysin homogeeninen, lukuun ottamatta primääristen kvanttivaihteluiden jälkiä. Nämä vaihtelut aiheuttivat paikallisia tiheyden vaihteluita, jotka lopulta johtivat galaktisten klustereiden ja niitä erottavien avaruusonteloiden muodostumiseen. On erittäin tärkeää, että ilman inflaatiota "venyttelyä" heilahtelut olisivat liian heikkoja eivätkä niistä voisi tulla galaksien alkioita. Yleisesti ottaen inflaatiomekanismilla on äärimmäisen voimakas ja universaali kosmologinen luovuus - jos haluatte, se esiintyy universaalina demiurgina. Joten tämän artikkelin otsikko ei ole missään nimessä liioittelua.
Universumin koon sadasosan mittakaavassa (nyt se on satoja megaparsekkeja) sen koostumus oli ja on edelleen homogeeninen ja isotrooppinen. Homogeenisuus kuitenkin katoaa koko kosmoksen mittakaavassa. Inflaatio pysähtyy yhdellä alueella ja alkaa toisella, ja niin edelleen loputtomiin. Tämä on itseään toistava loputon prosessi, joka synnyttää haarautuneen joukon maailmoja - Multiverse. Samat fysikaaliset peruslait voivat toteutua siellä eri muodoissa - esimerkiksi ytimen sisäiset voimat ja elektronin varaus muissa universumeissa voivat osoittautua erilaisiksi kuin meillä. Tästä upeasta kuvasta keskustellaan tällä hetkellä vakavasti sekä fyysikot että kosmologit.

IDEOJEN TAISTELU

"Inflaatioskenaarion pääajatukset muotoiltiin kolme vuosikymmentä sitten", selittää Andrey Linde, yksi inflaatiokosmologian kirjoittajista, Stanfordin yliopiston professori. - Sen jälkeen päätehtävänä oli kehittää näiden ajatusten pohjalta realistisia teorioita, mutta vain realismin kriteerit muuttuivat useammin kuin kerran. 1980-luvulla vallitsi näkemys, että inflaatio voitiin ymmärtää Grand Unification -malleilla. Sitten toiveet sulaivat, ja inflaatiota alettiin tulkita supergravitaatioteorian ja myöhemmin supermerkkijonoteorian yhteydessä. Tämä tie osoittautui kuitenkin erittäin vaikeaksi. Ensinnäkin nämä molemmat teoriat käyttävät erittäin paljon monimutkaista matematiikkaa, ja toiseksi ne on järjestetty niin, että inflaatioskenaarion toteuttaminen heidän avullaan on erittäin, hyvin vaikeaa. Tästä syystä kehitys on ollut melko hidasta. Vuonna 2000 kolme japanilaista tiedemiestä sai suurilla vaikeuksilla supergravitaatioteorian puitteissa kaoottisen inflaation mallin, jonka keksin lähes 20 vuotta aiemmin. Kolme vuotta myöhemmin teimme Stanfordissa artikkelin, joka osoitti perustavanlaatuisen mahdollisuuden rakentaa inflaatiomalleja käyttämällä supermerkkijonoteoriaa ja selitti maailmamme neliulotteisuuden sen perusteella. Tarkemmin sanottuna huomasimme, että tällä tavalla voidaan saada tyhjiötila, jolla on positiivinen kosmologinen vakio, joka on välttämätön inflaation laukaisemiseksi. Muut tiedemiehet kehittivät lähestymistapamme menestyksekkäästi, ja tämä vaikutti suuresti kosmologian kehitykseen. Nyt on selvää, että supermerkkijonoteoria sallii valtavan määrän tyhjiötiloja, jotka saavat aikaan maailmankaikkeuden eksponentiaalisen laajenemisen.
Nyt meidän pitäisi ottaa vielä yksi askel ja ymmärtää universumimme rakenne. Näitä töitä tehdään, mutta ne kohtaavat valtavia teknisiä vaikeuksia, ja mikä on lopputulos, ei ole vielä selvää. Viimeiset kaksi vuotta kollegani ja minä olemme työskennelleet hybridimalliperheen parissa, joka perustuu sekä superkierteisiin että supergravitaatioon. Edistystä tapahtuu, pystymme jo kuvailemaan monia tosielämän asioita. Olemme esimerkiksi lähellä ymmärtämistä, miksi tyhjiön energiatiheys on nyt niin alhainen, mikä on vain kolme kertaa hiukkasten ja säteilyn tiheys. Mutta on välttämätöntä edetä. Odotamme innolla tuloksia Planckin avaruusobservatoriosta, joka mittaa CMB:n spektriominaisuuksia erittäin korkealla resoluutiolla. On mahdollista, että hänen instrumenttinsa lukemat laittavat veitsen alle kokonaisia ​​inflaatiomalliluokkia ja kannustavat vaihtoehtoisten teorioiden kehittämiseen.
Inflaatiokosmologialla on useita merkittäviä saavutuksia. Hän ennusti universumimme litteän geometrian kauan ennen kuin tähtitieteilijät ja astrofyysikot vahvistivat tämän tosiasian. 1990-luvun loppuun asti uskottiin, että kun kaikki maailmankaikkeuden ainekset otetaan täysin huomioon, parametrin Ω numeerinen arvo ei ylitä 1/3. Pimeän energian löytämisessä tarvittiin varmistaa, että tämä arvo on käytännössä yhtä suuri kuin yksi, kuten inflaatioskenaariosta seuraa. Jäännössäteilyn lämpötilan vaihtelut ennustettiin ja niiden spektri laskettiin etukäteen. Samanlaisia ​​esimerkkejä paljon. Inflaatioteoriaa on yritetty kumota toistuvasti, mutta kukaan ei ole onnistunut. Lisäksi Andrei Linden mukaan viime vuosina on kehittynyt käsite universumien moninaisuudesta, jonka muodostumista voidaan kutsua tieteelliseksi vallankumoukseksi: "Epätäydellisyydestään huolimatta siitä on tulossa osa uuden sukupolven fyysikkojen kulttuuria. ja kosmologit."

STANDARDIN KÄYTTÖ EVOLUUTIOON

"Inflaatioparadigma on nyt toteutettu useissa vaihtoehdoissa, joista ei ole tunnustettua johtajaa", sanoo Alexander Vilenkin, Tuftsin yliopiston kosmologian instituutin johtaja. - Malleja on monia, mutta kukaan ei tiedä, mikä on oikea. Siksi, jos puhutaan dramaattisesta edistymisestä viime vuodet, En. Ja kyllä, komplikaatioita on paljon. Ei esimerkiksi ole täysin selvää, kuinka verrata tietyn mallin ennustamien tapahtumien todennäköisyyksiä. AT ikuinen universumi minkä tahansa tapahtuman täytyy tapahtua äärettömän monta kertaa. Joten todennäköisyyksien laskemiseksi sinun on verrattava äärettömiä, mikä on erittäin vaikeaa. Myös inflaation alkamisen ongelma on ratkaisematon. Todennäköisesti et tule toimeen ilman sitä, mutta ei ole vielä selvää, kuinka päästä lähelle sitä. Ja silti, inflaatiokuvalla maailmasta ei ole vakavia kilpailijoita. Vertaisin sitä Darwinin teoriaan, jossa oli myös aluksi monia epäjohdonmukaisuuksia. Hänellä ei kuitenkaan ollut vaihtoehtoa, ja lopulta hän voitti tutkijoiden tunnustuksen. Minusta näyttää, että kosmologisen inflaation käsite selviää täydellisesti kaikista vaikeuksista."

Heti syntymänsä jälkeen universumi laajeni uskomattoman nopeasti.

1930-luvulta lähtien astrofyysikot ovat jo tienneet, että Hubblen lain mukaan maailmankaikkeus laajenee, mikä tarkoittaa, että se alkoi vuonna tietty hetki menneisyydessä. Astrofyysikkojen tehtävä näytti näin ollen ulkoisesti yksinkertaiselta: seurata kaikkia Hubblen laajenemisen vaiheita käänteisessä kronologiassa soveltaen asianmukaisia ​​fyysisiä lakeja jokaisessa vaiheessa ja mentyään tätä tietä loppuun - tarkemmin sanottuna aivan alkuun. - ymmärtää tarkalleen kuinka kaikki tapahtui.

1970-luvun lopulla monet ongelmat jäivät kuitenkin ratkaisematta. perustavanlaatuisia ongelmia liittyvät varhaiseen universumiin, nimittäin:

• Antiaineen ongelma. Fysiikan lakien mukaan aineella ja antiaineella on yhtäläinen oikeus olla olemassa universumissa ( cm. Antihiukkaset), mutta maailmankaikkeus koostuu melkein kokonaan aineesta. Miksi se tapahtui?
• Horisontti ongelma. Kosmisen taustasäteilyn mukaan ( cm. Big Bang), voimme määrittää, että maailmankaikkeuden lämpötila on suunnilleen sama kaikkialla, mutta sen yksittäiset osat (galaksiklusterit) eivät voineet olla kosketuksissa (kuten sanotaan, ne olivat ulkopuolella horisontti toisiaan). Kuinka tapahtui, että niiden välille muodostui lämpötasapaino?
• Avaruuden oikaisemisen ongelma. Universumilla näyttää olevan täsmälleen se massa ja energia, joka tarvitaan Hubblen laajenemisen hidastamiseen ja pysäyttämiseen. Miksi maailmankaikkeudella on kaikista mahdollisista massoista tämä?

Avain näiden ongelmien ratkaisemiseen oli ajatus, että heti syntymänsä jälkeen universumi oli hyvin tiheä ja erittäin kuuma. Kaikki aine siinä oli kuumana kvarkkien ja leptonien massa ( cm. Standardimalli), jota ei ollut mahdollista yhdistää atomeiksi. Toiminnassa moderni universumi erilaisia ​​voimia(kuten sähkömagneettiset ja painovoimat) vastasi sitten yhtä voimavuorovaikutuksen kenttää ( cm. yleismaailmalliset teoriat). Mutta kun universumi laajeni ja jäähtyi, hypoteettinen yhtenäinen kenttä hajosi useiksi voimiksi ( cm. varhainen universumi).

Vuonna 1981 Amerikkalainen fyysikko Alan Guth ymmärsi, että vahvojen vuorovaikutusten erottaminen yhtenäisestä kentästä, joka tapahtui noin 10-35 sekuntia maailmankaikkeuden syntymän jälkeen (ajatelkaa vain - se on 34 nollaa ja yksi desimaalipilkun jälkeen!), oli käännekohta sen kehityksessä. . tapahtui vaihemuutos aine tilasta toiseen universumin mittakaavassa - ilmiö, joka on samanlainen kuin veden muuttuminen jääksi. Ja aivan kuten veden jäätyessä sen satunnaisesti liikkuvat molekyylit yhtäkkiä "tartutaan" ja muodostavat tiukan kiderakenteen, niin vapautuneiden voimakkaiden vuorovaikutusten vaikutuksesta tapahtui välitön uudelleenjärjestely, eräänlainen aineen "kiteytyminen" universumissa.

Jokainen, joka on nähnyt vesiputkien räjähtävän tai auton jäähdyttimen putkien räjähtävän kovassa pakkasessa, heti kun niissä oleva vesi muuttuu jääksi, hän oma kokemus tietää, että vesi laajenee jäätyessään. Alan Guth pystyi osoittamaan, että kun vahva ja heikko vuorovaikutus erotettiin, universumissa tapahtui jotain vastaavaa - hyppymäistä laajenemista. Tätä laajennusta kutsutaan inflaatiota, monta kertaa nopeampi kuin tavallinen Hubble-laajennus. Noin 10-32 sekunnissa universumi laajeni 50 suuruusluokkaa - se oli pienempi kuin protoni ja siitä tuli greipin kokoinen (vertailun vuoksi: kun vesi jäätyy, se laajenee vain 10%). Ja tämä maailmankaikkeuden nopea inflaatiolaajeneminen poistaa kaksi kolmesta yllä olevista ongelmista ja selittää ne suoraan.

Päätös tilan suoristusongelmia Seuraava esimerkki havainnollistaa tätä parhaiten: kuvittele ohuelle elastiselle kartalle piirretty koordinaattiristikko, joka sitten rypistetään satunnaisesti. Jos nyt otamme ja ravistellaan tätä ryppyistä elastista karttaa lujasti, se palaa tasaiseen muotoon ja sen koordinaattiviivat palautetaan, riippumatta siitä kuinka paljon muotoillaan sitä rypistyessämme. Samoin riippumatta siitä, kuinka kaareva maailmankaikkeuden avaruus oli sen inflaatiolaajenemisen alkaessa, tärkeintä on, että tämän laajenemisen lopussa avaruus osoittautui täysin suoristettua. Ja koska tiedämme suhteellisuusteoriasta, että avaruuden kaarevuus riippuu siinä olevan aineen ja energian määrästä, käy selväksi, miksi universumissa on juuri tarpeeksi ainetta tasapainottamaan Hubblen laajenemista.

Selittää inflaatiomallin ja horisontti ongelma tosin ei niin suoraan. Mustan kappaleen säteilyn teoriasta tiedämme, että kehon lähettämä säteily riippuu sen lämpötilasta. Siten universumin syrjäisten osien emissiospektreistä voimme määrittää niiden lämpötilan. Tällaiset mittaukset antoivat hämmästyttäviä tuloksia: kävi ilmi, että missä tahansa havaittavassa pisteessä universumissa lämpötila (jopa neljän desimaalin mittausvirheellä) on sama. Tavanomaisen Hubblen laajennuksen mallin perusteella aineen heti alkuräjähdyksen jälkeen olisi pitänyt levitä liian kauas, jotta lämpötilat tasoittuisivat. Inflaatiomallin mukaan universumin aine pysyi hetkeen t = 10 -35 sekuntia asti paljon tiiviimpänä kuin Hubblen laajenemisen aikana. Tämä on erittäin lyhyt aika se riitti luomaan lämpötasapainon, joka ei häiriintynyt inflaatiolaajenemisvaiheessa ja on säilynyt tähän päivään asti.

Amerikkalainen fyysikko, alkuainehiukkasten ja kosmologian asiantuntija. Syntynyt New Brunswickissä, New Jerseyssä. PhD sai Massachusetts Institute of Technologysta, jonne hän palasi vuonna 1986 ja hänestä tuli fysiikan professori. Guth kehitti teoriansa maailmankaikkeuden inflaatiolaajenemisesta vielä Stanfordin yliopistossa työskennellessään alkuainehiukkasten teorian parissa. Tunnettu katsauksestaan ​​maailmankaikkeudesta "loputtomana itsekokoutuvana pöytäliinana".

Yleisesti hyväksytyssä alkuräjähdyksen teoriassa on monia ongelmia varhaisen maailmankaikkeuden kuvaamisessa. Vaikka jättäisimme syrjään singulaarisen tilan omituisuudet, joka ei kestä mitään fyysinen selitys, aukkoja ei ole vähemmän. Ja tämä on otettava huomioon. Joskus pienet epäjohdonmukaisuudet johtavat koko teorian hylkäämiseen. Siksi yleensä ilmaantuu täydentäviä ja avustavia teorioita, joiden tarkoituksena on selvittää pullonkauloja ja ratkaista tilanteen jännitteitä. Tässä tapauksessa inflaatioteorialla on tämä rooli. Joten katsotaan mikä ongelma on.

Aineella ja antiaineella on tasa-arvoiset oikeudet olemassaoloon. Miten sitten selittää, että maailmankaikkeus koostuu melkein kokonaan aineesta?

Taustasäteilyn perusteella on todettu, että maailmankaikkeuden lämpötila on suunnilleen sama. Mutta sen yksittäiset osat eivät voineet olla kosketuksissa laajenemisen aikana. Miten lämpötasapaino sitten muodostettiin?

Miksi maailmankaikkeuden massa on juuri sellainen, että se voi hidastaa ja pysäyttää Hubblen laajenemisen?

Vuonna 1981 amerikkalainen fyysikko ja kosmologi, Ph.D. Alan Harvey Guth, apulaisprofessori Massachusettsin yliopistosta, matemaattisia ongelmia hiukkasfyysikot ehdottivat, että kymmenen - miinus 35 sekunnin potenssilla alkuräjähdyksen jälkeen supertiheä ja kuuma aine, joka koostuu pääasiassa kvarkeista ja leptoneista, koki kiteytymistä muistuttavan kvanttisiirtymän. Tämä tapahtui, kun vahvat vuorovaikutukset erotettiin yhtenäisestä kentästä. Alan Guth pystyi osoittamaan, että kun vahva ja heikko vuorovaikutus erotettiin, tapahtui äkillinen laajeneminen, kuten jäätymässä vedessä. Tätä monta kertaa Hubblea nopeampaa laajenemista kutsuttiin inflaatioksi.

Noin kymmenessä miinus 30 asteessa sekunnissa universumi laajeni 50 suuruusluokkaa - se oli pienempi kuin protoni, siitä tuli greipin kokoinen. Muuten, vesi laajenee vain 10%. Tämä nopea inflaatiokasvu ratkaisee kaksi kolmesta tunnistetusta ongelmasta. Laajentuminen tasoittaa avaruuden kaarevuutta, joka riippuu siinä olevan aineen ja energian määrästä. Eikä se riko lämpötasapainoa, jolla oli aikaa kehittyä inflaation alkuun mennessä. Antiaineen ongelma selittyy sillä, että alkuvaiheessa muodostumista syntyi muutamia tavallisia hiukkasia enemmän. Tuhoamisen jälkeen muodostui pala tavallista ainetta, josta muodostui maailmankaikkeuden substanssi.

Universumin muodostumisen inflaatiomalli.

Protouniversumi oli täynnä skalaarikenttää. Aluksi se oli homogeeninen, mutta siinä syntyi kvanttivaihteluja ja epähomogeenisuuksia. Näiden epähomogeenisuuksien kerääntyessä tapahtuu harvinainen tyhjiön muodostuminen. Skalaarikenttä ylläpitää jännitystä ja tuloksena oleva kupla kasvaa ja laajenee kaikkiin suuntiin. Prosessi etenee eksponentiaalisesti, erittäin pitkään lyhyt aika. Tässä kentän alkuperäisillä ominaisuuksilla on ratkaiseva rooli. Jos voima on ajallisesti vakio, niin kymmenen - miinus kolmekymmentäkuusi astetta sekunnissa alkava tyhjiökupla voi laajentua kymmenen ajan kahdeskymmenenkuudenteen asteeseen. Ja tämä on yhdenmukainen suhteellisuusteorian kanssa, me puhumme itse tilan liikkeestä eri puolia.

Tämän seurauksena käy ilmi, että räjähdystä ei tapahtunut, universumimme kuplan inflaatio ja laajeneminen tapahtui erittäin nopeasti. Termi inflaatio tulee englannin sanasta inflate - pumppaa ylös, inflate. Mutta tyhjiö laajeni, mistä energia ja aine, jotka muodostivat tähdet, galaksit, tulivat? Ja miksi uskotaan, että maailmankaikkeus oli kuuma? Voiko tyhjyys olla korkealämpöistä?

Kun universumin kuplaa venytetään, se alkaa kerääntyä energiaa. Faasimuutoksen vuoksi lämpötila nousee jyrkästi. Inflaatiojakson lopussa universumi osoittautuu erittäin kuumaksi, jonka uskotaan johtuvan singulaarisuudesta. Tyhjiö sai energiaa avaruuden kaarevuuden avulla. Einsteinin mukaan painovoima ei ole kahden massan välinen vetovoima, vaan avaruuden kaarevuus. Jos avaruus on kaareva, sillä on jo energiaa, vaikka sillä ei olisi massaa. Mikä tahansa energia taivuttaa tilaa. Se mikä työntää galakseja eri suuntiin ja mitä me kutsumme pimeäksi energiaksi, on osa skalaarikenttää. Ja haluttu Higgs-kenttä generoidaan tällä skalaarikentällä.

Inflaatioteorian arvostelijoiden joukossa on Sir Roger Pentrose, englantilainen matemaatikko, yleisen suhteellisuusteorian asiantuntija ja kvanttiteoria, matematiikan osaston johtaja Oxfordin yliopisto. Hän uskoi, että kaikki inflaatiota koskevat väitteet ovat kaukaa haettua, eikä niitä voida todistaa. Eli alkuarvoissa on ongelma. Kuinka todistaa, että varhaisessa universumissa epähomogeenisuudet olivat sellaisia, että ne saattoivat synnyttää homogeenisen maailman, joka nyt havaitaan? Ja jos alun perin oli suuri kaarevuus, niin sen jäännösilmiöitä tulisi tarkkailla tällä hetkellä.

Supernova Cosmology Projectin puitteissa tehdyt tutkimukset ovat kuitenkin osoittaneet, että inflaatiota havaitaan tällä hetkellä maailmankaikkeuden evoluution myöhäisessä vaiheessa. Tämän ilmiön aiheuttavaa tekijää kutsutaan pimeäksi energiaksi. Tällä hetkellä Linden lisäyksiä inflaatioteoriaan on tehty kaoottisen inflaation muodossa. Sitä ei pidä kiirehtiä vähättelemään, inflaatiouniversumin teoria palvelee edelleen kosmologiaa.

Tiedot:

Okun L.B. "Leptonit ja kvarkit", M., Nauka, 1981

www.cosmos-journal.ru

V. V. Kazyutinsky

Inflaatiokosmologia: teoria ja tieteellinen kuva maailmasta*

Nyt on käynnissä uusi perustavanlaatuinen versio tiedosta koko maailmankaikkeudesta, ts. maailman suurin fragmentti, jonka tiede pystyy eristämään kulloinkin käytettävissä olevin keinoin. Tämä tarkistus koskee kahta käsitteellistä tasoa: 1) uusien kosmologisten teorioiden rakentamista; 2) muutokset "maailman kokonaisuutena" -lohkossa tieteellisessä maailmankuvassa (SCM).

Modernit muutokset kosmologiassa antavat erittäin suuren, mutta silti riittämättömästi arvostetun panoksen nykyaikaiseen NCM:ään, puhumattakaan niiden edustamasta ideologisesta intressistä. Niiden ydin on paluu ilmaistua kieltä ei-klassisen fysiikan ideoita ääretön luku maailmoja, tilan ja ajan äärettömyyttä, maailmankaikkeuden (Metauniversumin) evoluutio- ja itseorganisaatioprosessien äärettömyyttä, joista jotkin pidettiin ikuisesti hylätyinä tieteen näkökulmasta.

Laajentuvan universumin teoria on ollut poikkeuksellisen tehokas tutkimusohjelma. Se mahdollisti joukon metagalaksimme rakenteeseen ja kehitykseen liittyviä ongelmia, mukaan lukien sen kehityksen alkuvaiheet, ratkaisemisen. Esimerkiksi, erinomainen saavutus oli "kuuman maailmankaikkeuden" G.A. Gamovin teoria, jonka vahvisti vuonna 1965 löydetty kosminen mikroaaltotaustasäteily. Lukuisat vaihtoehdot Friedmannin kosmologialle ovat osoittautuneet uskomattomiksi.

Samaan aikaan teoria itse laajenevasta maailmankaikkeudesta kohtasi useita vakavia ongelmia. Jotkut niistä olivat luonteeltaan niin sanotusti "teknisiä". Jokseenkin masentavaa on esimerkiksi se, että intensiivisestä tutkimuksesta huolimatta ei ole vielä pystytty rakentamaan A.A. Fridmanin teorian puitteissa riittävän riittävää mallia laajenevasta metagalaksista, koska tällaisen mallin rakentamiseen tarvittavat tunnetut tosiasiat eivät joko ole olemassa. riittävän tarkka tai ristiriitainen. Muut ongelmat ovat perustavanlaatuisempia. "Damokleen miekana" kosmologien yli on pitkään roikkunut "massaparadoksi", jonka mukaan 90-95% metagalaksin massasta pitäisi olla näkymättömässä tilassa, jonka luonne on edelleen epäselvä. Nykyaikainen kehitys Laajentuvan maailmankaikkeuden teoria aiheutti useita vielä vakavampia ongelmia, jotka osoittivat selvästi teorian rajoitukset, sen kyvyttömyyden selviytyä näistä ongelmista ilman merkittäviä käsitteellisiä muutoksia. Erityisesti paljon vaivaa toi ongelman teorian eniten alkuvaiheet maailmankaikkeuden evoluutio. Singulariteettiongelma tunnetaan hyvin: kun universumin säde on käänteinen, ts. metagalaksissamme nollaan, monet parametrit muuttuivat äärettömiksi. Se osoittautui epäselväksi fyysinen merkitys kysymys: mikä oli "ennen" singulaarisuutta (joskus tämä kysymys itse julistettiin merkityksettömäksi, koska aika, kuten Augustinus väitti, syntyi maailmankaikkeuden mukana. (Mutta vastaukset kuten: "ennen" tätä ei ollut aikaa ja siksi itse kysymys esitettiin väärin, monet kosmologit eivät olleet kovin tyytyväisiä.) Teoria ei-kvanttiversiossaan ei pystynyt selittämään syytä, joka aiheutti alkuräjähdyksen, maailmankaikkeuden laajenemisen.Lisäksi on olemassa vaikuttava luettelo enemmän kuin tusina muuta ongelmaa, joita A.A. Fridmanin teoria ei kyennyt selviytymään Tässä on vain muutamia niistä: 1) Universumin tasaisuuden (tai spatiaalisen euklidisen) ongelma: avaruuden kaarevuuden läheisyys nollaan, joka eroaa asteittain "teoreettisten odotusten" suuruus; 2) maailmankaikkeuden koon ongelma: teorian näkökulmasta olisi luonnollisempaa odottaa, että universumimme sisältää vain muutaman alkeishiukkasen, eikä nykyaikaisten arvioiden mukaan 10 88 - toinen valtava ristiriita teoreettisten odotusten ja havaintojen välillä! 3) horisonttiongelma: riittää etäpisteet universumissamme ei ole vielä ehtinyt olla vuorovaikutuksessa, eikä niillä voi olla yhteisiä parametreja (kuten

tiheys, lämpötila jne.). Mutta universumimme, metagalaksi, kieltäytyy suuressa mittakaavassa olemasta yllättävän homogeeninen mahdottomuudesta huolimatta syy-yhteys syrjäisten alueidensa välillä.

Nyt, kun inflaatio kosmologia on pystynyt ratkaisemaan suurin osa Nämä ongelmat, relativistisen kosmologian vaikeudet, luetellaan usein, ja jopa jotenkin hyvin mielellään. Mutta 60-70-luvulla jopa heidän mainitsemisensa olivat hyvin hillittyjä ja annosteltuja, varsinkin Nefridmanin edessä. tutkimusohjelmia. Ensinnäkin monet muistivat vielä traaginen kohtalo relativistinen kosmologia, joka on alttiina ideologisille hyökkäyksille paitsi maassamme. Toiseksi, vallitsi yleinen ymmärrys siitä, että lähellä "alkua" ratkaiseva rooli alkaa olla kvanttiefektit. Tästä seurasi, että uutta tietoa alkeishiukkasfysiikasta ja kvanttikenttäteoriasta on edelleen siirrettävä. Keskustelu kosmologisista ongelmista NCM-tasolla johti erittäin mielenkiintoisiin johtopäätöksiin. Esitettiin kaksi perusperiaatetta, jotka aiheuttivat voimakkaan "progressiivisen muutoksen" kosmologiassa.

1) Universumin kvanttisyntymisen periaate. Kosmologinen singulaarisuus on käsitteellisen rakenteen väistämätön piirre kvanttikosmologia. Mutta kvanttikosmologiassa tämä on vain karkea likiarvo, joka on korvattava spontaanin tyhjiön vaihtelun käsitteellä (Tryon, 1973).

2) Inflaation periaate, jonka mukaan pian maailmankaikkeuden laajenemisen alkamisen jälkeen tapahtui sen eksponentiaalinen inflaatioprosessi. Se kesti noin 10-35 sekuntia, mutta tänä aikana turpoamisalueen pitäisi saavuttaa A.D. Linden sanoin "käsittämättömiä kokoja". Joidenkin inflaatiomallien mukaan maailmankaikkeuden mittakaava (cm) saavuttaa 10:n potenssiin 10 12, ts. arvot, jotka ovat monta suuruusluokkaa suurempia kuin etäisyydet havaittavissa olevan maailmankaikkeuden kaukaisimpiin objekteihin.

Ensimmäistä versiota inflaatiosta käsitteli A.A. Starobinsky vuonna 1979, sitten ilmaantui kolme skenaariota täyttyvästä maailmankaikkeudesta peräkkäin: A. Gusin skenaario (1981), niin kutsuttu uusi skenaario (A.D. Linde, A. Albrecht, P.J. . Steinhardt, 1982), kaoottisen inflaation skenaario (A.D. Linde, 1986). Kaoottisen inflaation skenaario lähtee siitä, että varhaisen universumin nopean inflaation synnyttävä mekanismi johtuu skalaarikentistä, joilla on keskeinen rooli mm.

alkeishiukkasfysiikassa ja kosmologiassa. Varhaisen universumin skalaarikentät voivat saada mielivaltaisia ​​arvoja; tästä syystä nimi, kaoottinen turvotus.

Bloat selittää monia maailmankaikkeuden ominaisuuksia, jotka aiheuttivat ratkaisemattomia ongelmia Friedmannin kosmologialle. Esimerkiksi maailmankaikkeuden laajenemisen syynä on antigravitaatiovoimien toiminta tyhjiössä. Inflaatiokosmologian mukaan maailmankaikkeuden on oltava litteä. A.D. Linde jopa pitää tätä tosiasiaa inflaatiokosmologian ennusteena, jonka havainnot vahvistavat. Myöskään universumin syrjäisten alueiden käyttäytymisen synkronointi ei ole ongelma.

Paisuvan maailmankaikkeuden teoria tuo (toistaiseksi hypoteettisella tasolla) vakavia muutoksia NCM:n lohkoon "maailma kokonaisuudessaan".

1. Täysin sopusoinnussa "universumin kokonaisuutena" käsitteen filosofisen analyysin kanssa, joka johti johtopäätökseen, että se on "kaikki, mikä on olemassa" tietyn kosmologisen teorian tai mallin näkökulmasta (eikä jossain absoluuttisessa mielessä), teoria laajensi tämän käsitteen soveltamisalaa ennennäkemättömällä tavalla suhteelliseen kosmologiaan verrattuna. yhteinen kohta näkemys, jonka mukaan metagalaksimme on koko maailmankaikkeus, hylättiin. Inflaatiokosmologiassa metaversumin käsite otetaan käyttöön, kun taas termiä "miniuniversumit" ehdotetaan metagalaksin mittakaavan alueille. Nyt Metauniversumia pidetään "kaikena olemassa olevana" inflaatiokosmologian näkökulmasta ja metagalaksia - sen paikallisena alueena. Mutta on mahdollista, että jos se luodaan yhtenäinen teoria fyysisiä vuorovaikutuksia(ETT, TVO), silloin maailmankaikkeuden käsitteen laajuus kokonaisuutena laajenee (tai muuttuu) jälleen merkittävästi.

2. Friedmanin teoria perustui universumin yhtenäisyysperiaatteeseen (Metagalaksi). Inflaatiokosmologia, joka selittää universumin laajamittaisen homogeenisuuden tosiasian inflaatiomekanismin avulla, tuo samalla käyttöön uuden periaatteen - metaverssin äärimmäisen heterogeenisyyden. Miniversumien syntymiseen liittyvät kvanttivaihtelut johtavat eroihin fyysisiä lakeja ja olosuhteet, aika-avaruuden dimensiot, alkuainehiukkasten ja muiden metagalaktisten objektien ominaisuudet. Tarvitseeko minun muistuttaa, että periaate äärettömän vaihtelu aineellinen maailma, erityisesti hänen fyysisiä muotoja- Tämä on melko vanha filosofinen ajatus, joka löytää nyt uutta vahvistusta kosmologiassa.

3. Metauniversumi kokoelmana monia miniuniversumeita, jotka syntyvät avaruus-ajan "vaahdon" vaihteluista, on ilmeisesti ääretön, sillä ei ole alkua eikä loppua ajassa (I.D. Novikov kutsui sitä "ikuisesti nuoreksi universumiksi", epäilemättä, että tämä metafora oli 1900-luvun alun keksi K. E. Tsiolkovski kritisoimalla maailmankaikkeuden lämpökuoleman teoriaa).

4. Laajenevan maailmankaikkeuden teoria tarkastelee kosmisen evoluution prosesseja merkittävästi eri tavalla kuin Friedmannin. Hän torjuu käsityksen, että koko maailmankaikkeus syntyi 10 9 vuotta sitten yksittäistilasta. Tämä on vain miniuniversumimme, metagalaksin, ikä, joka syntyi tyhjiö "vaahdosta". Näin ollen "ennen" metagalaksin laajentumisen alkua vallitsi tyhjiö, jota nykyaikainen tiede pitää yhtenä aineen fysikaalisista muodoista. Mutta jo ennen kuin tämä johtopäätös tehtiin kosmologisessa kontekstissa, suhteellisuusteoria, ei ollenkaan absoluuttisuus, ja laajentumisen täysin luonnollinen, ei transsendentti luonne, perustettiin filosofisilla näkökohdilla. Siten käsite "maailman luominen", joka on kerran löydetty A.A. Fridmanin teksteistä ja lukemattomia kertoja - teologisissa, filosofisissa ja itse asiassa kosmologisissa teoksissa suurimman osan 1900-luvulta, ei osoittautunut pelkäksi metaforaksi. mikä ei seuraa inflaatiokosmologian olemuksesta. Metaversumi voi teorian mukaan osoittautua ollenkaan paikallaan pysyväksi, vaikka siihen sisältyvien miniuniversumien kehitystä kuvaa alkuräjähdysteoria.

A.D. Linde esitteli ikuisen inflaation käsitteen, joka kuvaa evoluutioprosessi, jatkuu nimellä ketjureaktio. Jos Metaverse sisältää vähintään yhden ilmapalloalueen, se synnyttää jatkuvasti uusia ilmapalloalueita. Esiin tulee miniuniversumien haarautuva rakenne, joka on samanlainen kuin fraktaali.

5. Inflaatiokosmologia on mahdollistanut täysin uuden käsityksen singulariteettiongelmasta. Klassiseen kuvaus- ja selitysmenetelmään perustuvan standardin relativistisen mallin puitteissa irrottamattoman singulaarisuuden käsite muuttaa merkittävästi merkitystään inflaatiokosmologiassa käytetyssä kvanttikuvaus- ja selitysmenetelmässä. Osoittautuu, että ei ole ollenkaan tarpeellista olettaa, että olisi olemassa jonkinlainen yksittäinen maailman alku, vaikka tämä olettamus kohtaakin joitain vaikeuksia. Mutta A.D. Linden mukaan universumin kaoottisen inflaation skenaarioissa "on erityisen selvästi nähtävissä, että

sen tragedian sijaan, että koko maailma syntyi singulaarisuudesta, jota ennen ei ollut olemassa mitään, ja sen myöhempi muuttuminen ei-mitään, kyseessä on loputon vaiheiden keskinäinen muunnosprosessi, jossa metriikan kvanttivaihtelut ovat pieniä tai päinvastoin iso. Tästä seuraa, että viime aikoina horjumaton johtopäätös yleisen kosmologisen singulariteetin olemassaolosta laajentumisen alussa menettää uskottavuutensa. Ei tarvitse väittää, että kaikki maailmankaikkeuden osat alkoivat laajentua samanaikaisesti. Laajenevan maailmankaikkeuden teoriassa singulaarisuus on korvattu tyhjiön kvanttivaihtelulla.

6. Inflaatiokosmologia tarkistaa nykyisessä kehitysvaiheessaan aiempia käsityksiä maailmankaikkeuden lämpökuolemasta. A.D. Linde puhuu "itseään toistuvasta paisuvasta maailmankaikkeudesta", ts. loputtoman itseorganisoitumisen prosessi. Miniversioita tulee ja menee, mutta näillä prosesseilla ei ole yhtä loppua.

7. Antrooppisella periaatteella (AP) on merkittävä rooli sekä relativistisessa että inflaatiokosmologiassa. Se yhdistää universumimme perusparametrit, metagalaksin, alkuainehiukkasten parametrit ja ihmisen olemassaolon tosiasian metagalaksissa. Ihmisen ilmestymiselle välttämättömiä kosmologisia olosuhteita ovat mm. seuraavat: Universumin (Metagalaksin) on oltava riittävän suuri, litteä ja homogeeninen. Juuri nämä sen ominaisuudet seuraavat laajenevan maailmankaikkeuden teoriasta. Sen rakenteen ja ominaisuuksien yhtenäisyyttä havaintojen kattamalla alueella on mahdotonta selittää ilman varhaisen universumin inflaatioprosessia.

On helppo nähdä, että inflaatiokosmologian filosofiset perustat kietoivat yhteen erillisiä ajatuksia ja kuvia, jotka oli käännetty eri filosofisista järjestelmistä. Esimerkiksi ajatuksella äärettömästä määrästä maailmoja on pitkä filosofinen perinne Leukippoksen, Demokritoksen, Epikuroksen ja Lucretiuksen ajoista lähtien. Erityisen syvästi sen kehittivät Nicholas of Cusa ja Giordano Bruno. Aristotelilaisen metafysiikan ajatus potentiaalisen mahdollisen muuttamisesta todelliseksi ei vaikuttanut vain inflaatiokosmologian käyttämään kvanttikuvaus- ja selitysmenetelmään, vaan osoittautui myös paradoksaalisella tavalla! - edeltäjä evoluutioideoita tämä teoria. Se on paradoksaalista, koska Aristoteles itse piti maailmankaikkeutta ainoana ja syntymisen ja tuhoutumisen huomioon ottaen maan prosesseja, johtuu taivaan muuttumattomuudesta vuonna

aika ja sulkeutuminen tilassa. Mutta hänen ilmaisemat ajatukset mahdollisesta ja todellisesta olemisesta siirtyivät, toisin kuin Aristoteleen omat näkemykset, äärettömään metaversumiin. He löytävät myös Platonin ajatusten vaikutuksen inflaatiokosmologian filosofisista perusteista. Se voidaan joka tapauksessa jäljittää renessanssin uusplatonistien kautta.

Jotkut tutkijat (esim. A. N. Pavlenko) uskovat, että inflaatiokosmologiaa tulisi pitää uutena vaiheena nykyaikaisessa vallankumouksessa universumin tieteessä, koska se ei ainoastaan ​​luo uutta NCM:ää, vaan myös johtaa joidenkin ihanteiden tarkistamiseen ja tiedon normit (esimerkiksi ihanteet todisteet tiedosta, jotka on pelkistetty sisäisiksi teoreettisiksi tekijöiksi). Ennusteena tai asiantuntija-arviona tällainen näkemys on hyväksyttävä, jos kuitenkin otamme huomioon seuraavat olosuhteet.

Tietysti sellaisen teorian kehittyminen, joka aiheuttaa suuren muutoksen maailmatuntemuksessamme ja vakavia ideologisia seurauksia, on tietyn vaiheen välttämätön merkki. tieteellinen vallankumous. Tätä ominaisuutta olisi kuitenkin täydennettävä perustelulla. uutta teoriaa, hänen tunnustuksensa tieteellinen yhteisö, joka sisältyy myös vallankumouksellisen muutoksen rakenteeseen. Sillä radikaalisuudella, jolla inflaatiokosmologia (erityisesti kaoottisen inflaation muunnelma) tarkistaa maailmankuvaa kokonaisuutena, se ylittää selvästi A.A. Fridmanin teorian. Kosmologien yhteisössä hän alkoi käyttää suuri vaikutus, joka perustettiin ei kuitenkaan heti. 1980-luvun ensimmäisellä puoliskolla erilaisia ​​skenaarioita maailmankaikkeuden kvanttisyntymisestä tyhjiöstä pidettiin kilpailevina, ja inflaatiokosmologia oli yksi niistä. Tämä johtui ensimmäisten bloat-skenaarioiden merkittävistä puutteista. Vasta kaoottisen inflaatioskenaarion ilmaantumisen jälkeen tapahtui läpimurto uuden kosmologian tunnustamisessa. Tästä huolimatta tämän kosmologisen teorian perusteluongelma jää toistaiseksi avoimeksi juuri siksi, että se ei vastaa tällä hetkellä hyväksyttyjä todisteisiin perustuvan tiedon ihanteita ja standardeja (muut universumit ovat pohjimmiltaan havainnoimattomia). Toiveet näiden ihanteiden muutoksesta lähitulevaisuudessa ("ulkoisen perustelun" velvoitteen poistaminen) ovat vielä vähäiset. Tarkkaan ottaen inflaatiokosmologiaan mahdollisesti sisältynyt vallankumous voi tapahtua tai ei. Toistaiseksi voi vain toivoa sen kehittymistä, ei täysin poissulkematta muita odottamattomia ja vielä arvaamattomia käänteitä tällä alueella.

Inflaatiokosmologian sosiokulttuuriseen assimilaatioon sisältyy utelias seikka. Pohjimmiltaan äärimmäisen vallankumouksellinen, uusi kosmologinen teoria ei aiheuttanut paljon "buumia". Noin 20 vuotta on kulunut tämän teorian ensimmäisen version ilmestymisestä, mutta se ei melkein ylittänyt melko kapeaa asiantuntijapiiriä, siitä ei tullut filosofisten keskustelujen lähdettä, joka edes muistutti kovia taisteluita Kopernikuksen teorian ympärillä, joka innosti mielet jo ennen hänen kuolemattoman tutkielmansa julkaisemista tai A.A. Fridmanin teorian ympärillä. Tämä silmiinpistävä seikka kaipaa selitystä.

On mahdollista, että suurin syy on valitettavasti vähentynyt kiinnostus tieteellistä, erityisesti fyysistä ja matemaattista tietoa kohtaan, jota intensiivisesti korvataan erilainen korvikkeita, jotka usein aiheuttavat mittaamattoman enemmän jännitystä kuin ensiluokkaisimmat tieteellisiä saavutuksia. Nyt vain muutamat tieteen löydöt, jotka löytävät suoran yhteyden ihmisen olemassaolon ongelmiin, löytävät vastauksen.

Lisäksi inflaatiokosmologia on äärimmäistä monimutkainen teoria, mikä ei ole kovin selvää edes naapurifysiikan asiantuntijoille, ja vielä enemmän ei-asiantuntijoille, ja jo tästä johtuen se on näiden intressien ulkopuolella.

Lopulta ajatus yhdestä ja ajallisesti rajallisesta universumista juurtui liian syvälle kulttuuriin ja vaikutti siihen liikaa. vahva vaikutus väistyä helposti teorialle, joka muistuttaa selvästi kauan hylättyjä kosmologisia malleja.

Kosmologian kehitys kuitenkin jatkuu ja tulevat vuodet johtavat todennäköisesti luottavampiin arvioihin universumin inflaatioteoriasta.

Kirjallisuus

1. Linde A.D. Alkuainehiukkasten fysiikka ja inflaatiokosmologia. M., 1990.

2. Kazyutinsky V.V."Universumin" käsite // Infinity and the Universe. M., 1969.

3. Kazyutinsky V.V. Universumin idea // Filosofia ja maailmankatsomusongelmat moderni tiede. M., 1981.