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Esta não é mais uma teoria especulativa, já que quatro delas foram confirmadas.

As ideias científicas devem ser simples, explicativas e preditivas. E até onde sabemos hoje, o multiverso inflacionário não possui tais propriedades.
- Paulo Steinhart, 2014

Quando pensamos no Big Bang, imaginamos o ponto de partida do universo: o estado quente, denso e em expansão do qual tudo surgiu. Ao observar e medir a expansão atual do Universo - galáxias voando para longe umas das outras, podemos não apenas determinar o destino do Universo, mas também seu início.

Mas apenas esse estado quente e denso é repleto de muitas perguntas, incluindo:

Por que regiões muito distantes e diferentes do espaço, que não podiam trocar informações desde o início dos tempos, são preenchidas com a mesma densidade de matéria e radiação com a mesma temperatura?

Por que o Universo, que entraria em colapso se tivesse mais substância, ou se expandiria para um estado de inexistência se tivesse menos matéria, tão perfeitamente equilibrada?

E onde, se o Universo costumava estar em um estado muito quente e denso, estão todas essas partículas relíquias de alta energia (como monopolos magnéticos), que teoricamente deveriam ser fáceis de detectar hoje?

As respostas às perguntas foram encontradas no final de 1979, início de 1980, quando Alan Guth apresentou a teoria da inflação cósmica.

Assumindo que o Big Bang foi precedido por um estado em que o Universo não estava cheio de matéria e radiação, mas apenas grande quantidade energia inerente ao tecido do próprio cosmos, Gut conseguiu resolver todos esses problemas. Além disso, houve outros desenvolvimentos na década de 1980 que possibilitaram encontrar novas classes de modelos que auxiliam os modelos inflacionários a reproduzir o universo atual:

Cheio de substância e radiação
isotrópico (o mesmo em todas as direções),
homogêneo (o mesmo em todos os pontos),
quente, denso e em expansão no estado inicial.

Tais modelos foram desenvolvidos por Andrey Linde, Paul Steinhart, Andy Albrecht, e detalhes adicionais foram elaborados por Henry Tai, Bruce Allen, Alexey Starobinsky, Michael Turner, David Schramm, Rocky Kolb e outros.

Encontramos algo notável: dois classe genérica modelos nos deram tudo o que precisávamos. Houve uma nova inflação, com um potencial plano no topo, do qual o campo inflacionário poderia "rolar lentamente" para baixo, e houve uma inflação caótica com um potencial em forma de U, do qual também se poderia deslizar lentamente.

Em ambos os casos, o espaço se expandiu exponencialmente, endireitou-se, suas propriedades eram as mesmas em todos os lugares, e quando a inflação acabou, você retornou a um Universo muito parecido com o nosso. Além disso, você recebeu cinco previsões adicionais para as quais não havia observações naquele momento.

1) Universo plano. No início da década de 1980, concluímos estudos de pesquisa de galáxias, aglomerados de galáxias e começamos a entender a estrutura em grande escala do universo. Com base no que vimos, conseguimos medir dois indicadores:

A densidade crítica do Universo, ou seja, a densidade da matéria necessária para o equilíbrio ideal do Universo entre o colapso e a expansão eterna.
densidade real matéria no Universo, não só matéria luminosa, gás, poeira e plasma, mas todas as fontes, incluindo a matéria escura, que tem um efeito gravitacional.

Constatamos que o segundo indicador ficou entre 10% e 35% do primeiro, dependendo da fonte dos dados. Em outras palavras, a matéria no Universo era muito menor do que a quantidade crítica - o que significa que o Universo está aberto.

Mas a inflação previu um universo plano. Ele pega o universo de qualquer forma e o estica até um estado plano, ou, de acordo com pelo menos, para um estado indistinguível de plano. Muitas pessoas tentaram construir modelos de inflação que dão ao universo uma curvatura negativa (aberto), mas não tiveram sucesso.

Com o advento da era da energia escura, a observação da supernova em 1998, seguida da coleta de dados do projeto WMAP, lançado pela primeira vez em 2003 (e dados do projeto Boomerang, divulgados um pouco antes), chegamos à conclusão de que o universo é realmente plano, e o motivo da baixa densidade da matéria foi a presença dessa nova e inesperada forma de energia.

2) Um universo com flutuações em escalas maiores que a luz pode superar. A inflação - fazendo com que o espaço do universo se expanda exponencialmente - infla o que acontece em escalas muito pequenas para muito grandes. O universo de hoje tem incerteza inerente sobre nível quântico, pequenas flutuações de energia devido ao princípio da incerteza de Heisenberg.

Mas durante a inflação, essas flutuações de energia em pequena escala deveriam ter se estendido por todo o universo em gigantescas escalas macroscópicas, estendendo-se por toda a sua extensão! (Em geral, e ainda mais, já que não podemos observar nada que esteja fora do universo observável).

Mas olhando para as flutuações radiação relíquia na maior escala que o projeto COBE foi capaz de fazer até certo ponto em 1992, encontramos essas flutuações. E com os melhores resultados do WMAP, conseguimos medir sua magnitude e ver que estão alinhados com as previsões de inflação.

3) Um universo com flutuações adiabáticas, ou seja, com a mesma entropia em todos os lugares. As flutuações podem ser diferentes: adiabática, curvatura constante ou uma mistura de ambos os tipos. A inflação previa flutuações adiabáticas de 100%, o que significava a presença de parâmetros CMB bem definidos que poderiam ser medidos no WMAP, e estruturas de grande escala medidas nos projetos 2dF e SDSS. Se a CMB e as flutuações de grande escala estão relacionadas entre si, elas são adiabáticas e, se não, podem ser de curvatura constante. Se o universo tivesse um conjunto diferente de flutuações, não saberíamos disso até o ano 2000!

Mas este ponto foi tão dado como certo, graças ao resto dos avanços na teoria da inflação, que sua confirmação passou quase despercebida. Foi apenas uma confirmação do que já "sabemos" quando na verdade era tão revolucionário quanto qualquer um dos outros.

4) Um universo no qual o espectro de flutuações era ligeiramente menor do que o de um invariante de escala (n s< 1). Это серьёзное предсказание! Конечно, инфляция, в общем, предсказывает, что флуктуации должны быть масштабно-инвариантными. Но есть подвох, или уточнение: форма инфляционных потенциалов влияет на то, как спектр флуктуаций отличается от идеальной масштабной инвариантности.

Modelos de trabalho descobertos na década de 1980 previam que o espectro de flutuação (índice espectral escalar, n s) deveria ser ligeiramente menor que 1, algo entre 0,92 e 0,98, dependendo do modelo usado.

Quando obtivemos os dados observacionais, descobrimos que a quantidade medida, n s , foi de cerca de 0,97, com um erro (de acordo com as medições de CMB pelo projeto BAO) de 0,012. Eles foram notados pela primeira vez no WMAP, e essa observação não só foi confirmada, mas também reforçada ao longo do tempo por outros. Na verdade, é menos de um, e apenas a inflação fez essa previsão.

5) E, finalmente, o Universo com certo espectro de flutuações de ondas gravitacionais. Esta é a última previsão, a única das grandes que ainda não foi confirmada. Alguns modelos, como o modelo de inflação caótica de Linde, produzem grandes ondas de gravidade (que o BICEP2 deveria ter notado), outros, como o modelo de Albrecht-Steinhard, podem produzir ondas de gravidade muito pequenas.

Sabemos que espectro eles devem ter e como essas ondas interagem com as flutuações na polarização da CMB. A incerteza está apenas em sua força, que pode ser pequena demais para ser observada, dependendo de qual modelo de inflação está correto.

Tenha isso em mente na próxima vez que você ler um artigo sobre a natureza especulativa da teoria da inflação, ou sobre como um dos fundadores da teoria duvida de sua veracidade. Sim, as pessoas tentam encontrar buracos as melhores teorias e buscar alternativas; Nós cientistas fazemos isso.

Mas a inflação não é um monstro teórico separado da observação. Ela fez cinco novas previsões, quatro das quais confirmamos! Ela pode ter previsto coisas que ainda não sabemos como testar, como o multiverso, mas isso não tira seu sucesso.

A teoria da inflação cósmica não é mais especulativa. Graças a observações do CMB e estruturas em grande escala do universo, pudemos confirmar suas previsões. Este é o primeiro de todos os eventos que aconteceram em nosso universo. A inflação cósmica aconteceu antes grande explosão e preparou tudo para sua aparição. E talvez possamos aprender muito mais graças a ela!

Além da questão da origem do universo, os cosmólogos modernos enfrentam vários outros problemas. Para que o padrão seja capaz de prever a distribuição da matéria que observamos, seu estado inicial deve ser caracterizado por um grau muito alto de organização. Surge imediatamente a pergunta: como se poderia formar tal estrutura?

O físico Alan Guth de Massachusetts Instituto de Tecnologia propôs sua própria versão, que explica o surgimento espontâneo dessa organização, eliminando a necessidade de introduzir artificialmente parâmetros exatos nas equações que descrevem o estado inicial do Universo. Seu modelo foi chamado de "universo inflacionário". Sua essência é que dentro de um Universo superaquecido e em rápida expansão, uma pequena área do espaço esfria e começa a se expandir com mais força, assim como a água super-resfriada congela rapidamente, expandindo ao mesmo tempo. Essa fase de rápida expansão elimina alguns dos problemas inerentes às teorias padrão do big bang.

No entanto, o modelo de Guth também não é isento de falhas. Para que as equações de Guth descrevessem corretamente o Universo inflacionário, ele teve que definir os parâmetros iniciais para suas equações com muita precisão. Assim, ele enfrentou o mesmo problema que os criadores de outras teorias. Ele esperava se livrar da necessidade de especificar os parâmetros exatos das condições do big bang, mas para isso ele teve que introduzir sua própria parametrização, que permaneceu inexplicada. Guth e seu co-autor P. Steingart admitem que em seu modelo “os cálculos levam a previsões aceitáveis ​​somente se os parâmetros iniciais das equações variam em uma faixa muito estreita. A maioria dos teóricos (incluindo nós mesmos) considera tais condições iniciais improváveis”. Os autores continuam falando sobre suas esperanças de que algum dia novas teorias matemáticas sejam desenvolvidas, permitindo que eles tornem seu modelo mais plausível.

Esta dependência ainda não teorias abertasé outra deficiência do modelo Guth. Teoria campo unificado, em que se baseia o modelo do universo inflacionário, é completamente hipotético e "pouco se presta à verificação experimental, pois a maioria suas previsões não podem ser testadas quantitativamente em laboratório”. (A teoria do campo unificado é uma tentativa bastante duvidosa dos cientistas de unir algumas das forças fundamentais do universo.)

Outra deficiência da teoria de Guth é que ela não diz nada sobre a origem da matéria superaquecida e em expansão. Guth testou a compatibilidade de sua teoria inflacionária com três hipóteses para a origem do universo. Ele primeiro considerou a teoria padrão do big bang. Nesse caso, segundo Gut, o episódio inflacionário deveria ter ocorrido em um dos estágios iniciais da evolução do Universo. No entanto, este modelo apresenta um problema de singularidade insolúvel. A segunda hipótese postula que o universo emergiu do caos. Algumas partes estavam quentes, outras frias, algumas se expandindo e outras se contraindo. Nesse caso, a inflação deveria ter começado em uma região superaquecida e em expansão do universo. É verdade que Guth admite que esse modelo não pode explicar a origem do caos primário.

A terceira possibilidade, defendida por Guth, é que um aglomerado de matéria superaquecida e em expansão emerge mecanicamente do vazio. Em um artigo publicado na Scientific American em 1984, Guth e Steingart argumentaram: “O modelo inflacionário do universo nos dá uma ideia de mecanismo possível, com a ajuda do qual o Universo observável poderia aparecer de uma região infinitesimal do espaço. Sabendo disso, é difícil resistir à tentação de dar um passo adiante e concluir que o universo literalmente surgiu do nada."

Por mais atraente que essa ideia possa ser para os cientistas que estão prontos para pegar em armas contra qualquer menção à possibilidade da existência de uma consciência superior que criou o Universo, em um exame mais detalhado, ela não se sustenta. O “nada” de que Guth está falando é um hipotético vácuo mecânico quântico, descrito pela ainda não desenvolvida teoria do campo unificado, que deve unificar as equações mecânica quântica e a teoria geral da relatividade. Em outras palavras, no momento esse vácuo não pode ser descrito nem teoricamente.

Deve-se notar que os físicos descreveram um tipo mais simples de vácuo mecânico quântico, que é um mar das chamadas "partículas virtuais", fragmentos de átomos que "quase existem". De tempos em tempos, algumas dessas partículas subatômicas passam do vácuo para o mundo. realidade material. Este fenômeno é chamado de flutuações de vácuo. As flutuações do vácuo não podem ser observadas diretamente, mas as teorias que postulam sua existência foram confirmadas experimentalmente. De acordo com essas teorias, partículas e antipartículas surgem do vácuo sem motivo e desaparecem quase imediatamente, aniquilando-se umas às outras. Guth e seus colegas presumiram que em algum momento, em vez de uma pequena partícula, um universo inteiro apareceu do vácuo e, em vez de desaparecer imediatamente, esse universo de alguma forma existiu por bilhões de anos. Os autores deste modelo resolveram o problema da singularidade postulando que o estado em que o universo emerge do vácuo é um pouco diferente do estado de singularidade.

No entanto, este cenário tem duas grandes desvantagens. Em primeiro lugar, só podemos nos surpreender com a ousadia da imaginação de cientistas que divulgaram uma experiência bastante limitada com partículas subatômicas a todo o universo. S. Hawking e G. Ellis advertem sabiamente seus colegas excessivamente entusiasmados: extrapolação." Em segundo lugar, estritamente falando, o vácuo da mecânica quântica não pode ser chamado de "nada". Descrição do vácuo da mecânica quântica, mesmo na mais simples das teorias existentes ocupa muitas páginas de cálculos matemáticos altamente abstratos. Tal sistema é, sem dúvida, “algo”, e a mesma pergunta teimosa surge imediatamente: “Como surgiu um “vácuo” tão complexamente organizado?”

Vamos voltar ao problema original que Guth criou o modelo inflacionário para resolver: o problema de parametrizar com precisão o estado inicial do universo. Sem tal parametrização, é impossível obter a distribuição observada da matéria no Universo. Como vimos, o Gut não conseguiu resolver esse problema. Além disso, a própria possibilidade de que qualquer versão da teoria do big bang, incluindo a versão de Guth, possa prever a distribuição observada da matéria no universo parece duvidosa.

O estado inicial altamente organizado no modelo de Guth, em suas próprias palavras, acaba se transformando em um "Universo" com um diâmetro de 10 centímetros, preenchido com um gás homogêneo, superdenso e superaquecido. Ela se expandirá e esfriará, mas não há razão para acreditar que ela se transformará em algo mais do que uma nuvem homogênea de gás. Na verdade, todas as teorias do big bang levam a esse resultado. Se Guth teve que recorrer a muitos truques e fazer suposições duvidosas para finalmente obter o Universo na forma de uma nuvem de gás homogêneo, então pode-se imaginar qual deveria ser o aparato matemático da teoria, levando ao Universo como conhecemos isto!

Uma boa teoria científica torna possível prever muitos fenômenos naturais complexos a partir de um simples esquema teórico. Mas na teoria de Gut (e em qualquer outra versão) o oposto é verdadeiro: como resultado de cálculos matemáticos complexos, obtemos uma bolha em expansão de um gás homogêneo. Apesar disso, as revistas científicas publicam artigos entusiasmados sobre a teoria inflacionária, acompanhados de inúmeras ilustrações coloridas, que devem dar ao leitor a impressão de que Guth finalmente alcançou seu objetivo querido - ele encontrou uma explicação para a origem do universo. Seria mais honesto simplesmente abrir uma rubrica permanente em revistas científicas publicar nele a teoria da origem do universo, moda este mês.

É até difícil imaginar a complexidade do estado inicial e as condições necessárias para o surgimento do nosso Universo com toda a diversidade de suas estruturas e organismos. No caso do nosso universo, o grau dessa complexidade é tal que dificilmente pode ser explicado apenas por leis físicas.

O que aconteceria se, em um passado distante, o espaço do universo estivesse em um estado de falso vácuo? Se a densidade da matéria naquela época fosse menor do que a necessária para equilibrar o universo, a gravidade repulsiva teria dominado. Isso faria com que o universo se expandisse, mesmo que não se expandisse inicialmente.

Para tornar nossas ideias mais definidas, vamos supor que o Universo é fechado. Então ela incha como balão de ar quente. À medida que o volume do Universo cresce, a matéria torna-se rarefeita e sua densidade diminui. No entanto, a densidade de massa do falso vácuo é uma constante fixa; sempre fica igual. Então, muito rapidamente a densidade da matéria se torna insignificante, ficamos com um mar uniforme em expansão de falso vácuo.

A expansão é causada pela tensão do falso vácuo, que é maior que a atração associada à sua densidade de massa. Como nenhuma dessas quantidades muda com o tempo, a taxa de expansão permanece constante com um alto grau de precisão. Essa taxa é caracterizada pela proporção em que o universo se expande por unidade de tempo (digamos, um segundo). Ou seja, esse valor é muito semelhante à taxa de inflação da economia - o aumento percentual dos preços por ano. Em 1980, quando Guth dava um seminário em Harvard, a taxa de inflação dos EUA era de 14%. Se esse valor permanecesse inalterado, os preços dobrariam a cada 5,3 anos. Da mesma forma, uma taxa constante de expansão do universo implica que há um intervalo fixo de tempo durante o qual o tamanho do universo dobra.
O crescimento que é caracterizado por um tempo de duplicação constante é chamado de crescimento exponencial. É conhecido por levar a números gigantescos muito rapidamente. Se hoje uma fatia de pizza custa $ 1, então após 10 ciclos de duplicação (53 anos em nosso exemplo) seu preço será $ 10^(24)$ dólares, e após 330 ciclos chegará a $10^(100)$ dólares. Este número colossal, um seguido de 100 zeros, tem um nome especial - googol. Guth sugeriu usar o termo inflação na cosmologia para descrever a expansão exponencial do universo.

O tempo de duplicação de um universo preenchido com um falso vácuo é incrivelmente curto. E quanto maior a energia do vácuo, mais curta ela é. No caso de um vácuo eletrofraco, o universo se expandirá por um fator de um googol em um trigésimo de microssegundo, e na presença de um vácuo da Grande Unificação, isso acontecerá $10^(26)$ vezes mais rápido. Em uma fração tão curta de segundo, uma região do tamanho de um átomo inflará para um tamanho muito maior do que todo o universo observável hoje.

Como o falso vácuo é instável, ele eventualmente se desintegra e sua energia acende uma bola de fogo de partículas. Este evento marca o fim da inflação e o início da evolução cosmológica normal. Assim, a partir de um pequeno embrião inicial, obtemos um enorme Universo quente em expansão. E como um bônus adicional, esse cenário elimina milagrosamente os problemas de horizonte e geometria plana que são característicos da cosmologia do Big Bang.

A essência do problema do horizonte é que as distâncias entre algumas partes do universo observável são tais que parecem ter sido sempre maiores do que a distância percorrida pela luz desde o Big Bang. Isso sugere que eles nunca interagiram uns com os outros, e então é difícil explicar como eles alcançaram a igualdade quase exata de temperaturas e densidades. Na teoria padrão do Big Bang, o caminho percorrido pela luz cresce proporcionalmente à idade do universo, enquanto a distância entre as regiões aumenta mais lentamente à medida que a expansão cósmica é desacelerada pela gravidade. Áreas que não podem interagir hoje poderão se influenciar no futuro, quando a luz finalmente cobrir a distância que as separa. Mas, no passado, a distância percorrida pela luz torna-se ainda menor do que deveria, então, se as regiões não podem interagir hoje, certamente não eram capazes de fazê-lo antes. A raiz do problema, portanto, está relacionada à natureza atrativa da gravidade, devido à qual a expansão diminui gradualmente.

No entanto, em um universo de falso vácuo, a gravidade é repulsiva e, em vez de desacelerar a expansão, ela a acelera. Nesse caso, a situação se inverte: áreas que podem trocar sinais luminosos perderão essa oportunidade no futuro. E, mais importante, aquelas áreas que são inacessíveis umas às outras hoje devem ter interagido no passado. O problema do horizonte acabou!
O problema do espaço plano é resolvido com a mesma facilidade. Acontece que o Universo se afasta da densidade crítica somente se sua expansão desacelerar. No caso de uma expansão inflacionária acelerada, o oposto é verdadeiro: o Universo está se aproximando de uma densidade crítica, o que significa que está se tornando mais plano. Como a inflação aumenta o universo por um fator colossal, vemos apenas uma pequena fração dela. Esta região observável parece plana, semelhante à nossa Terra, que também parece plana quando vista perto da superfície.

Assim, um curto período de inflação torna o universo grande, quente, uniforme e plano, criando exatamente o tipo de condições iniciais necessárias para a cosmologia padrão do Big Bang.
A teoria da inflação começou a conquistar o mundo. Quanto ao próprio Gut, seu status de pós-doutorado acabou. Ele aceitou uma oferta de sua alma mater, o Massachusetts Institute of Technology, onde continua a trabalhar até hoje.

Trecho do livro de A. Vilenkin "Muitos mundos em um: a busca por outros universos"

Parecia improvável que um eco dos eventos ocorridos nos primeiros milissegundos do nascimento do Universo pudesse chegar até nós. No entanto, acabou por ser possível.

Cosmologia, a estrutura do Universo, o passado, presente e futuro do nosso mundo - essas questões sempre ocuparam as melhores mentes humanidade. Para o desenvolvimento da cosmologia e da ciência em geral, é extremamente importante entender o Universo como um todo. Um papel especial é desempenhado pela verificação experimental de construções abstratas, sua confirmação por dados observacionais, a compreensão e comparação de resultados de pesquisas e uma avaliação adequada de certas teorias. Agora estamos no meio do caminho que leva da solução das equações de Einstein ao conhecimento do segredo do nascimento e da vida do Universo.

O próximo passo nesse caminho foi dado pelo criador da teoria da inflação caótica, formado pela Moscow State University, agora professor da Stanford University, Andrey Dmitrievich Linde, que deu uma contribuição significativa para a compreensão do estágio inicial no desenvolvimento de o universo. Por muitos anos ele trabalhou em um dos principais centros acadêmicos instituições russas- Instituto de Física. Lebedev Academy of Sciences (FIAN), estudou as consequências das teorias modernas de partículas elementares, trabalhando em conjunto com o professor David Abramovich Kirzhnits.

Em 1972, Kirzhnits e Linde chegaram à conclusão de que em universo primitivo havia transições de fase peculiares, quando as diferenças entre tipos diferentes as interações desapareceram de repente: interações fortes e eletrofracas se fundiram em uma única força. ( teoria unificada interações fracas e eletromagnéticas realizadas por quarks e léptons através da troca de fótons sem massa (interação eletromagnética) e intermediários pesados bósons vetoriais(interação fraca), criada no final da década de 1960. Steven Weinberg, Sheldon Glashow e Abdus Salam.) Posteriormente, Linde concentrou-se no estudo de processos em estágios ainda mais precoces do desenvolvimento do Universo, nos primeiros 10-30 s após seu nascimento. Anteriormente, parecia improvável que um eco de eventos ocorridos nos primeiros milissegundos do nascimento do Universo pudesse chegar até nós. No entanto, em últimos anos métodos modernos Observações astronômicas tornaram possível olhar para o passado distante.

Problemas de cosmologia

Considerando a teoria do Big Bang, os pesquisadores se depararam com problemas que antes eram percebidos como metafísicos. No entanto, perguntas invariavelmente surgiam e exigiam respostas.

O que aconteceu quando não havia nada? Se o universo nasceu de uma singularidade, então não existiu uma vez. Na Física Teórica de Landau e Lifshitz é dito que a solução das equações de Einstein não pode ser continuada na região do tempo negativo e, portanto, no âmbito da teoria da relatividade geral, a questão "O que era antes do nascimento do Universo ?" não faz sentido. No entanto, esta pergunta continua a excitar a todos nós.

As linhas paralelas se cruzam? Na escola, eles nos disseram que não. No entanto, quando se trata de cosmologia, a resposta não é tão clara. Por exemplo, em um universo fechado semelhante à superfície de uma esfera, as linhas que eram paralelas no equador se cruzam no norte e pólos sul. Então Euclides está certo? Por que o universo parece ser plano? Ela era assim desde o início? Para responder a essas perguntas, é necessário estabelecer como era o Universo em um estágio muito inicial de desenvolvimento.

Por que o universo é homogêneo? Na verdade isso não é verdade. Existem galáxias, estrelas e outras heterogeneidades. Se você olhar para aquela parte do Universo que está dentro do alcance de visão dos telescópios modernos, e analisar densidade média distribuição da matéria em escala cósmica, verifica-se que é a mesma em todas as direções com uma precisão de 10 -5 . Por que o universo é homogêneo? Por que em partes diferentes As mesmas leis da física se aplicam ao universo? Por que o universo é tão grande? De onde veio a energia necessária para criá-lo?

Dúvidas sempre surgiram, e quanto mais os cientistas aprendiam sobre a estrutura e a história do nosso mundo, mais mais perguntas permaneceu sem resposta. No entanto, as pessoas tentaram não pensar neles, percebendo um grande Universo homogêneo e linhas paralelas não intersecionadas como um dado, não sujeito a discussão. A gota d'água que forçou os físicos a reconsiderar sua atitude em relação à teoria do Universo primitivo foi o problema dos monopolos relíquia.

A existência de monopolos magnéticos foi proposta em 1931 pelo físico teórico inglês Paul Dirac. Se tais partículas realmente existem, então elas carga magnética deve ser um múltiplo de algum dado valor, que, por sua vez, é determinado pela quantidade fundamental carga elétrica. Por quase meio século, esse tema foi praticamente esquecido, mas em 1975 foi feita uma declaração sensacional que monopolo magnético descoberto em raios cósmicos. A informação não foi confirmada, mas a mensagem despertou o interesse pelo problema e contribuiu para o desenvolvimento de um novo conceito.

De acordo com uma nova classe de teorias de partículas elementares que surgiram na década de 1970, os monopolos poderiam aparecer no início do Universo como resultado de transições de fase previstas por Kirzhnits e Linde. A massa de cada monopolo é um milhão de bilhões de vezes mais massa próton. Em 1978-1979 Zel'dovich, Khlopov e Preskill descobriram que muitos desses monopolos nasceram, de modo que agora haveria um monopolo para cada próton, o que significa que o Universo seria muito pesado e teria que entrar em colapso rapidamente sob seu próprio peso. O fato de ainda existirmos refuta essa possibilidade.

Revisitando a teoria do universo primitivo

A resposta para a maioria dessas perguntas só foi obtida após o surgimento da teoria inflacionária.

A teoria da inflação longa historia. A primeira teoria deste tipo foi proposta em 1979 por Aleksey Aleksandrovich Starobinsky, Membro Correspondente da Academia Russa de Ciências. Sua teoria era bastante complexa. Ao contrário de trabalhos posteriores, ela não tentou explicar por que o universo é grande, plano, homogêneo, isotrópico. No entanto, ela tinha muitos traços importantes. cosmologia inflacionária.

Em 1980, um funcionário do Instituto de Tecnologia de Massachusetts Alan Goose ( Alan Guth) no artigo “The Inflating Universe: Solução possível problemas de horizonte e planicidade" delineado cenário interessante universo em expansão. Sua principal diferença da teoria tradicional do Big Bang foi a descrição do nascimento do universo no período de 10-35 a 10-32 s. Gus sugeriu que nessa época o universo estava em um estado do chamado "falso" vácuo, no qual sua densidade de energia era excepcionalmente alta. Portanto, a expansão ocorreu mais rapidamente do que de acordo com a teoria do Big Bang. Este estágio de expansão exponencialmente rápida foi chamado de inflação (inflação) do Universo. Então o falso vácuo se desintegrou e sua energia passou para a energia da matéria comum.

A teoria de Goose foi baseada na teoria das transições de fase no universo primitivo desenvolvida por Kirzhnits e Linde. Ao contrário de Starobinsky, Gus pretendia explicar, usando um princípio simples, por que o universo é grande, plano, homogêneo, isotrópico e também por que não existem monopolos. Um estágio de inflação poderia resolver esses problemas.

Infelizmente, após o colapso do falso vácuo no modelo de Goos, o Universo acabou sendo muito heterogêneo ou vazio. O fato é que a decomposição de um falso vácuo, como água fervente em uma chaleira, ocorreu devido à formação de bolhas de uma nova fase. Para que a energia liberada neste caso fosse convertida em energia térmica do Universo, era necessário que as paredes de enormes bolhas colidissem, e isso deveria ter levado a uma violação da uniformidade e isotropia do Universo após a inflação , o que contraria o problema colocado.

Embora o modelo Gus não tenha funcionado, estimulou o desenvolvimento de novos cenários para um universo inflado.

Nova teoria inflacionária

Em meados de 1981, Linde propôs a primeira versão de um novo cenário para um universo em expansão, baseado em uma análise mais detalhada das transições de fase no modelo da Grande Unificação. Ele chegou à conclusão de que em algumas teorias, a expansão exponencial não termina imediatamente após a formação das bolhas, de modo que a inflação pode ir não só antes da transição de fase com a formação das bolhas, mas também depois, já dentro delas. Neste cenário, a parte observável do Universo é considerada contida dentro de uma única bolha.

No novo cenário, Linde mostrou que o aquecimento após a inflação ocorre devido à criação de partículas durante as oscilações do campo escalar (veja abaixo). Assim, as colisões das paredes das bolhas, gerando heterogeneidades, tornaram-se desnecessárias, e assim o problema da homogeneidade e isotropia em larga escala do Universo foi resolvido.

O novo cenário continha dois pontos-chave: primeiro, as propriedades do estado físico dentro das bolhas deveriam mudar lentamente para garantir a inflação dentro da bolha; em segundo lugar, para mais estágios finais deve haver processos que garantam o aquecimento do Universo após a transição de fase. Um ano depois, o pesquisador revisou sua abordagem, proposta na nova teoria inflacionária, e chegou à conclusão de que não são necessárias transições de fase, assim como o superresfriamento e o falso vácuo, dos quais Alan Hus partiu. Foi um choque emocional, pois foi preciso abandonar as ideias sobre o Universo quente que eram consideradas verdadeiras, transições de fase e hipotermia. Era preciso encontrar nova maneira Solução de problemas. Então a teoria da inflação caótica foi apresentada.

Inflação caótica

A ideia subjacente à teoria da inflação caótica de Linde é muito simples, mas para explicá-la, precisamos introduzir o conceito de campo escalar. Existem campos direcionais - eletromagnéticos, elétricos, magnéticos, gravitacionais, mas pode haver pelo menos mais um - escalar, que não é direcionado a lugar algum, mas é simplesmente uma função de coordenadas.

O análogo mais próximo (embora não exato) de um campo escalar é o potencial eletrostático. A tensão nas redes elétricas dos Estados Unidos é de 110 V e na Rússia é de 220 V. Se uma pessoa segurasse o fio americano com uma mão e o russo com a outra, a diferença de potencial o mataria. Se a tensão fosse a mesma em todos os lugares, não haveria diferença de potencial e nenhuma corrente fluiria. Portanto, em um campo escalar constante, não há diferença de potencial. Portanto, não podemos ver um campo escalar constante: parece um vácuo, que em alguns casos pode ter alta densidade energia.

Acredita-se que sem campos desse tipo é muito difícil criar uma teoria realista de partículas elementares. Nos últimos anos, quase todas as partículas previstas pela teoria das interações eletrofracas, exceto a escalar, foram descobertas. A busca por tais partículas é um dos principais objetivos do enorme acelerador atualmente em construção no CERN, na Suíça.

O campo escalar esteve presente em quase todos os cenários inflacionários. Gus sugeriu explorar o potencial com várias baixas profundas. A nova teoria inflacionária de Linde precisava de um potencial com quase topo plano, mas depois, no cenário de inflação caótica, descobriu-se que basta pegar a parábola usual e tudo funciona.

Considere o campo escalar mais simples, a densidade energia potencial que é proporcional ao quadrado de sua magnitude, assim como a energia de um pêndulo é proporcional ao quadrado de seu desvio da posição de equilíbrio:

Um pequeno campo não saberá nada sobre o Universo e começará a flutuar perto de seu mínimo. No entanto, se o campo for grande o suficiente, ele rolará muito lentamente, acelerando o Universo devido à sua energia. Por sua vez, a velocidade do Universo (e não de quaisquer partículas) retardará a queda do campo escalar.

Assim, um grande campo escalar leva a uma alta taxa de expansão do Universo. A alta taxa de expansão do Universo impede que o campo caia e, portanto, não permite que a densidade de energia potencial diminua. MAS alta densidade a energia continua a acelerar o universo a uma velocidade cada vez maior. Esse regime autossustentável leva à inflação, a expansão exponencialmente rápida do universo.

Para explicar esse efeito surpreendente, é necessário resolver em conjunto a equação de Einstein para o fator de escala do universo:

e a equação de movimento para o campo escalar:

Aqui H é a chamada constante de Hubble, proporcional à densidade de energia do campo escalar de massa m (essa constante realmente depende do tempo); G - constante gravitacional.

Os pesquisadores já consideraram como o campo escalar se comportará nas proximidades de um buraco negro e durante o colapso do universo. Mas por algum motivo o modo de expansão exponencial não foi encontrado. E eu deveria ter acabado de escrever equação completa para um campo escalar, que na versão padrão (isto é, sem levar em conta a expansão do Universo) parecia uma equação para um pêndulo:

Mas algum termo adicional interveio - a força de atrito, que estava associada à geometria; ninguém levou isso em conta no início. É o produto da constante de Hubble pela velocidade do campo:

Quando a constante de Hubble era grande, o atrito também era grande e o campo escalar diminuía muito lentamente. Portanto, a constante de Hubble, que é uma função do campo escalar, permaneceu quase inalterada por muito tempo. A solução para a equação de Einstein com uma constante de Hubble que varia lentamente descreve um universo em expansão exponencialmente rápida.

Este estágio da expansão exponencialmente rápida do Universo é chamado de inflação.

Como esse regime difere da expansão usual do Universo cheio de matéria comum? Vamos supor que o universo cheio de poeira tenha se expandido 2 vezes. Em seguida, seu volume aumentou 8 vezes. Isso significa que em 1 cm 3 há 8 vezes menos poeira. Se resolvermos a equação de Einstein para tal universo, verifica-se que, após o Big Bang, a densidade da matéria caiu rapidamente e a taxa de expansão do universo diminuiu rapidamente.

O mesmo seria verdade para um campo escalar. Mas enquanto o campo permanecia muito grande, ele se sustentava, como o Barão Munchausen puxando-se para fora do pântano pelo rabo de cavalo. Isso foi possível devido à força de atrito, que foi significativa em altos valores de campo. De acordo com as teorias de um novo tipo, o universo expandiu-se rapidamente e o campo permaneceu quase inalterado; consequentemente, a densidade de energia também não mudou. Então a expansão foi exponencial.

Gradualmente, o campo diminuiu, a constante de Hubble também diminuiu, o atrito tornou-se pequeno e o campo começou a oscilar, gerando partículas elementares. Essas partículas colidiram, trocaram energia e gradualmente chegaram a um estado de equilíbrio termodinâmico. Como resultado, o universo tornou-se quente.

Costumava ser que o universo era quente desde o início. Esta conclusão foi alcançada através do estudo da radiação de micro-ondas, que foi interpretada como consequência do Big Bang e subsequente resfriamento. Então eles começaram a pensar que no início o Universo estava quente, então ocorreu a inflação, e depois disso o Universo tornou-se quente novamente. No entanto, na teoria da inflação caótica, o primeiro estágio quente acabou sendo desnecessário. Mas por que precisamos de um estágio de inflação, se no final desse estágio o Universo ficou quente de qualquer maneira, como na antiga teoria do Big Bang?

Expansão exponencial

Existem três modelos simples do Universo: plano, aberto e fechado. Um universo plano é como a superfície de uma mesa plana; linhas paralelas em tal universo sempre permanecem paralelas. O universo aberto é semelhante à superfície de um hiperbolóide, e o universo fechado é semelhante à superfície de uma bola. Linhas paralelas em tal universo se cruzam em seus pólos norte e sul.

Vamos supor que vivemos em um universo fechado, que a princípio era pequeno como uma bola. De acordo com a teoria do Big Bang, cresceu até um tamanho decente, mas ainda permaneceu relativamente pequeno. E de acordo com a teoria inflacionária, uma pequena bola resultante de uma explosão exponencial em um pouco tempo ficou enorme. Estando nele, o observador veria uma superfície plana.

Imagine o Himalaia, onde existem muitas saliências, fendas, abismos, cavidades, pedregulhos, ou seja, heterogeneidades. Mas de repente, alguém ou algo de uma forma absolutamente incrível aumentou as montanhas para proporções gigantescas, ou nós encolhemos, como Alice no País das Maravilhas. Então, estando no topo do Everest, veremos que é completamente plano - foi esticado, por assim dizer, e as heterogeneidades deixaram de ter qualquer significado. As montanhas permanecem, mas para subir pelo menos um metro é preciso ir incrivelmente longe. Assim, o problema da homogeneidade pode ser resolvido. Isso também explica por que o universo é plano, por que as linhas paralelas não se cruzam e por que os monopolos não existem. Linhas paralelas podem se cruzar e monopolos podem existir, mas apenas tão longe que não podemos vê-lo.

O surgimento das galáxias

O pequeno universo tornou-se colossal e tudo ficou homogêneo. Mas e as galáxias? Descobriu-se que durante a expansão exponencial do Universo, pequenas flutuações quânticas que sempre existem, mesmo em espaço vazio, devido ao princípio da incerteza da mecânica quântica, se estendeu a tamanhos colossais e se transformou em galáxias. De acordo com a teoria inflacionária, as galáxias são o resultado de flutuações quânticas aumentadas, ou seja, ruído quântico aprimorado e congelado.

Pela primeira vez esta incrível possibilidade foi apontada pelos pesquisadores da FIAN Vyacheslav Fedorovich Mukhanov e Gennady Vasil'evich Chibisov em um artigo baseado no modelo proposto em 1979 por Starobinsky. Pouco tempo depois, um mecanismo semelhante foi descoberto no novo cenário inflacionário e na teoria da inflação caótica.

Céu pontilhado

As flutuações quânticas levaram não apenas ao nascimento de galáxias, mas também ao aparecimento da anisotropia da radiação cósmica de fundo em micro-ondas com uma temperatura de aproximadamente 2,7 K, vindo até nós de regiões distantes Universo.

As tecnologias modernas ajudam os cientistas a estudar a radiação relíquia. satélites artificiais Terra. Os dados mais valiosos foram obtidos usando a sonda espacial WMAP ( Sonda de anisotropia de microondas Wilkinson), em homenagem ao astrofísico David Wilkinson ( David Wilkinson). A resolução de seu equipamento é 30 vezes maior que a de seu antecessor - nave espacial COBE.

Pensava-se anteriormente que a temperatura do céu era de 2,7 K em todos os lugares, mas o WMAP conseguiu medi-la dentro de 10 a 5 K com alta resolução angular. De acordo com os dados obtidos nos primeiros 3 anos de observações, o céu revelou-se não homogêneo: em algum lugar quente e em algum lugar mais frio. Os modelos mais simples da teoria inflacionária previam ondulações no céu. Mas até que os telescópios fixassem sua mancha, apenas uma radiação de três graus foi observada, o que serviu como a confirmação mais poderosa da teoria de um universo quente. Agora descobriu-se que a teoria de um universo quente não é suficiente.

Foi possível obter fotografias de flutuações quânticas inchadas, que apareceram 10 a 30 s após o nascimento do universo e sobreviveram até hoje. Os pesquisadores não apenas detectaram manchas no céu, mas também estudaram o espectro de manchas, ou seja, a intensidade do sinal em diferentes direções angulares.

Os resultados das medições de alta precisão da polarização da radiação realizadas com o WMAP confirmaram a teoria da expansão do Universo e permitiram estabelecer quando ocorreu a ionização do gás intergaláctico, causada pelas primeiras estrelas. As informações recebidas do satélite confirmaram a posição da teoria inflacionária de que vivemos em um grande universo plano.

Na figura, a linha vermelha mostra a previsão da teoria da inflação e os pontos pretos correspondem aos dados experimentais do WMAP. Se o Universo não fosse plano, então o pico do gráfico estaria à direita ou à esquerda.

Eterno e sem fim

Vejamos novamente a figura que mostra o potencial mais simples de um campo escalar (veja acima). Em uma região onde o campo escalar é pequeno, ele oscila e o universo não se expande exponencialmente. Em uma região onde o campo é forte o suficiente, ele cai lentamente e pequenas flutuações aparecem nele. Neste momento, há uma expansão exponencial e há um processo de inflação. Se o campo escalar fosse ainda maior (marcado em azul no gráfico), dificilmente diminuiria devido ao enorme atrito, as flutuações quânticas seriam enormes e o Universo poderia se tornar fractal.

Imagine que o Universo está se expandindo rapidamente e, em algum ponto, o campo escalar, em vez de rolar para o mínimo de energia, salta devido a flutuações quânticas (veja acima). Onde o campo saltou, o universo está se expandindo exponencialmente mais rápido. É improvável que um campo de baixa altitude salte, mas quanto mais alto, maior a probabilidade de tal desenvolvimento de eventos e, portanto, um volume exponencialmente maior. nova área. Em cada uma dessas áreas planas, o campo também pode saltar, o que leva à criação de novas partes do universo em crescimento exponencial. Como resultado disso, em vez de parecer uma enorme bola crescente, nosso mundo se torna uma árvore em constante crescimento, consistindo de muitas dessas bolas.

A teoria inflacionária nos dá a única explicação atualmente conhecida para a homogeneidade da parte observável do universo. Paradoxalmente, a mesma teoria prevê que, em uma escala extremamente grande, nosso Universo é absolutamente não homogêneo e parece um enorme fractal.

A figura mostra esquematicamente como uma região inflada do Universo gera cada vez mais de suas partes. Nesse sentido, torna-se eterno e auto-regenerativo.

Propriedades do espaço-tempo e leis de interação de partículas elementares entre si em Áreas diferentes O universo pode ser diferente, assim como as dimensões do espaço e os tipos de vácuo.

Este fato merece uma explicação mais detalhada. De acordo com a teoria mais simples com um mínimo de energia potencial, o campo escalar desce até esse mínimo. No entanto, versões mais realistas permitem muitos baixos com física diferente, que é semelhante à água que pode ser encontrada em estados diferentes: líquido, gasoso e sólido. Diferentes partes do universo também podem estar em diferentes estados de fase; isso é possível na teoria inflacionária mesmo sem flutuações quânticas.

O próximo passo, baseado no estudo das flutuações quânticas, é a teoria de um universo de autocura. Esta teoria leva em conta o processo de recriar constantemente áreas de inchaço e saltos quânticos de um estado de vácuo para outro, classificando através de diferentes possibilidades e dimensões.

Assim o Universo torna-se eterno, infinito e diverso. O universo inteiro nunca entrará em colapso. No entanto, isso não significa que não existam singularidades. Pelo contrário, uma parte significativa do volume físico do Universo está sempre num estado próximo do singular. Mas, como volumes diferentes passam por ele em momentos diferentes, não há um fim único do espaço-tempo, após o qual todas as regiões desaparecem. E então a questão da pluralidade de mundos no tempo e no espaço assume um significado completamente diferente: o Universo pode se reproduzir infinitamente em todos os seus estados possíveis.

Esta afirmação, que foi baseada no trabalho de Linde em 1986, assumiu um novo significado há alguns anos quando os teóricos das cordas (o principal candidato para a teoria de todas as forças fundamentais) concluíram que 10 100 -10 1000 são possíveis nesta teoria. estados. Esses estados diferem devido à extraordinária diversidade da estrutura possível do mundo em distâncias ultra pequenas.

Juntamente com a teoria de um Universo inflacionário de autocura, isso significa que o Universo durante a inflação se divide em infinitas partes com um número incrivelmente grande de propriedades diferentes. Os cosmólogos chamam esse cenário de eterna teoria do multiverso inflacionário ( multiverso), e os teóricos das cordas chamam isso de paisagem de cordas.

25 anos atrás, a cosmologia inflacionária parecia algo entre teoria física e ficção científica. Ao longo do tempo, muitas das previsões dessa teoria foram testadas, e ela gradualmente adquiriu as características de um paradigma cosmológico padrão. Mas é muito cedo para se acalmar. Esta teoria continua a evoluir e mudar rapidamente. O principal problema é o desenvolvimento de modelos de cosmologia inflacionária baseados em versões realistas da teoria das partículas elementares e da teoria das cordas. Esta questão pode ser objeto de um relatório separado.

Depois de aprender sobre a teoria do Big Bang, me perguntei: de onde veio isso que explodiu?
A questão da origem do Universo com todas as suas propriedades conhecidas e ainda desconhecidas tem sido motivo de preocupação para o homem desde tempos imemoriais. Mas somente no século XX, após a descoberta da expansão cosmológica, a questão da evolução do universo começou a ficar gradualmente mais clara. Dados científicos recentes levaram à conclusão de que nosso universo nasceu há 15 milhões de anos como resultado do Big Bang. Mas o que exatamente explodiu naquele momento e o que, de fato, existia antes do Big Bang, ainda permanece um mistério. A teoria inflacionária da aparência do nosso mundo, criada no século 20, possibilitou avanços significativos na resolução dessas questões, o quadro geral dos primeiros momentos do Universo já está bem desenhado hoje, embora muitos problemas ainda estejam à espera nas asas.
Até o início do século passado, havia apenas duas visões sobre a origem do nosso Universo. Os cientistas acreditavam que é eterno e imutável, e os teólogos diziam que o mundo foi criado e terá um fim. O século XX, tendo destruído muito do que havia sido criado nos milênios anteriores, conseguiu dar respostas próprias à maioria das questões que ocupavam as mentes dos cientistas do passado. E talvez um dos grandes conquistas do século passado é o esclarecimento da questão de como surgiu o Universo em que vivemos e que hipóteses existem sobre o seu futuro. Um simples fato astronômico - a expansão do nosso Universo - levou a uma revisão completa de todos os conceitos cosmogônicos e ao desenvolvimento nova física- física de mundos emergentes e desaparecidos. Apenas 70 anos atrás, Edwin Hubble descobriu que a luz de galáxias mais distantes é "mais vermelha" do que a luz de galáxias mais próximas. Além disso, a velocidade de recessão acabou sendo proporcional à distância da Terra (lei de expansão de Hubble). Isso foi descoberto graças ao efeito Doppler (a dependência do comprimento de onda da luz da velocidade da fonte de luz). Como as galáxias mais distantes parecem mais "vermelhas", assumiu-se que elas estão se afastando mais rapidamente. A propósito, não são estrelas e nem mesmo galáxias individuais que se espalham, mas aglomerados de galáxias. As estrelas e galáxias mais próximas estão conectadas umas às outras por forças gravitacionais e formam estruturas estáveis. Além disso, em qualquer direção que você olhe, aglomerados de galáxias se espalham da Terra na mesma velocidade, e pode parecer que nossa Galáxia é o centro do Universo, mas não é assim. Onde quer que o observador esteja, ele verá em todos os lugares a mesma imagem - todas as galáxias estão fugindo dele. Mas essa expansão da matéria deve ter um começo. Isso significa que todas as galáxias devem ter nascido no mesmo ponto. Os cálculos mostram que isso aconteceu há cerca de 15 bilhões de anos. No momento de tal explosão, a temperatura estava muito alta e muitos quanta de luz deveriam ter aparecido. Claro, tudo esfria com o tempo, e os quanta se espalham pelo espaço emergente, mas os ecos do Big Bang deveriam ter sobrevivido até hoje. A primeira confirmação do fato da explosão veio em 1964, quando os radioastrônomos americanos R. Wilson e A. Penzias descobriram uma radiação eletromagnética relíquia com uma temperatura de cerca de 3° Kelvin (-270°C). Foi essa descoberta, inesperada para os cientistas, que os convenceu de que o Big Bang realmente aconteceu e que o Universo estava muito quente no início. A teoria do Big Bang ajudou a explicar muitos dos problemas enfrentados pela cosmologia. Mas, infelizmente, ou talvez felizmente, também levantou uma série de novas questões. Em particular: O que aconteceu antes do Big Bang? Por que nosso espaço tem curvatura zero e por que a geometria de Euclides, que é estudada na escola, está correta? Se a teoria do Big Bang estiver correta, então por que o tamanho atual do nosso universo é muito maior do que 1 centímetro previsto pela teoria? Por que o Universo é surpreendentemente homogêneo, enquanto em qualquer explosão a matéria se espalha em diferentes direções de forma extremamente desigual? O que levou ao aquecimento inicial do Universo a uma temperatura inimaginável de mais de 10 13 K?
Tudo isso indicava que a teoria do Big Bang estava incompleta. Muito tempo parecia que era impossível ir mais longe. Apenas um quarto de século atrás, graças ao trabalho dos físicos russos E. Gliner e A. Starobinsky, bem como o americano A. Gus, um novo fenômeno foi descrito - a expansão inflacionária super rápida do Universo. A descrição deste fenômeno é baseada em seções bem estudadas física Teórica- Teoria geral da relatividade de Einstein e teoria quântica de campos. Hoje é geralmente aceito que esse período, chamado de "inflação", precedeu o Big Bang.
Ao tentar dar uma ideia da essência Período inicial A vida do Universo tem que operar com números tão pequenos e super grandes que nossa imaginação mal os percebe. Vamos tentar usar alguma analogia para entender a essência do processo de inflação.
Imagine uma encosta de montanha coberta de neve intercalada com pequenos objetos heterogêneos - seixos, galhos e pedaços de gelo. Alguém no topo desta encosta fez uma pequena bola de neve e a deixou rolar montanha abaixo. Descendo, a bola de neve aumenta de tamanho, à medida que novas camadas de neve com todas as inclusões aderem a ela. E então tamanho maior bola de neve, mais rápido ela aumentará. Muito em breve, de uma pequena bola de neve, ela se transformará em um enorme caroço. Se a encosta terminar em um abismo, ele voará para ele com velocidade cada vez maior. Tendo chegado ao fundo, o caroço atingirá o fundo do abismo e seus componentes se espalharão em todas as direções (a propósito, parte da energia cinética do caroço irá aquecer o ambiente e a neve voadora).
Vamos agora descrever as principais disposições da teoria usando a analogia acima. Em primeiro lugar, os físicos tiveram que introduzir um campo hipotético, que foi chamado de "inflaton" (da palavra "inflação"). Este campo preenchia todo o espaço (no nosso caso, neve na encosta). Devido a flutuações aleatórias, levou Significados diferentes em regiões espaciais arbitrárias e em diferentes pontos no tempo. Nada significativo aconteceu até que uma configuração homogênea deste campo com um tamanho de mais de 10 -33 cm foi acidentalmente formada. Quanto ao Universo que observamos, nos primeiros momentos de sua vida, aparentemente, tinha um tamanho de 10 -27 cm. Supõe-se que em tais escalas as leis básicas da física que hoje conhecemos já são válidas, portanto, é possível prever o comportamento posterior do sistema. Acontece que imediatamente após isso, a região espacial ocupada pela flutuação (do latim fluctuatio - “flutuação”, desvios aleatórios quantidades físicas observadas a partir de seus valores médios), começa a aumentar muito rapidamente em tamanho, e o campo do inflaton tende a assumir uma posição em que sua energia é mínima (a bola de neve rolou). Tal expansão dura apenas 10 -35 segundos, mas este tempo é suficiente para que o diâmetro do Universo aumente pelo menos 1027 vezes e até o final do período inflacionário nosso Universo tenha adquirido um tamanho de cerca de 1 cm. campo inflaton atinge um mínimo de energia - não há outro lugar para cair. Neste caso, a energia cinética acumulada é convertida em energia de partículas nascidas e em expansão, ou seja, ocorre o aquecimento do Universo. É este momento que é chamado hoje de Big Bang.
A montanha mencionada acima pode ter um relevo muito complexo - vários baixos diferentes, vales abaixo e todos os tipos de colinas e solavancos. Bolas de neve (universos futuros) nascem continuamente no topo da montanha devido às flutuações do campo. Cada caroço pode deslizar em qualquer um dos mínimos, dando assim origem ao seu próprio universo com parâmetros específicos. Além disso, os universos podem diferir significativamente uns dos outros. propriedades do nosso universo Surpreendentemente adaptado para dar origem a vida inteligente. Outros universos podem não ter sido tão afortunados.
Mais uma vez, gostaria de enfatizar que o processo descrito do nascimento do Universo "praticamente do nada" é baseado em cálculos estritamente científicos. No entanto, qualquer pessoa que se familiarize primeiro com o mecanismo inflacionário descrito acima tem muitas perguntas.
Hoje, nosso universo é composto por um grande número de estrelas, sem mencionar a massa oculta. E pode parecer que a energia total e a massa do universo são enormes. E é completamente incompreensível como tudo isso poderia caber no volume inicial de 10-99 cm3. No entanto, no Universo não existe apenas matéria, mas também um campo gravitacional. Sabe-se que a energia deste último é negativa e, como se viu, em nosso Universo, a energia da gravidade compensa exatamente a energia contida em partículas, planetas, estrelas e outros objetos massivos. Assim, a lei da conservação da energia é perfeitamente cumprida, e a energia total e a massa do nosso Universo são praticamente iguais a zero. É esta circunstância que explica em parte porque o Universo nascente não se transformou num enorme buraco negro imediatamente após o seu aparecimento. Sua massa total era completamente microscópica e, a princípio, simplesmente não havia nada para desmoronar. E somente nos estágios posteriores de desenvolvimento surgiram aglomerados locais de matéria, capazes de criar tais campos gravitacionais próximos a si mesmos, dos quais nem a luz pode escapar. Assim, as partículas das quais as estrelas são "feitas" Estado inicial desenvolvimento simplesmente não existia. As partículas elementares começaram a nascer nesse período do desenvolvimento do Universo, quando o campo do inflaton atingiu um mínimo de energia potencial e começou o Big Bang.
A área ocupada pelo campo do inflaton cresceu a uma velocidade muito maior que a velocidade da luz, mas isso não contradiz a teoria da relatividade de Einstein. mais rápido que a luz apenas corpos materiais não podem se mover, e em este caso a fronteira imaginária e não material da região onde o Universo nasceu estava se movendo (um exemplo movimento superluminalé o movimento de um ponto de luz na superfície da Lua durante a rápida rotação do laser que a ilumina).
Além disso, o ambiente não resistiu em nada à expansão da região do espaço, coberta por um campo de inflatons cada vez mais rápido, pois parecia não existir para o mundo emergente. Teoria geral A relatividade afirma que a imagem física que um observador vê depende de onde ele está e como ele se move. Assim, a imagem descrita acima é válida para o "observador" localizado dentro desta área. Além disso, esse observador nunca saberá o que está acontecendo fora da região do espaço onde está. Outro "observador", olhando para esta área de fora, não encontrará nenhuma expansão. NO melhor caso ele verá apenas uma pequena faísca, que, segundo seu relógio, desaparecerá quase instantaneamente. Mesmo a imaginação mais sofisticada se recusa a perceber tal imagem. E ainda assim parece ser verdade. Pelo menos, é isso que os cientistas modernos pensam, confiando nas leis da Natureza já descobertas, cuja correção foi repetidamente verificada.
Deve-se dizer que este campo de inflaton ainda continua a existir e flutuar. Mas só nós, observadores internos, não conseguimos ver isso - afinal, para nós, uma pequena área se transformou em um universo colossal, cujos limites nem a luz consegue alcançar.
Assim, imediatamente após o fim da inflação, um hipotético observador interno veria o Universo cheio de energia na forma de partículas materiais e fótons. Se toda a energia que poderia ser medida por um observador interno for convertida em uma massa de partículas, obteremos aproximadamente 10 80 kg. As distâncias entre as partículas aumentam rapidamente devido à expansão geral. As forças gravitacionais de atração entre as partículas reduzem sua velocidade, de modo que a expansão do universo após o final do período inflacionário diminui gradualmente.
Imediatamente após o nascimento, o universo continuou a crescer e esfriar. Ao mesmo tempo, o resfriamento ocorreu, entre outras coisas, devido à expansão banal do espaço. Radiação eletromagnética caracterizado por um comprimento de onda que pode ser associado à temperatura - quanto mais comprimento médio ondas de radiação, temperatura mais baixa. Mas se o espaço se expandir, a distância entre as duas "corcovas" da onda aumentará e, consequentemente, seu comprimento. Isso significa que, no espaço em expansão, a temperatura de radiação também deve diminuir. O que confirma fortemente temperatura baixa radiação relíquia moderna.
À medida que se expande, a composição da matéria que preenche nosso mundo também muda. Quarks se unem em prótons e nêutrons, e o Universo está cheio de coisas já familiares para nós partículas elementares- prótons, nêutrons, elétrons, neutrinos e fótons. Existem também antipartículas. As propriedades das partículas e antipartículas são quase idênticas. Parece que seu número deve ser o mesmo imediatamente após a inflação. Mas então todas as partículas e antipartículas se aniquilariam mutuamente e não haveria material de construção para as galáxias e para nós mesmos. E aqui novamente temos sorte. A natureza garantiu que houvesse um pouco mais de partículas do que antipartículas. É graças a isso pouca diferença e nosso mundo existe. E a radiação relíquia é apenas uma consequência da aniquilação (isto é, aniquilação mútua) de partículas e antipartículas. É claro que no estágio inicial a energia da radiação era muito alta, mas devido à expansão do espaço e, como resultado, ao resfriamento da radiação, essa energia diminuiu rapidamente. Agora, a energia da radiação relíquia é cerca de dez mil vezes (104 vezes) menor que a energia contida nas partículas elementares massivas.
Gradualmente, a temperatura do universo caiu para 1010 K. Nessa época, a idade do universo era de cerca de 1 minuto. Só agora prótons e nêutrons foram capazes de se combinar em núcleos de deutério, trítio e hélio. Isso se deveu a reações nucleares, que as pessoas já estudaram bem, detonando bombas termonucleares e operando reatores atômicos na Terra. Portanto, pode-se prever com confiança quantos e quais elementos podem aparecer em tal pilha nuclear. Descobriu-se que a abundância atualmente observada de elementos leves está de acordo com os cálculos. Isso significa que sabemos leis físicas são os mesmos em toda a parte observável do Universo e já o eram nos primeiros segundos após o aparecimento do nosso mundo. Além disso, cerca de 98% do hélio existente na natureza foi formado justamente nos primeiros segundos após o Big Bang.
Imediatamente após o nascimento, o Universo passou por um período inflacionário de desenvolvimento - todas as distâncias aumentaram rapidamente (do ponto de vista da observador interno). No entanto, a densidade de energia em diferentes pontos no espaço não pode ser exatamente a mesma - algumas heterogeneidades estão sempre presentes. Suponha que em alguma área a energia seja ligeiramente maior do que nas vizinhas. Mas como todos os tamanhos estão crescendo rapidamente, o tamanho dessa área também deve crescer. Após o fim do período inflacionário, essa área expandida terá um pouco mais de partículas do que o espaço ao seu redor e sua temperatura será um pouco mais alta.
Percebendo a inevitabilidade do surgimento de tais áreas, os defensores da teoria inflacionária se voltaram para os experimentadores: "é necessário detectar flutuações de temperatura ..." - afirmaram. E em 1992 esse desejo foi realizado. Quase simultaneamente, o satélite russo "Relikt-1" e o americano "COBE" detectaram as flutuações necessárias na temperatura da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Como já mencionado, universo moderno tem uma temperatura de 2,7 K, e os desvios de temperatura encontrados pelos cientistas da média foram de aproximadamente 0,00003 K. Não é surpreendente que tais desvios fossem difíceis de detectar antes. Assim, a teoria inflacionária recebeu outra confirmação.
Com a descoberta das flutuações de temperatura, surgiu outra oportunidade empolgante - explicar o princípio da formação de galáxias. Afinal, para forças gravitacionais matéria comprimida, é necessário o embrião inicial - uma área com densidade aumentada. Se a matéria está distribuída uniformemente no espaço, então a gravidade, como o burro de Buridan, não sabe em que direção agir. Mas são justamente as áreas com excesso de energia que geram inflação. Agora as forças gravitacionais sabem sobre o que agir, ou seja, as áreas mais densas criadas durante o período inflacionário. Sob a influência da gravidade, essas regiões inicialmente um pouco mais densas encolherão e é a partir delas que estrelas e galáxias se formarão no futuro.
O momento atual da evolução do Universo está extremamente bem adaptado à vida, e vai durar muitos mais bilhões de anos. Estrelas nascerão e morrerão, galáxias irão girar e colidir, e aglomerados de galáxias voarão cada vez mais distantes. Portanto, a humanidade tem muito tempo para auto-aperfeiçoamento. É verdade que o próprio conceito de "agora" para tal vasto universo, como o nosso, é mal definido. Assim, por exemplo, a vida dos quasares observados pelos astrônomos, distantes da Terra por 10-14 bilhões de anos-luz, é separada do nosso "agora" apenas por esses mesmos 10-14 bilhões de anos. E quanto mais nas profundezas do Universo olhamos com a ajuda de vários telescópios, mais Período inicial Estamos acompanhando seu desenvolvimento.
Hoje, os cientistas são capazes de explicar a maioria das propriedades do nosso universo, de 10 a 42 segundos até o presente e além. Eles também podem rastrear a formação de galáxias e prever o futuro do universo com alguma confiança. No entanto, uma série de "pequenas" incompreensibilidades ainda permanece. Em primeiro lugar, esta é a essência da massa oculta (matéria escura) e da energia escura. Além disso, existem muitos modelos que explicam por que nosso Universo contém muito mais partículas do que antipartículas, e gostaríamos de decidir no final sobre a escolha de um modelo correto.
Como a história da ciência nos ensina, geralmente são "pequenas imperfeições" que abrem outras maneiras desenvolvimento, para que as futuras gerações de cientistas tenham certamente algo a fazer. Além disso, questões mais profundas também já estão na agenda de físicos e matemáticos. Por que nosso espaço é tridimensional? Por que todas as constantes na natureza são como se fossem “ajustadas” para que a vida inteligente surja? E o que é gravidade? Os cientistas já estão tentando responder a essas perguntas.
E claro, deixe espaço para surpresas. Não se deve esquecer que descobertas tão fundamentais como a expansão do Universo, a presença de fótons relíquias e a energia do vácuo foram feitas, pode-se dizer, por acaso e não eram esperadas pela comunidade científica.