Andrey Dmitrievich Linde, Universidade de Stanford (EUA), professor. 10 de junho de 2007, Moscou, FIAN
Em primeiro lugar, devo dizer que sou um pouco tímido. Já falei neste salão muitas vezes. No começo eu estudei aqui, e quando tudo começou, eu era estudante na Universidade de Moscou, vim aqui para seminários, na FIAN. E toda vez que eu participava desses seminários, era doloroso, era terrivelmente interessante e também incrivelmente difícil. Tudo o que foi dito, eu entendi, bem, cerca de dez por cento. Eu pensei que, provavelmente, eu, bem, tão idiota, eu não entendo mais nada, física não vai funcionar comigo... Mas eu queria muito, continuei andando. Ainda tenho esses dez por cento de compreensão: basicamente, nos seminários que vou, entendo cerca de dez por cento. E então eu fiz meu primeiro relatório aqui. Olhei para os rostos das pessoas e tive a impressão de que elas também entendiam dez por cento. E então meu complexo de inferioridade desapareceu, em parte devido a pelo menos. Um pouco, provavelmente, ainda restava... Por que estou dizendo isso? O tema é bastante complexo. E se dez por cento estiver claro, então você está no caminho certo.
O que vou falar agora está relacionado com a teoria do Universo inflacionário. Universo inflacionário, em russo era chamado de “universo inflacionário”, mas o nome padrão é “inflacionário”. NO recentemente havia esse termo - "Multi-verso". Este é um termo que substitui a palavra "Universo". Então, em vez de um universo - muitos universos ao mesmo tempo em um. Bem, em russo, talvez, a tradução mais adequada seja “o universo multifacetado”. E é sobre isso que vou falar agora.
Mas primeiro, uma introdução geral à cosmologia em geral. De onde veio a cosmologia inflacionária (por que foi necessária)? O que veio antes disso (a teoria do Big Bang). Primeiro, algumas informações biográficas. A idade do Universo, segundo os últimos dados observados... Quando falo em idade, cada vez que digo e algures na minha alma coloco uma pequena vírgula que devo voltar a isto e depois digo que de facto o Universo pode ser infinitamente velho. Bem, o que as pessoas chamam de idade do universo é cerca de 13,7 bilhões de anos com precisão para... talvez melhor do que 10%. Agora as pessoas sabem disso muito bem. O tamanho da parte observável do universo... O que significa "observável"? Bem, a luz viaja até nós há 13,7 bilhões de anos, então multiplique isso pela velocidade da luz e você terá a distância na qual agora vemos as coisas. Digo isso, mas em minha alma uma vírgula é imediatamente colocada novamente: na verdade, não é assim. Porque vemos várias vezes mais longe do que isso, porque aqueles objetos que nos enviaram luz há 13,7 bilhões de anos, agora estão mais distantes de nós. E vemos a luz deles, e eles estão mais longe, então, na realidade, vemos mais do que a velocidade da luz multiplicada pelo tempo de existência do Universo.
Mais. A densidade média de uma substância é de aproximadamente 10 -29 g/cm 3. Muito pouco. Mas vivemos no lugar onde se condensou... O peso da parte observável do Universo é superior a 10 50 toneladas. Peso ao nascer... mas isso é o mais interessante. Quando o universo nasceu, se você contar desde o momento do Big Bang, quase na época t = 0 , então seu peso deve ser infinito. Se você contar a partir de algum outro momento... é chamado de momento de Planck. O momento Planck é um momento de 10 elevado a menos... Bom, às vezes ainda vou escrever no quadro... Então, t Planck é cerca de 10 menos quarenta e três segundos ( t p ~ 10–43 s). Este é o ponto em que, pela primeira vez, podemos considerar o universo em termos de espaço-tempo normal, porque se pegarmos objetos em tempos menores que isso, ou a distâncias menores que a distância de Planck (que é 10 -33 cm ), - se tomarmos uma distância menor, em distâncias menores o espaço-tempo flutua tão fortemente que será impossível medi-las: as réguas se dobram, o relógio gira, de alguma forma não é bom ... Portanto, a consideração normal começa a partir deste momento. E naquele momento o Universo tinha um peso extraordinariamente grande. Eu vou te dizer qual - um pouco mais tarde. E o que o Universo inflacionário fez: aprendemos a explicar como você pode obter todo o Universo com menos de um miligrama de matéria. Tudo o que vemos agora...
E vamos em frente, dados preliminares. Os modelos mais simples do universo, o que está nos livros didáticos, são os três modelos possíveis de Friedman. O primeiro é um universo fechado, [o segundo] é um universo aberto e [o terceiro] é um universo plano. Essas fotos são apenas exemplos. O significado é o seguinte.
Aqui a opção mais simples- universo plano. A geometria de um universo plano é a mesma que a geometria de uma mesa plana, ou seja, linhas paralelas permanecem paralelas e nunca se cruzam. Qual é a diferença, como é diferente de uma mesa plana? O fato de que se eu tenho duas linhas paralelas... por exemplo, dois feixes de luz foram paralelos um ao outro... O universo está se expandindo, então embora sejam paralelos, dois feixes de luz, eles se afastam um do outro devido ao fato de que todo o universo está se expandindo. Portanto, dizer isso - que a geometria de uma mesa plana - não é totalmente correto. O universo é uma curva em um sentido quadridimensional. Em um sentido tridimensional, é plano.
Um universo fechado é como propriedades geométricas nas propriedades da superfície de uma esfera. Ou seja, se eu tiver duas linhas paralelas no equador, elas se cruzam nos pólos norte e sul. Linhas paralelas podem se cruzar. E nós meio que vivemos na superfície da esfera, como uma pulga que rasteja ao redor do globo. Mas a analogia também é superficial - em dois sentidos. Nosso Universo é como uma esfera tridimensional em um espaço quadridimensional. Você tem que desenhar figuras, mas na realidade apenas analogias... E, além disso, ela se expande. Se quisermos ir do equador ao pólo norte, não teremos tempo suficiente - esse universo pode entrar em colapso ou não chegaremos lá, porque está se expandindo muito rapidamente.
O Universo aberto é semelhante em suas propriedades às propriedades de um hiperbolóide, ou seja, se eu iniciar duas linhas paralelas no pescoço do hiperbolóide, elas começarão a divergir e nunca se encontrarão.
Existem três modelos principais. Eles foram propostos por Friedman há muito tempo, nos anos 20 do século passado, e Einstein não gostou muito deles. Não gostei, porque tudo parecia contradizer a ideologia na qual as pessoas daquela época eram criadas. A ideologia era que o Universo é, afinal, um sistema de coordenadas, bem, coordenadas, elas não se expandem, é apenas uma grade. As pessoas sempre acreditaram na Europa - a princípio acreditaram - que o universo é finito e estático. É finito, porque Deus é infinito, e o Universo é menor que Deus, então deve ser finito, mas estático... bem, porque o que deveria fazer - um sistema de coordenadas... Então eles abandonaram a primeira suposição, dizendo que Deus não perderia muito se desse um de seus atributos ao Universo e o tornasse infinito, mas ainda se considerava que ele é estático.
A expansão do universo foi uma propriedade estranha que foi combatida por muito tempo, até que viram que estava realmente se expandindo. Isso significa que o que aconteceu nos últimos anos não está experimentalmente em física Teórica, mas em cosmologia experimental. Aconteceu duas coisas. Começaremos com o segundo. Em 1998, as pessoas viram que o universo agora está se expandindo a um ritmo acelerado. O que significa acelerado? Bem, aqui está se expandindo a alguma velocidade. Na verdade, isso está um pouco errado...
Então aqui umaé a escala do universo uma com um ponto ( å ) é a taxa de expansão do universo, uma com ponto dividir por uma (å /uma) é aqui uma, por exemplo, a distância de uma galáxia a outra, vamos chamar de letra uma. E isto ( å /uma) é a velocidade com que as galáxias se afastam umas das outras. Aqui está essa coisa å /uma= H) é a constante de Hubble, na verdade depende do tempo. Se essa coisa está diminuindo ao longo do tempo, isso não significa que o universo pare de se expandir. A extensão significa que uma com um ponto maior que zero ( å > 0). Mas o que as pessoas descobriram agora é que agora esse regime está se aproximando assintoticamente de uma constante ( å /uma= H → const), ou seja, não só uma com um ponto é positivo, mas esta é a relação deles, tende a uma constante. E se isso equação diferencial resolver, verifica-se que o fator de escala do Universo se comporta assintoticamente aproximadamente da seguinte forma: uma ~ e H t- O universo se expandirá exponencialmente, e isso não era muito esperado antes. Ou seja, esta é uma expansão acelerada do Universo e, mais cedo, de acordo com a teoria padrão, descobriu-se que o Universo deveria se expandir com desaceleração.
Aqui está a descoberta dos últimos nove anos. No início, as pessoas pensaram que, bem, em algum lugar um erro experimental, outra coisa, então eles começaram a chamá-los de palavras diferentes - a constante cosmológica, energia do vácuo, energia escura ... Então foi isso que aconteceu recentemente. A teoria sobre a qual vou falar agora é a cosmologia inflacionária. Ele assume (e agora parece cada vez mais que provavelmente era uma suposição correta, ainda não sabemos ao certo - existem teorias concorrentes, embora eu não goste delas lá, mas, portanto, são pontos de vista ) - mas parece que é isso a coisa certa, - o que em universo primitivo Aparentemente, o Universo também estava se expandindo em um ritmo acelerado. Além disso, com uma aceleração muito maior do que aquela com a qual está se expandindo agora - em muitas dezenas de ordens de magnitude maior aceleração. Essas duas descobertas... aparentemente, deveriam ser tentadas interpretar de alguma forma.
Então, as imagens que muitas vezes são desenhadas ao mesmo tempo ... Aqui (não olhe para esta imagem vermelha por enquanto) é um padrão, de um livro didático. Se o Universo é fechado - ou seja, a geometria é semelhante à geometria de uma esfera, a superfície de uma esfera - então ele surge de uma singularidade e desaparece em uma singularidade, tem um tempo de vida finito. Se é plano, então surge de uma singularidade e se expande ao infinito. Se estiver aberto, ele também continua a se mover com velocidade constante.
O que aconteceu, o que acabei de dizer sobre essa energia escura, a constante cosmológica, a aceleração do Universo - acabou que se comporta assim. E descobriu-se que ela se comporta assim, o que quer que seja- aberto, fechado, plano ... Em geral, nesses casos, isso é uma coisa. Agora, se abrirmos livros didáticos de astronomia, eles basicamente ainda publicam essas três fotos aqui, e é com isso que crescemos nos últimos anos. Portanto, a existência deste último foi uma descoberta notável, e está ligada ao fato de que as pessoas acreditavam que existe uma densidade de energia diferente de zero no vácuo, no vazio. É muito pequeno: é da mesma ordem que a densidade de energia da matéria no Universo - 10–29 g/cm 3 . E quando às vezes imagino essas pessoas, digo: "Olha, são pessoas que mediram a energia... nada." Então, aqui está a linha vermelha.
O quadro geral da distribuição de energia... Quando digo "energia", ou digo "matéria", "substância", quero dizer a mesma coisa, porque, como sabemos, Eé igual a mc quadrado ( E = mc 2), ou seja, essas duas coisas são proporcionais uma à outra... Existe a energia escura...
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O orçamento total de energia e matéria no Universo é representado por essa torta: aproximadamente 74% é energia escura. O que é, ninguém sabe. Ou esta é a energia do vácuo, ou é a energia de um campo escalar especial uniformemente distribuído que muda lentamente - mais sobre isso mais tarde. Bem, aqui está parte separada, ela não amassa. O que quero dizer com isso? Ela não vagueia em galáxias. A matéria escura (aproximadamente 22% do orçamento total) é algo que se aglomera, mas que não vemos. Algo que pode entrar nas galáxias, mas que não podemos ver, não brilha. E cerca de 4-5% é matéria "normal". Aqui está o orçamento de toda a nossa matéria.
E há mistérios por aí. Por que eles são da mesma ordem, essas quantidades, e por que há tanto desse tipo de energia no vazio? Como é que nós, tão orgulhosos, pensamos que tudo era do mesmo tipo que nós, mas eles nos deram apenas quatro por cento ... Então ...
Agora - Universo inflacionário. Até agora, há apenas uma referência, para que fique claro do que estou falando, e só então o caso começará. A inflação é o que é. Aqui está o que estava nas fotos anteriores, que o Universo começou e começou a se expandir, e, lembre-se, o arco se curvou nessa direção... Agora, se eu voltar, eu vou te mostrar tudo isso... , todos os arcos - eles eram curvados assim. A inflação é um pedaço da trajetória que existia, por assim dizer, antes do Big Bang em certo sentido, antes que o arco começasse a se curvar assim. Este é o momento em que o Universo se expandiu exponencialmente e o Universo se expandiu com aceleração. Poderia ter inicialmente um tamanho muito pequeno, e então houve uma fase de expansão muito rápida, depois ficou quente, e então aconteceu tudo o que estava escrito nos livros didáticos: que o Universo estava quente, explodiu como uma bola quente - isso foi tudo após o estágio de inflação, e durante a inflação não poderia haver partículas. Aqui está uma referência.
Então, por que tudo isso era necessário? E então, essas pessoas olharam 25 anos atrás - um pouco mais já - para a teoria do Big Bang e fizeram perguntas diferentes. Vou listar as perguntas.
O que aconteceu quando não havia nada?É claro que a pergunta não tem sentido, por que perguntar... O livro de Landau e Lifshitz diz que a solução das equações de Einstein não pode ser continuada na região do tempo negativo, então é inútil perguntar o que aconteceu antes. Não faz sentido, mas todas as pessoas perguntaram de qualquer maneira.
Por que o universo é homogêneo e isotrópico? Pergunta: por que, realmente? O que significa homogêneo? Bem, se olharmos ao nosso lado, nossa Galáxia não é homogênea. Perto de nós está o sistema solar - grandes heterogeneidades. Mas se olharmos para a escala de toda a parte do Universo que observamos atualmente, esses 13 bilhões de anos-luz, então, em média, o Universo à direita e à esquerda de nós tem a mesma densidade, com uma precisão de cerca de um décimo de milésimo, e ainda melhor do que isso. Então alguém poliu, por que é tão uniforme? E no início do século passado, isso foi respondido da seguinte forma. Existe uma coisa chamada "princípio cosmológico": que o universo deve ser homogêneo.
Eu costumava brincar que as pessoas que não têm boas ideias às vezes têm princípios. Então parei de fazer isso, porque esse princípio foi introduzido, em particular, por Albert Einstein. É que naquela época as pessoas não sabiam, e ainda em muitos livros de astronomia as pessoas discutem o princípio cosmológico - que o Universo deve ser homogêneo, porque... bem, aqui ele é homogêneo!
Por outro lado, sabemos que os princípios - eles devem ser completamente corretos. Lá, não conheço a pessoa que leva pequena subornos, ele não pode ser chamado de homem de princípios. Nosso Universo era um pouco heterogêneo - tem galáxias, elas são necessárias para nós, então de algum lugar devemos entender de onde vêm as galáxias.
Por que todas as partes do universo começaram a se expandir ao mesmo tempo? Essa parte é o Universo, e essa parte é o Universo, eles não se falaram quando o Universo começou a se expandir. Apesar do tamanho do Universo ser pequeno, para que uma parte do Universo saiba que a outra começou a se expandir, é necessário que a pessoa que vive aqui - bem, uma pessoa imaginária - saiba que essa parte começou a se expandir. . E para isso ele teria que receber um sinal daquela pessoa. E isso levaria tempo, então as pessoas não poderiam concordar de forma alguma, especialmente no Universo infinito, que, viva, precisamos começar a expandir, eles já permitiram ... Então, é por isso que todas as partes do Universo começaram a expandir ao mesmo tempo...
Por que o universo é plano? O que agora se sabe experimentalmente é que o Universo é quase plano, ou seja, linhas paralelas, elas não se cruzam na parte observável do Universo. Significa, Por quê O universo é tão plano? Aprendemos na escola que as linhas paralelas não se cruzam, mas na universidade dizem que o Universo pode ser fechado e podem se cruzar. Então, por que Euclides estava certo? Não sei…
Por que há tanto no universo partículas elementares? Existem mais de 10 87 partículas elementares na parte do Universo que observamos. A resposta padrão para isso era que, bem, o universo é grande, e é por isso que... Por quê ela é tão grande? E às vezes acumulo assim: por que tantas pessoas vieram para a palestra? - mas porque há tanta gente em Moscovo... - porque há tanta gente em Moscovo? - e Moscou é apenas uma parte da Rússia, e há muitas pessoas na Rússia, algumas vieram para a palestra ... - por que há tantas pessoas na Rússia e ainda mais na China? De um modo geral, vivemos apenas em um planeta, e temos muitos planetas em sistema solar, e agora ainda mais planetas ainda estão sendo encontrados no Universo, e você sabe que existem 10 11 estrelas em nossa galáxia e, portanto, em algum lugar existem planetas, em algum lugar existem pessoas, algumas delas vieram para a palestra ... Por que existem tantas estrelas em nossa galáxia? Você sabe quantas galáxias existem em nossa parte do Universo? Aproximadamente 10 11 -10 12 galáxias, e em cada uma delas 10 11 estrelas, planetas giram em torno delas, e algumas pessoas vieram para a palestra. Por que temos tantas galáxias? Bem, porque o Universo é grande... Então... e aqui terminamos.
E se tomarmos, por exemplo, o Universo - um típico Universo fechado, que teria o único tamanho típico disponível em teoria geral relatividade junto com a mecânica quântica, - 10–33 cm, tamanho inicial. Então, para comprimir a matéria até a densidade muito limitante que só é possível (essa é a chamada densidade de Planck, ρ densidade de Planck), é aproximadamente 10 94 g/cm 3 ... Por que é limitante? Não é limitante no sentido de que é impossível continuar, mas no sentido de que se você comprimir a matéria a tal densidade, então o Universo começa a flutuar tanto que é impossível descrevê-lo de uma maneira normal. Isso significa que, se pegarmos e comprimirmos a matéria até a densidade mais alta, colocarmos um Universo fechado de tamanho natural nela e contarmos o número de partículas elementares lá, verifica-se que ela contém 1 partícula elementar. Talvez dez partículas elementares. E precisamos de 10 87 . Portanto, problema real- onde, por que existem tantas partículas elementares?
O assunto não termina aí. De onde veio toda a energia do universo? Antes, eu nem formulava assim para mim, até que fui convidado à Suécia para algum simpósio do Nobel dedicado à energia... E eles me deram a oportunidade de abrir esta conferência, e o primeiro relatório... Não consegui entender o que eles querem de mim? Não estou engajado na produção de petróleo, não estou engajado em energia solar e eólica, o que posso dizer sobre energia em geral? Bem, então comecei o relato com o fato de que eu disse: você sabe de onde veio a energia no Universo? Você sabe quanta energia temos? Vamos contar.
A energia da matéria no universo não é conservada. Primeiro paradoxo. Sabemos que a energia é conservada, mas isso não é correto. Porque se pegarmos, por exemplo, colocarmos gás em uma caixa e deixarmos a caixa se expandir... Aqui está uma caixa - este é o nosso Universo, vamos deixar a caixa se expandir. Gás - exerce pressão nas paredes da caixa. E quando a caixa se expande, esse gás realiza trabalho nas paredes da caixa e, portanto, quando a caixa se expande, o gás perde sua energia. Porque ele faz o trabalho, está tudo certo, há um equilíbrio de energia. Mas o único fato é que durante a expansão do Universo, a energia total do gás diminui. Porque existe uma equação padrão: variação de energia é igual a menos pressão vezes variação de volume ( dE = –PdV). O volume do Universo está crescendo, a pressão é positiva, então a energia está diminuindo.
Aqui em todos os modelos do Universo, normais, aqueles que estavam associados à teoria do Big Bang, a energia total do Universo diminuiu. Se agora são 10 50 toneladas, então quanto era no início? Porque a energia é simplesmente desperdiçada. Então, no começo deveria ter mais. Alguém teve que fazer este universo com muito mais energia do que tem agora. Por outro lado, algo deve ser preservado. E onde é gasta essa energia durante a expansão do Universo? É gasto no fato de que o tamanho do Universo está mudando, que o Universo está se expandindo a uma certa velocidade. Há alguma energia que está escondida na geometria do universo. Existe uma energia que está associada à gravidade. E entao valor total a energia da matéria e energia gravitacional, ele é salvo. Mas só se você calcular o valor total. Existem diferentes métodos de contagem - e novamente uma vírgula é colocada lá - mas com um certo método de contagem, a soma total da energia da matéria e da gravidade, é simplesmente igual a zero. Ou seja, a energia da matéria é compensada pela energia da interação gravitacional, então é zero. E, portanto, sim, começou do zero, vai terminar no zero, está tudo preservado, mas só essa lei de conservação, não é muito útil para nós. Ele não nos explica de onde veio uma energia tão grande. Então quanto?
Aqui, segundo a teoria do Big Bang, a massa total de matéria no início, quando o Universo nasceu, deveria ter ultrapassado 10 80 toneladas, o que já é muito. Isso é bastante... E se eu contasse tudo isso mesmo diretamente da singularidade, então simplesmente deveria haver uma quantidade infinita de matéria no Universo. E então surge a pergunta: onde alguém nos deu essa quantidade infinita de matéria, se antes do momento do surgimento do Universo, bem, não havia nada? No começo não havia nada, e então de repente se tornou, e tanto que era até um pouco estranho. Ou seja, quem poderia ter feito isso?... Mas os físicos não quiseram formular a questão dessa maneira, e agora não querem.
Portanto, pode ser bom que tenha sido encontrada uma teoria que permita, pelo menos em princípio, explicar como tudo isso poderia ser feito, a partir de um pedaço do Universo com uma quantidade inicial de matéria inferior a um miligrama. Bem, quando eu falo sobre isso, eu acho que pessoa normal Eu pensei, se tal coisa fosse dita há muito tempo, ou se não escrevêssemos equações ao mesmo tempo, e assim por diante ...
Lembro que quando fui escoltado aqui para o pesquisador sênior, eles me ligaram e começaram a me perguntar: “O que você faz?” E comecei a dizer-lhes que aqui estou empenhado, em particular, em partes diferentes Pode acontecer que as leis da física possam ser diferentes no universo: em parte há, há interação eletromagnética, em parte - não ... Eles me disseram: “Bem, isso é demais!” Mas o científico sênior mesmo assim foi dado. Esta é a própria teoria do Universo multifacetado, sobre o qual falarei.
Agora vamos ao que interessa, à teoria da cosmologia inflacionária. Primeiro, o modelo mais simples. O modelo mais simples é assim. Aqui você tem algum campo escalar cuja energia é proporcional ao quadrado do campo escalar. As primeiras palavras mais simples - e já aqui surge a pergunta: o que é um campo escalar? Algumas pessoas sabem, outras não. Algumas pessoas sabem que um enorme acelerador está sendo construído na Suíça para encontrar a partícula de Higgs. A partícula de Higgs é uma partícula que é, por assim dizer, um quantum de excitação tipo especial campo escalar. Ou seja, as pessoas usam esses campos há muito tempo, mais de trinta anos. Mas o significado intuitivo é mais fácil de entender com a ajuda de uma analogia. Aqui, aqui, há 220 volts na rede. Se houvesse apenas 220 volts e não houvesse zero, todo o Universo seria preenchido com 220 volts, então não haveria corrente, nada fluiria em qualquer lugar, porque seria apenas um estado de vácuo diferente. A América tem 110 volts. A mesma coisa - se fossem apenas 110 volts, nada fluiria ... Se você pegar um lado com uma mão, a outra mão com a outra, você seria morto ali mesmo, porque a diferença de potencial é o que ... tenho que parar…
Bom. Então, então, um campo escalar constante é um análogo do mesmo campo. Esta não é uma analogia exata, mas uma analogia aproximada. O que é um campo vetorial? Campo vetorial - por exemplo, eletromagnético. Tem magnitude e direção. O que é um campo escalar? Tem magnitude, mas sem direção. Essa é toda a diferença, ou seja, é muito mais simples que o campo eletromagnético. Não tem direção, é um escalar lorentziano. Escalar Lorentziano - isso significa o seguinte. Se você correr em relação a ele, não sentirá que está correndo: nada mudou. Se você virar, nada mudará também, você não sentirá que está virando. Parece um vácuo se não estiver se movendo, se for constante. Mas apenas este é um vácuo especial, porque pode ter energia potencial. Esta é a sua primeira propriedade. E em segundo lugar, se você tem um vácuo diferente em diferentes partes do Universo, também existem diferentes pesos de partículas elementares, propriedades diferentes, portanto, se este campo escalar existe ou não, a) as propriedades das partículas elementares dependem, eb) a densidade de energia do vácuo no Universo depende, então isso, em princípio, coisa importante. E entao teoria mais simples, para o qual a energia deste campo escalar é proporcional ao seu quadrado.
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Vejamos as equações. Não vou resolver nenhuma equação agora, mas vou mostrá-las, então não tenha medo... A primeira é uma equação de Einstein um pouco simplificada, que diz: esta é a taxa de expansão do Universo dividida pelo tamanho, esta é a constante de Hubble ao quadrado, e é proporcional à densidade da energia da matéria no universo. E agora eu quero negligenciar tudo - lá, gás, qualquer coisa ... deixe apenas o campo escalar. E aqui seria necessário escrever a constante gravitacional, ainda existem oito pi por três...
Agora vamos esquecer a constante gravitacional. As pessoas que fazem essa ciência dizem: bem, vamos pegar a constante gravitacional igual a um, a velocidade da luz igual a um, a constante de Planck igual a um, e então, quando tudo estiver resolvido, vamos inseri-lo de volta na solução para facilitar ...
Então, esta é uma equação ligeiramente simplificada de Einstein, eu também joguei fora alguns termos, que eles mesmos são jogados fora depois que o Universo começa a explodir rapidamente. Esta é a equação de movimento para um campo escalar. Não olhe para aquele pau agora. Esta é a aceleração do campo escalar, e isso mostra a força com a qual o campo quer atingir sua energia mínima. E, para ficar claro, compare isso com a equação para um oscilador harmônico. Novamente, não olhe para aquele membro. Esta é a aceleração do oscilador harmônico, proporcional à força restauradora. Ou seja, a força que arrasta o campo oscilador para um ponto x= 0, e esta é a sua aceleração. E sabemos como termina. O oscilador oscila assim. E se adicionarmos tal termo, x com um ponto. Esta é a velocidade do oscilador. Ou seja, se o movermos nessa direção, ficará claro que isso é como uma força que não permite que o oscilador se mova rapidamente. É como se você enfiasse um pêndulo na água, a água o impedisse de oscilar, e ele oscilaria cada vez mais devagar. Como se a força de atrito ou viscosidade.
Acontece que o Universo também tem um termo semelhante que descreve a equação para um campo escalar. A equação parece exatamente a mesma. E este membro é semelhante a este. Acontece que no Universo o efeito do atrito ocorre se o Universo se expandir rapidamente. Aqui está um truque. Agora vamos voltar para a imagem anterior.
É quando o campo escalar está aqui, então o campo escalar tem pouca energia, o Universo se expande lentamente, não há atrito. Se o campo escalar está aqui, então a energia é muito grande. Se a energia for muito grande, vamos ver o que acontece na próxima foto.
A energia é muito grande, a constante de Hubble é grande, o coeficiente de atrito é grande. Se o coeficiente de atrito for grande, o campo escalar desce muito lentamente. Se o campo escalar desce muito lentamente, por um longo tempo permanece quase constante. Se permanecer quase constante, resolvo esta equação: uma com um ponto em uma(å /uma) é quase constante. E eu já disse qual será a solução. Se um uma com um ponto em uma(å /uma) é quase constante, então esta é uma solução exponencial, a equação diferencial mais simples. E neste caso, o Universo começa a se expandir exponencialmente.
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A lógica é esta: se grande importância campo escalar φ, alta velocidade de expansão do Universo, grande coeficiente de atrito, o campo φ desce muito lentamente. Resolvendo uma equação diferencial com uma constante, obtemos uma expansão exponencial, isso é inflação. Tudo é muito simples.
Antes era preciso, em geral, sofrer para pensar, para reduzir tudo a um simples. Na verdade, tudo começou com um muito mais complexo. Pela primeira vez, Alyosha Starobinsky começou a expressar ideias desse tipo em 1979 aqui na Rússia. Sua versão desta teoria foi baseada na gravidade quântica com certas correções - anomalias conformes, a teoria era muito complexa, não estava claro como, por onde começar, mas a teoria, no entanto, era muito popular dentro da União Soviética na época, era chamado de "modelo Starobinsky". Mas um pouco complicado, não ficou claro qual era o seu propósito. Ele queria resolver o problema da singularidade, mas não funcionou...
Depois disso, surgiu o que hoje é chamado de velha teoria da inflação, proposta em 1981 por Alan Guth do MIT - agora ele está no MIT, e costumava estar no SLAC, ao lado de Stanford. Ele sugeriu que desde o início o Universo está preso em sua energia em um estado de falso vácuo, não se move para lugar nenhum, a energia é constante lá, neste momento se expande exponencialmente, e então esse falso vácuo se desfaz com um estrondo, bolhas se formam, elas colidem... Por que isso foi necessário? E seu desejo era resolver aquela lista de problemas que escrevi para você anteriormente: por que o universo é homogêneo, por que é isotrópico, por que é tão grande - seu objetivo era esse. E esse foi o mérito de seu trabalho. Não porque ele propôs um modelo - sua teoria não funcionou, mas porque ele disse que seria ótimo fazer algo assim, e então resolveremos todos esses problemas de uma vez. E seu modelo não funcionou porque após a colisão das bolhas, o Universo tornou-se tão não homogêneo e isotrópico que, por assim dizer, não havia necessidade de tentar ...
Depois disso, estávamos todos em estado de crise espiritual, porque a ideia era tão agradável, tão agradável, e eu tinha uma úlcera no estômago, talvez de desgosto por ser impossível, simplesmente não deu certo. E então descobri como fazer o que chamei de nova teoria inflacionária, e então criei essa coisa simples de inflação caótica, que era a mais fácil. E então ficou claro que não estamos falando de algum tipo de truque, mas tudo pode ser tão simples quanto a teoria de um oscilador harmônico.
Mas por que tudo isso é necessário, eu não disse. Mas por que. Durante a inflação, durante esta fase, enquanto eu estava rolando para baixo, o Universo poderia se expandir muitas vezes. Isso nos modelos mais simples. O que este número significa? Bem, agora vou lhe dizer o que significa. Um exemplo da aritmética. A menor escala é de 10 a 33 cm. Eu multiplico por dez, e então esse número de zeros é desenhado aqui - não importa quantos zeros. Agora surge a pergunta: qual é o produto? E a resposta é que aqui, é igual à mesma coisa - significa que 10-33 não pode mais ser escrito, isso é uma coisa pequena. Isso significa que o universo acaba sendo de um tamanho tão grande. Quanto vemos agora? Esses 13 bilhões de anos, multiplicados pela velocidade da luz, são cerca de 10 28 cm, mas não importa o quê - centímetros ou milímetros, não importa o quê. O importante é que isso é, bem, incomparavelmente menor do que isso.
Ou seja, nossa parte observável do Universo - estamos em algum lugar aqui. ( Você pode pagar agora?) O universo começou a se expandir, inchou, inchou, inchou, e nós vivemos, por assim dizer, na superfície deste enorme globo. E é por isso que as linhas paralelas parecem paralelas, é por isso que ninguém viu este pólo norte e sul. Portanto, nossa parte do Universo, em algum lugar aqui, começou em algum lugar daqui, de quase um ponto, e portanto todas as propriedades iniciais estão aqui, bem, estão lado a lado, eram aproximadamente as mesmas. Então aqui eles são iguais.
Por que o universo é tão homogêneo? Bem, imagine que você pegou o Himalaia e separou-o tantas vezes. Isso significa que ninguém vai lá com mochila, porque do vale à montanha vai demorar muito para ir. Haverá uma área plana. Portanto, nosso Universo é tão plano, tão homogêneo, o mesmo em todas as direções.
Por que é isotrópico? O que é isotrópico? Bem, parece uma esfera, a mesma em todas as direções, mas pode ser como um pepino. Mas se eu inflar um pepino tantas vezes - e vivemos em sua pele - então será o mesmo em todas as direções, então o Universo se tornará o mesmo em todas as direções. Ou seja, desta forma resolvemos a maioria dos problemas que tínhamos. Por que o universo é tão grande? E aqui está o porquê! Quantas partículas elementares existem? Mas tanto! Por isso temos bastante...
Ou seja, ainda não sabemos de onde veio tudo isso, não podemos resolver o problema da singularidade inicial de forma tão simples - falaremos sobre isso um pouco mais - mas é por isso que essa teoria foi necessária.
Por outro lado, pode acontecer que retrabalhamos um pouco. Porque se o Himalaia for completamente achatado, então todo o Universo será tão plano e homogêneo que será realmente ruim viver lá, então não pegaremos galáxias de lugar nenhum.
Mas descobriu-se que é possível produzir galáxias devido a flutuações quânticas. E foi isso que Chibisov e Mukhanov disseram aqui, na FIAN. Eles estudaram o modelo de Starobinsky e viram que lá, se você observar as flutuações quânticas do espaço, e depois observar o que acontece durante a expansão do Universo, elas podem dar origem a galáxias. E nós olhamos para eles e pensamos: do que vocês estão falando aqui? Você está falando de flutuações quânticas e nós estamos falando de galáxias! Eles são reais... E então foi isso que aconteceu. Já foi quando traduzimos tudo isso para a linguagem de um campo escalar e assim por diante... Muito bem, em geral, gente! Devia ter pensado nisso!
O universo funciona como um laser, mas em vez de um campo de laser, produz galáxias. Isso é o que está acontecendo. Vamos pegar um campo escalar, primeiro de alta frequência, flutuações quânticas. As flutuações quânticas sempre existem. Aqui neste auditório, a pequenas distâncias, há flutuações quânticas. Ainda bem que você me deu duas horas, eu não terminaria... Em duas horas, provavelmente terminarei...
Então, flutuações quânticas existem agora, bem aqui, mas elas oscilam o tempo todo; Você simplesmente não pode vê-los, eles não são importantes para nós. Mas durante a rápida expansão do universo, suponha que houvesse tal flutuação quântica. Estendeu-se, com a expansão do universo. Quando estiver esticado o suficiente - lembre-se daquela equação de campo escalar onde está o termo 3Hφ pontilhado? Equação, termo de atrito. Quando você tinha um campo de ondas curtas, ele não sabia nada sobre atrito, porque batia com tanta energia que não podia ser interrompido pelo atrito. E então, quando se esticou, perdeu sua energia e de repente sentiu que o Universo estava se expandindo, que havia atrito, e foi assim que congelou. Ele congelou e continuou a se expandir, estendendo o Universo.
Depois disso, no pano de fundo dessa flutuação que aqui se desenha, as flutuações anteriores, que costumavam ser de comprimento de onda muito curto, enérgicas, e assim por diante, elas se estenderam, viram que o Universo estava se expandindo, sentiram atrito e congelaram - contra o pano de fundo dessas flutuações que haviam congelado antes.
Depois disso, o Universo continuou a se expandir, e novas flutuações congelaram, e o Universo se expandiu exponencialmente. E o que aconteceu como resultado? Que todas essas flutuações aumentaram para um tamanho grande.
Vou explicar agora o que é: é o resultado de cálculos que, por assim dizer, simulam a ocorrência de flutuações e sua evolução posterior. Vou explicar o que será, o que é. O ponto é este. Que pegamos essas flutuações quânticas. Eles estão congelados. O universo tornou-se exponencialmente heterogêneo grande escala. Essas heterogeneidades são EU t, cem EU t, cem EU t… Então a inflação acabou. Então - esta parte do Universo ainda não vê esta parte do Universo. E então o tempo passou, e eles se viram. E quando eles viram, essa parte do Universo disse: “Ah, eu tenho menos energia e você tem mais energia; vamos lá, todas as minhas pedras vão voar nessa direção, porque a gravidade é mais forte aqui. E essas flutuações descongelam. Ou seja, a princípio eles estavam congelados - devido à rápida expansão do universo. E então, quando as duas partes do Universo se viram, essas flutuações congelaram, e isso é literalmente... de acordo com o Barão Munchausen.
Eu não sei, quando criança eles te ensinam agora, eles lêem o Barão Munchausen lá? Fomos lidos. Enquanto ele viajava pela Rússia. Embora fosse um mentiroso alemão, ele viajou pela Rússia, na Sibéria. Eles caçavam. E havia uma geada tão terrível que quando ele quis chamar os amigos para se reunirem, ele disse “tu-tu-tu-tu!”, mas nada aconteceu, porque o som congelou na buzina. Bem, então, estava frio, ele cavou uma caverna na neve, como uma pessoa experiente, enterrou-se lá ... Na manhã seguinte, de repente, ele ouve: “Tu-tutu-tutu!”. O que aconteceu? O som está desaparecendo. Porque de manhã o sol apareceu, tudo, a neve derreteu e o som se acalmou...
Aqui é o mesmo: primeiro, as flutuações quânticas congelaram, espalharam-se por uma longa distância, e então, quando chegou à formação de galáxias, elas congelaram, e as heterogeneidades se juntaram e se tornaram uma galáxia.
Primeiro começamos com flutuações quânticas. Então nós rapidamente os tornamos enormes. E quando os tornamos enormes, na verdade os tornamos clássicos. Naquela época eles não oscilavam, não desapareciam, congelavam, eram grandes. Aqui está este truque - como fazer algo clássico de algo quântico.
Então é isso que o filme mostra. Se começarmos com algo quase homogêneo, como agora, e depois começarmos a adicionar essas sinusóides aqui... Cada novo quadro mostra um Universo exponencialmente grande. Mas o computador não conseguia expandir, então comprimimos as imagens. Na verdade, você precisa entender que cada imagem corresponde a um universo exponencialmente cada vez maior. E os comprimentos de onda de todos esses valores são praticamente os mesmos no momento em que são criados. E então eles esticam, mas aqui você não pode ver que isso é uma sinusóide saudável. Parece que isso é um pico, ali, a torre é afiada... Isso é simplesmente porque o computador os comprimiu.
Outra coisa também não é visível: que naqueles lugares onde o campo escalar saltou por acaso muito alto, neste lugar a energia do campo escalar acaba sendo tão grande que neste lugar o Universo começa a se expandir ainda mais rápido do que expandido aqui. E, portanto, na realidade, se fosse correto desenhar uma imagem - bem, é apenas que um computador não pode fazer isso, e não é culpa do computador, é apenas física assim: você não pode imaginar um espaço curvo colocado em nosso espaço, é apenas torto, como uma superfície curva, nem sempre dá certo, então nada pode ser feito aqui - você só precisa entender que esses são os picos, o que significa que o tamanho daqui até aqui é muito sobre o tamanho daqui até aqui. Esta é realmente uma bolha saudável.
Isto é o que ... - também a vantagem da educação russa - o que descobrimos quando estávamos na prática de assuntos militares na universidade: que a distância ao longo de uma linha reta é muito maior do que a distância ao longo de uma curva, se o linha reta passa ao lado do oficial... Aqui, se você for em linha reta perto desse pico, nunca chegará a ele, porque a distância será cada vez maior. O espaço curvo pode ser pensado de duas maneiras. A primeira - podemos falar sobre a expansão do Universo, e a segunda - podemos falar sobre a compressão do homem. O homem é a medida de todas as coisas. Se você caminhar daqui e chegar perto do pico, pode dizer que seus passos estão ficando cada vez menores e menores e, portanto, é difícil, difícil para você andar. É uma compreensão diferente do que é a bolha aqui - é apenas um lugar onde você mesmo está encolhendo em comparação com o universo. São coisas quase equivalentes.
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Como sabemos tudo isso? Como sabemos que tudo isso é verdade? Bem, em primeiro lugar, para ser honesto, sabíamos desde o início que isso era verdade. Porque, bem, a teoria era tão bonita, explicava tudo tão facilmente que depois disso, nem mesmo a evidência experimental era realmente necessária, porque o Universo é, bem... grande? - Grande. Retas paralelas não se cruzam? - Não se cruzam... E assim por diante. Não havia outra explicação.
Portanto, por assim dizer, aqui estão os dados experimentais. Mas as pessoas, de qualquer forma, querem não apenas isso, mas querem prever outra coisa que não sabíamos e confirmar. E uma das previsões são essas flutuações quânticas... Seria bom vê-las no céu, mas não as vimos. E um após o outro, diferentes sistemas começaram a ser lançados, satélites, o primeiro satélite notável foi Kobe (COBE), lançado no início dos anos 90, e as pessoas apenas no ano passado receberam Prêmios Nobel por isso. Eles viram o seguinte. Eles viram que a radiação de micro-ondas que chega até nós de diferentes lados do universo é ligeiramente anisotrópica.
Agora vou explicar o que está em jogo. Em meados dos anos 60, as pessoas viram que estava chegando à Terra uma radiação com temperatura de cerca de 2,7 K. Algo assim, ondas de rádio, de baixíssima energia, mas de todos os lados. Então eles perceberam o que era. O universo, quando explodiu, estava quente. Então, quando se expandiu, esses fótons perderam sua energia, e quando chegaram até nós, chegaram assim mortos, com pouca, pouca energia. E de todos os lados havia a mesma energia - 2,7 K. A temperatura é uma medida de energia. Então eles começaram a olhar mais de perto e viram que nessa direção a temperatura era de 2,7 um mais cerca de 10 -3 mais, mas nesta direção 2,7 menos outros 10-3. E por que isso? E aqui está o porquê: porque a Terra se move em relação a todo o universo. E há esse desvio para o vermelho. Na direção em que estamos nos movendo, o céu fica mais azul, os fótons chegam um pouco mais energéticos. E de onde estamos nos movendo, eles ficam um pouco mais vermelhos. Foi um efeito simples. E percebemos imediatamente o quão rápido estamos nos movendo em relação ao CMB, tudo era simples.
E aí as pessoas queriam saber se havia alguma outra estrutura? E então eles lançaram satélites, um deles é o Kobe, e aqui, na foto, está desenhado o WMAP, tal satélite. E uma imagem que mostra, por assim dizer, a evolução ao longo do tempo.
Primeiro houve o Big Bang, depois houve essa aceleração do Universo - inflação, depois houve flutuações quânticas que congelaram, então essas flutuações quânticas que congelaram levaram ao surgimento de uma pequena estrutura no Universo. Nessa época, o universo estava muito quente. Estava tão quente que os sinais simplesmente não chegaram até nós, assim como o Sol é opaco para nós aqui: é muito quente, então só podemos ver algumas centenas de quilômetros de profundidade no Sol. Aqui…
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E então, de repente, o Universo tornou-se transparente à radiação comum, porque os elétrons se combinaram com os prótons em átomos, e então, quando o Universo ficou mais ou menos neutro, a luz começou a passar para nós. E aqui vemos a radiação que passou a partir deste momento. E esses satélites, eles olharam e mediram a temperatura de pontos diferentes no Universo com uma precisão de 10 -5 K. Basta imaginar que no laboratório era difícil obter, ali, uma temperatura de um grau Kelvin. As pessoas mediram a temperatura do Universo, 2,7 K mais, há muitos sinais depois disso, e então mediram as imprecisões nesta temperatura com uma precisão de 10 -5 . Bem, ficção científica! Eu nunca acreditei que fosse possível, mas depois comecei a confiar em meus amigos experimentais, porque sabemos que somos teóricos, mas acontece que os experimentadores ...
Então, aqui, eles mediram essas pequenas manchas no céu, essas pequenas manchas - elas são pintadas aqui. Sabemos que onde a energia é mais - este é o desvio para o azul, onde a energia é menor - este é o desvio para o vermelho, mas aqui o oposto é verdadeiro. As pessoas que coloriram este mapa, entenderam que a psicologia das pessoas não funciona assim. Ainda não é luz visível, isso é emissão de rádio, portanto, não vermelho, não branco, nenhum. Então eles pintaram artificialmente. E é isso que é vermelho, isso é entender o que está quente lá. E onde está azul, é para entender que está frio. Então eles pintaram exatamente o oposto. Mas não importa. O importante é que essas manchas no céu têm precisão de 10 -5.
Se você olhar mais de perto um pedaço deste céu, então esta é a imagem que aparece aqui. Aqui estão as manchas. O que é isso? E isso é o que é. Essas flutuações quânticas do campo escalar surgiram, se espalharam por todo o céu, congelaram lá, mudaram um pouco a geometria do Universo e a densidade da matéria lá, mudaram a temperatura devido a isso radiação relíquia, que chega até nós e, portanto, essa temperatura, essas heterogeneidades, são uma fotografia dessas flutuações quânticas que surgiram nos últimos estágios da inflação - surgiram e congelaram. Ou seja, agora vemos todo o céu, e todo esse céu é como uma chapa fotográfica, que retrata as flutuações quânticas que surgiram no estágio final da inflação, por volta de 10 a 30 s. Vemos uma fotografia do que aconteceu de 10 a 30 segundos após o Big Bang. Bem, milagres, o que posso dizer!
Não apenas vemos esta fotografia - estudamos suas propriedades espectrais. Ou seja, essas manchas em grandes tamanhos angulares têm uma intensidade, em tamanhos angulares pequenos eles têm uma intensidade diferente. Calculamos o espectro dessas flutuações e descobrimos que o espectro é assim: manchas pretas são o que este satélite WMAP vê experimentalmente. Desde então, surgiram também outros resultados que se estendem a essa área, mas não comecei a apresentá-los aqui agora. Mas a linha vermelha são as previsões teóricas do modelo mais simples do Universo inflacionário, e os pontos pretos são o que é experimentalmente visível.
Há algumas anomalias aqui. Em grandes ângulos, as maiores distâncias são pequenas. Aqui eu- o que está aqui, aqui, neste eixo, é o número de harmônicos. Ou seja, quanto mais eu, quanto mais harmônicos, menor o ângulo. Em pequenos ângulos, excelente concordância com dados experimentais. Em ângulos altos, algo não totalmente claro acontece. Mas talvez isso seja simplesmente por causa de imprecisões, porque recebemos apenas um pedaço do Universo: estudamos estatísticas e temos estatísticas - como você jogou uma moeda uma vez, que tipo de estatística você precisa? Você tem que jogá-lo uma centena de vezes para ver o que aconteceu cerca de 50/50. Portanto, em grandes ângulos, as estatísticas não são muito precisas. Mesmo assim, alguns pontos caem - há um certo problema, o que está acontecendo aqui. Existem algumas anisotropias no Universo que ainda não podemos explicar em larga escala. Mas, no entanto, o fato é que todos os outros pontos, ao que parece, se encaixam perfeitamente. E assim o acordo entre teoria e experimento é muito impressionante.
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Decidi por mim mesmo que deveria encontrar uma maneira de explicar a mudança na imagem do mundo em linguagem simples. E a imagem do mundo... Agora, ainda não cheguei a esta teoria do Universo multifacetado. Esta ainda é uma imagem simples ... Então. Mudando a imagem do mundo, fica assim. Que estamos sentados na Terra, olhando ao redor. E agora cercado por esta esfera de cristal. Não podemos ver mais nada, mas há estrelas, planetas lá... E sabemos que usamos nossa cosmologia como uma máquina do tempo.
Se tomarmos e olharmos, ali, para o Sol, vemos o Sol como era alguns minutos atrás. Vamos olhar para as estrelas distantes. Veremos as estrelas como elas eram há muitos anos, centenas de anos atrás, milhares de anos atrás.
Se formos ainda mais longe, veremos este lugar onde o Universo acabou de ficar quente, e naquele momento os fótons vieram até nós, é isso que esses satélites veem, aqui vimos esse fogo cósmico. E então o universo é opaco. Além disso, mais perto desse Big Bang, que aconteceu há 13 bilhões de anos, não podemos nos aproximar. Mas, claro, se usarmos, por exemplo, neutrinos que são emitidos neste momento - sabemos que podemos obter neutrinos que vêm do centro do Sol - poderíamos obter neutrinos que foram emitidos mais perto deste Big Bang . Agora só vemos o que foi cerca de 400.000 anos após o Big Bang. Bem, ainda... comparado a 13 bilhões, quatrocentos mil é muito bom... Mas se houvesse neutrinos, poderíamos chegar muito mais perto. Se houvesse ondas gravitacionais, poderíamos chegar muito perto do Big Bang, bem aqui, literalmente antes deste momento do Big Bang.
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O que diz a inflação? E a inflação diz isso. Que de fato todo esse fogo é cósmico, surgiu após a inflação, e há uma quantidade exponencialmente grande de espaço aqui, quando todo o Universo era preenchido apenas com um campo escalar, quando não havia partículas, e mesmo que fossem, então sua densidade cairia exponencialmente o tempo todo, porque o universo está se expandindo exponencialmente.
Portanto, o que quer que fosse antes da inflação, não importa nada. O universo aqui estava praticamente vazio, e a energia estava neste campo escalar. E depois disso - lembre-se desta foto: o campo escalar desceu, desceu, desceu, depois gradualmente, quando chegou ao fundo, a constante de Hubble ficou pequena - começou a oscilar, naquele momento, devido às suas oscilações, gerou matéria. Durante este tempo, o universo estava ficando quente. Neste momento, este fogo surgiu. E costumávamos pensar que este incêndio era desde o início do mundo. Éramos como lobos que têm medo de pular sobre o fogo, sabíamos que este é o começo do mundo.
Acontece agora que, para explicar por que esse fogo foi distribuído de maneira tão uniforme, precisávamos ter um palco que equalizasse tudo. E esta é a fase da inflação.
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E então você pode ir muito, muito além deste lugar no céu, porque o Universo é tão grande, havia tanto lá. E se formos mais longe, veremos esses lugares onde ocorrem flutuações quânticas que dão origem a galáxias. E veremos aqueles lugares onde essas flutuações são tão grandes que deram origem a novas partes do Universo, que se expandiram rapidamente e que são geradas e surgem e agora. O universo, devido a essas flutuações quânticas, gera a si mesmo, não apenas galáxias, mas grandes partes de si mesmo. E torna-se um universo infinito e auto-reprodutivo.
Mas além de tudo isso, há outro efeito. Então eu falei sobre o Universo, no qual havia um campo escalar de apenas um tipo. Um campo escalar com um potencial tão simples... Sabemos que se quisermos descrever completamente a teoria das partículas elementares, precisamos de muitos campos escalares. Por exemplo, na teoria das interações eletrofracas existe um campo de Higgs. E o campo de Higgs torna pesadas todas as partículas do nosso corpo. Ou seja, elétrons adquirem massas, prótons adquirem massas, fótons não adquirem massas. Outras partículas adquirem massas. Dependendo do campo escalar, eles adquirem massas diferentes.
Mas este não é o fim da questão. Há também a teoria da Grande Unificação, na qual surge um tipo diferente de campo escalar. Este é um campo diferente. Se não estivesse lá, então não haveria diferença fundamental entre léptons e bárions, então os prótons poderiam decair facilmente em pósitrons, não haveria diferença entre matéria e antimatéria. Para explicar o que aconteceu ali, como essas coisas se separaram, foi preciso introduzir mais um campo escalar... Em princípio, pode haver muitos desses campos escalares. Se você olhar para a teoria mais simples - supersimétrica - a teoria da Grande Unificação, verifica-se que a energia potencial nela é desenhada assim ...
Bem, esta também é uma imagem aproximada, na verdade. Este é algum campo, que na verdade é uma matriz. E agora, em um valor deste campo, não há violação de simetria entre a interação eletromagnética fraca e forte, não há diferença entre léptons e bárions. Há outro valor de campo no qual um tipo especial de quebra de simetria não é o que vemos. Há um terceiro mínimo, em que apenas a física do nosso mundo. Na verdade, ainda precisamos escrever nosso campo escalar e, se escrevermos tudo junto, haverá uma dúzia desses mínimos. Todos eles têm, em uma primeira aproximação, a mesma energia, e vivemos em apenas um desses mínimos.
E aí surge a pergunta: como chegamos a esse mínimo? E no universo inicial, quando a temperatura era quente, havia apenas esse mínimo. E surgiu o problema: como então penetramos nesse mínimo, porque no Universo primitivo, de acordo com a teoria que desenvolvemos aqui junto com David Abramovich Kirzhnits, que teve essa ideia na cabeça, sobre o fato de que em no universo primitivo, a simetria entre todas as interações é restaurada. E é aí que deveríamos estar sentados aqui. Como chegamos aqui então? E a única maneira de chegarmos lá é através de flutuações quânticas que foram geradas durante a inflação.
Mas este campo escalar também saltou e também congelou. E poderia saltar para este mínimo, saltar para este, saltar para trás. Então, se ele pulasse para um desses mínimos, a parte do Universo em que atingimos esse mínimo, começava a ser exponencialmente grande. Este começou a ser exponencialmente grande, este... E o universo se dividiu em um número exponencialmente grande de partes de um tamanho exponencialmente grande. Com todos os tipos possíveis de física em cada um deles.
O que isto significa? Que, em primeiro lugar, pode haver muitos campos escalares. Em segundo lugar, pode haver muitos mínimos diferentes. E depois disso, dependendo de onde chegamos, o universo pode ser dividido em grandes, exponencialmente Grandes áreas, cada um dos quais, por todas as suas propriedades, parece - localmente - como universo enorme. Cada um deles é enorme. Se vivermos nele, não saberemos que existem outras partes do universo. E as leis da física, efetivamente, serão diferentes lá.
Essa é, de fato, a lei da física - pode ser a mesma, você tem a mesma teoria - mas é a mesma que a água, que pode ser líquida, gasosa, sólida. Mas os peixes só podem viver em água líquida. Só podemos viver neste mínimo. É por isso que moramos lá. Não porque essas partes do universo não existam, mas porque só podemos viver aqui. Assim surge esta imagem, que é chamada de “Universo de muitos lados”, ou “Multiverso” em vez de “Universo”.
Outra língua. Sabemos que nossas propriedades são determinadas pelo código genético - o código que herdamos de nossos pais. Também sabemos que existem mutações. Mutações acontecem quando algo estranho acontece. Quando raios cósmicos quando alguma química está errada - bem, você sabe melhor do que eu o que é preciso para fazer as mutações acontecerem. E também sabemos que há um grande número de espécies - era necessário que essas mutações existissem.
Assim, durante a expansão do Universo, também houve mutações. Você tem o Universo, mesmo que desde o início estivesse em um mínimo, depois disso começou a pular de um mínimo para outro e invadiu tipos diferentes Universo. E esse mecanismo de flutuações quânticas, que transferiu o Universo de um lugar, de um estado para outro - eles podem ser chamados ... isso pode ser chamado de mecanismo de mutações cósmicas.
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(Infelizmente, aqui, claro, parte do que eu ia mostrar não é visível. Bem, em palavras...) paisagem. Essa terminologia surgiu porque essa terminologia, essa imagem, acabou sendo muito importante no contexto da teoria das cordas. As pessoas há muito falam sobre a teoria das cordas como a principal candidata a uma teoria de todas as forças. Estou neste lugar, infelizmente, "flutuando"... Apesar de ser um dos co-autores desta foto, que está aqui. Ou seja, por muitos anos as pessoas não souberam descrever nosso espaço quadridimensional usando a teoria das cordas.
O fato é que a teoria das cordas é mais facilmente formulada no espaço de dez dimensões. Mas em um espaço de dez dimensões, seis dimensões são supérfluas, você tem que se livrar delas de alguma forma. A ideia é que eles devem ser comprimidos de alguma forma em uma pequena bola para que ninguém os veja, para que ninguém possa ir em seis direções, e veríamos apenas quatro grandes dimensões - três espaços e um tempo. E assim caminharíamos nessas três dimensões espaciais e pensaríamos que nosso Universo é tridimensional mais uma vez, mas na realidade, em algum lugar no coração do Universo, seria armazenada a informação de que ele tem uma origem proletária - dez dimensões. E ela gostaria de se tornar de dez dimensões também. Então, na teoria das cordas, sempre aconteceu que ela quer ser de dez dimensões, e até recentemente eles não sabiam como torná-la de quatro dimensões, deixá-la normal. Em todos os casos, descobriu-se que esse estado é instável.
Desde meados da década de 1970, os físicos começaram a trabalhar em modelos teóricos A grande unificação das três forças fundamentais - forte, fraca e eletromagnética. Muitos desses modelos levaram à conclusão de que logo após o Big Bang, partículas muito massivas carregando uma única carga magnética devem ter sido produzidas em abundância. Quando a idade do Universo atingiu 10 -36 segundos (segundo algumas estimativas, até um pouco antes), a interação forte se separou da eletrofraca e ganhou independência. Nesse caso, defeitos topológicos pontuais com massa 10 15 - 10 16 maior que a massa do próton que ainda não existiam foram formados no vácuo. Quando, por sua vez, a força eletrofraca se dividiu em força fraca e força eletromagnética, surgindo o verdadeiro eletromagnetismo, esses defeitos adquiriram cargas magnéticas e começaram a vida nova- na forma de monopolos magnéticos.
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A separação das interações fundamentais em nosso universo primitivo era da natureza transição de fase. Em temperaturas muito altas, as interações fundamentais foram combinadas, mas quando resfriadas abaixo da temperatura crítica, a separação não ocorreu [isso pode ser comparado ao superresfriamento da água]. Nesse ponto, a energia do campo escalar associada à unificação ultrapassou a temperatura do universo, o que dotou o campo de pressão negativa e causou inflação cosmológica. O Universo começou a se expandir muito rapidamente e, no momento da quebra de simetria (a uma temperatura de cerca de 10 28 K), suas dimensões aumentaram 10 50 vezes. O campo escalar associado à unificação das interações desapareceu, e sua energia foi transformada em uma nova expansão do Universo. |
ANIVERSÁRIO QUENTE |
Este belo modelo apresentou à cosmologia um problema desagradável. Os monopolos magnéticos "do norte" aniquilam-se ao colidir com o "sul", mas fora isso essas partículas são estáveis. Por causa da massa em escala de nanogramas, enorme para os padrões do micromundo, logo após o nascimento eles foram obrigados a desacelerar para velocidades não relativísticas, dispersar-se pelo espaço e sobreviver até nossos tempos. De acordo com o modelo padrão do Big Bang, sua densidade de corrente deve corresponder aproximadamente à dos prótons. Mas neste caso, a densidade total de energia cósmica seria pelo menos um quatrilhão de vezes maior que a real.
Todas as tentativas de detectar monopolos até agora terminaram em fracasso. Como mostrado pela busca de monopolos em minérios de ferro e água do mar, a razão de seu número para o número de prótons não excede 10 -30 . Ou essas partículas não existem em nossa região do espaço, ou são tão poucas que os instrumentos são incapazes de registrá-las, apesar de uma assinatura magnética clara. Observações astronômicas também confirmam isso: a presença de monopolos deve afetar Campos magnéticos nossa Galáxia, mas isso não foi descoberto.
Claro, pode-se supor que os monopolos nunca existiram. Alguns modelos de unificação de interações fundamentais não prescrevem realmente sua aparência. Mas os problemas do horizonte e do universo plano permanecem. Acontece que, no final dos anos 1970, a cosmologia enfrentou sérios obstáculos, que claramente exigiam novas ideias a serem superadas.
PRESSÃO NEGATIVA
E essas ideias não demoraram a aparecer. A principal foi a hipótese segundo a qual no espaço sideral, além da matéria e da radiação, existe um campo (ou campos) escalar que cria pressão negativa. Essa situação parece paradoxal, mas ocorre em Vida cotidiana. Um sistema de pressão positiva, como um gás comprimido, perde energia à medida que se expande e esfria. Um elástico, por outro lado, está em estado de pressão negativa, porque, ao contrário de um gás, ele tende a não se expandir, mas a se contrair. Se essa fita for esticada rapidamente, ela aquecerá e energia térmica vai aumentar. À medida que o Universo se expande, o campo de pressão negativa acumula energia, que, quando liberada, é capaz de gerar partículas e quanta de luz.
PROBLEMA PLANO |
Os astrônomos há muito estão convencidos de que, se o espaço sideral atual for deformado, será bastante moderado. |
PROBLEMA PLANO |
A pressão negativa pode ter um valor diferente. Mas existe um caso especial quando é igual à densidade de energia cósmica com o sinal oposto. Nesse cenário, essa densidade permanece constante com a expansão do espaço, pois a pressão negativa compensa a crescente "rarefação" de partículas e quanta de luz. Segue-se das equações de Friedmann-Lemaitre que o Universo neste caso se expande exponencialmente.
A hipótese da expansão exponencial resolve todos os três problemas acima. Suponha que o universo tenha se originado de uma pequena "bolha" de espaço altamente curvo, que sofreu uma transformação que dotou o espaço de pressão negativa e, assim, obrigou-o a se expandir exponencialmente. Naturalmente, após o desaparecimento dessa pressão, o Universo retornará à sua antiga expansão "normal".
SOLUÇÃO DE PROBLEMAS
Vamos supor que o raio do Universo antes de atingir o exponencial era apenas algumas ordens de magnitude maior que o comprimento de Planck, 10 -35 m. Se na fase exponencial ele cresce, digamos, 1050 vezes, então ao final ele irá chegar a milhares de anos-luz. Qualquer que seja a diferença entre o parâmetro de curvatura do espaço da unidade antes do início da expansão, ao final ele diminuirá de 10 a 100 vezes, ou seja, o espaço ficará perfeitamente plano!
O problema dos monopolos é resolvido de maneira semelhante. Se os defeitos topológicos que se tornaram seus precursores surgiram antes ou mesmo durante a expansão exponencial, então ao final eles devem se afastar um do outro por distâncias gigantescas. zero. Os cálculos mostram que mesmo se examinarmos um cubo cósmico com uma borda de um bilhão de anos-luz, então lá com o mais alto grau probabilidade de não haver um único monopolo.
A hipótese da expansão exponencial também sugere uma solução simples para o problema do horizonte. Vamos supor que o tamanho da "bolha" germinal que lançou as bases para o nosso Universo não excedeu o caminho que a luz teve tempo de percorrer após o Big Bang. Neste caso, o equilíbrio térmico pôde ser estabelecido nele, o que garantiu a igualdade de temperaturas em todo o volume, o que foi preservado durante a expansão exponencial. Tal explicação está presente em muitos livros de cosmologia, mas você pode prescindir dela.
DE UMA BOLHA
Na virada das décadas de 1970 e 1980, vários teóricos, o primeiro dos quais foi o físico soviético Alexei Starobinsky, consideraram modelos da evolução inicial do Universo com um curto estágio de expansão exponencial. Em 1981, o americano Alan Guth publicou um artigo que trouxe a ideia à tona. Ele foi o primeiro a entender que tal expansão (provavelmente terminando na idade de 10-34 s) remove o problema dos monopolos, com o qual ele tratou inicialmente, e aponta o caminho para resolver inconsistências com a geometria plana e o horizonte. Guth chamou lindamente essa expansão de inflação cosmológica, e o termo tornou-se geralmente aceito.
LÁ, SOBRE O HORIZONTE |
O PROBLEMA DO HORIZONTE ESTÁ ASSOCIADO À RADIAÇÃO RELICITADA, DE QUAL PONTO DO HORIZONTE DE ELE VEM, SUA TEMPERATURA É CONSTANTE COM PRECISÃO DE 0,001%. |
PROBLEMA PLANO |
Mas o modelo de Guth ainda tinha uma séria desvantagem. Permitiu o surgimento de muitas áreas inflacionárias em colisão umas com as outras. Isso levou à formação de um cosmos altamente desordenado com uma densidade não homogênea de matéria e radiação, completamente diferente da real. espaço. No entanto, logo Andrei Linde, do Instituto de Física da Academia de Ciências (FIAN), e um pouco mais tarde, Andreas Albrecht e Paul Steinhardt, da Universidade da Pensilvânia, mostraram que, se você alterar a equação de campo escalar, tudo se encaixa. A partir daqui seguiu-se um cenário segundo o qual todo o nosso Universo observável surgiu de uma bolha de vácuo, separada de outras regiões inflacionárias por distâncias inimaginavelmente grandes.
INFLAÇÃO CAÓTICA
Em 1983, Andrey Linde fez outro avanço ao desenvolver a teoria da inflação caótica, que tornou possível explicar tanto a composição do Universo quanto a homogeneidade da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Durante a inflação, quaisquer heterogeneidades anteriores no campo escalar são esticadas tanto que praticamente desaparecem. No estágio final da inflação, esse campo começa a oscilar rapidamente próximo ao seu mínimo. energia potencial. Nesse caso, nascem em abundância partículas e fótons, que interagem intensamente entre si e atingem uma temperatura de equilíbrio. Então, no final da inflação, temos um Universo plano e quente, que então se expande de acordo com o cenário do Big Bang. Esse mecanismo explica por que hoje observamos radiação cósmica de fundo em micro-ondas com pequenas flutuações de temperatura que podem ser atribuídas a flutuações quânticas na primeira fase da existência do Universo. Assim, a teoria da inflação caótica resolveu o problema do horizonte sem a suposição de que antes do início da expansão exponencial, o Universo embrionário estava em estado de equilíbrio térmico.
De acordo com o modelo de Linde, a distribuição de matéria e radiação no espaço após a inflação simplesmente deve ser quase perfeitamente homogênea, com exceção de traços de flutuações quânticas primárias. Essas flutuações deram origem a flutuações locais na densidade, que eventualmente deram origem a aglomerados galácticos e vazios espaciais que os separam. É muito importante que sem o "alongamento" inflacionário as flutuações seriam muito fracas e não poderiam se tornar os embriões das galáxias. Em geral, o mecanismo inflacionário tem uma criatividade cosmológica extremamente poderosa e universal - se você quiser, aparece como um demiurgo universal. Portanto, o título deste artigo não é de forma alguma um exagero.
Em escalas da ordem de centésimos do tamanho do Universo (agora são centenas de megaparsecs), sua composição era e permanece homogênea e isotrópica. No entanto, na escala de todo o cosmos, a homogeneidade desaparece. A inflação pára em uma área e começa em outra, e assim por diante até o infinito. Este é um processo infinito de auto-reprodução que dá origem a um conjunto de mundos ramificados - o Multiverso. As mesmas leis físicas fundamentais podem ser realizadas lá de várias formas - por exemplo, forças intranucleares e a carga de um elétron em outros universos podem ser diferentes da nossa. Esta imagem fantástica está sendo seriamente discutida por físicos e cosmólogos.
LUTA DE IDEIAS
“As principais ideias do cenário inflacionário foram formuladas há três décadas”, explica Andrey Linde, um dos autores da cosmologia inflacionária, professor da Universidade de Stanford. - Depois disso, a principal tarefa foi desenvolver teorias realistas baseadas nessas ideias, mas apenas os critérios para o realismo mudaram mais de uma vez. Na década de 1980, a visão predominante era que a inflação poderia ser entendida usando os modelos da Grande Unificação. Então as esperanças se desvaneceram e a inflação começou a ser interpretada no contexto da teoria da supergravidade e, mais tarde - a teoria das supercordas. No entanto, este caminho acabou por ser muito difícil. Em primeiro lugar, ambas as teorias usam extremamente matemática complexa, e em segundo lugar, eles são organizados de tal forma que é muito, muito difícil implementar um cenário inflacionário com a ajuda deles. Portanto, o progresso aqui tem sido bastante lento. Em 2000, três cientistas japoneses, com considerável dificuldade, obtiveram, dentro da estrutura da teoria da supergravidade, um modelo de inflação caótica, que eu criei quase 20 anos antes. Três anos depois, nós em Stanford fizemos um artigo que mostrava a possibilidade fundamental de construir modelos inflacionários usando a teoria das supercordas e explicava a quadridimensionalidade do nosso mundo com base nisso. Especificamente, descobrimos que dessa forma você pode obter um estado de vácuo com uma constante cosmológica positiva, necessária para desencadear a inflação. Nossa abordagem foi desenvolvida com sucesso por outros cientistas, e isso contribuiu muito para o progresso da cosmologia. Agora está claro que a teoria das supercordas permite a existência de um número gigantesco de estados de vácuo que dão origem à expansão exponencial do universo.
Agora devemos dar mais um passo e entender a estrutura do nosso Universo. Essas obras estão sendo realizadas, mas encontram enormes dificuldades técnicas, e qual será o resultado ainda não está claro. Nos últimos dois anos, meus colegas e eu trabalhamos em uma família de modelos híbridos que contam com supercordas e supergravidade. Há progresso, já somos capazes de descrever muitas coisas da vida real. Por exemplo, estamos perto de entender por que a densidade de energia do vácuo agora é tão baixa, que é apenas três vezes a densidade de partículas e radiação. Mas é preciso seguir em frente. Estamos ansiosos pelos resultados das observações do observatório espacial Planck, que mede as características espectrais do CMB com resolução muito alta. É possível que as leituras de seus instrumentos coloquem sob a faca classes inteiras de modelos inflacionários e estimulem o desenvolvimento de teorias alternativas.
A cosmologia inflacionária possui uma série de realizações notáveis. Ela previu a geometria plana do nosso universo muito antes de astrônomos e astrofísicos confirmarem esse fato. Até o final da década de 1990, acreditava-se que com total consideração de toda a matéria do Universo, o valor numérico do parâmetro Ω não excede 1/3. Foi necessária a descoberta da energia escura para garantir que esse valor seja praticamente igual a um, como segue do cenário inflacionário. As flutuações na temperatura da radiação da relíquia foram previstas e seu espectro calculado antecipadamente. Exemplos semelhantes muito. Tentativas de refutar a teoria inflacionária foram feitas repetidamente, mas ninguém conseguiu. Além disso, de acordo com Andrei Linde, nos últimos anos desenvolveu-se o conceito de pluralidade de universos, cuja formação pode ser chamada de revolução científica: “Apesar de sua incompletude, está se tornando parte da cultura de uma nova geração de físicos e cosmólogos”.
EM UM PADRÃO COM EVOLUÇÃO
“O paradigma inflacionário já foi implementado em uma variedade de opções, entre as quais não há um líder reconhecido”, diz Alexander Vilenkin, diretor do Instituto de Cosmologia da Universidade Tufts. - Existem muitos modelos, mas ninguém sabe qual é o correto. Portanto, para falar de algum progresso dramático na últimos anos, Eu não faria. E sim, há muitas complicações. Por exemplo, não está totalmente claro como comparar as probabilidades de eventos previstos por um modelo específico. NO universo eterno qualquer evento deve ocorrer um número infinito de vezes. Então, para calcular probabilidades, você tem que comparar infinitos, o que é muito difícil. Há também um problema não resolvido do início da inflação. Provavelmente, você não pode ficar sem ele, mas ainda não está claro como chegar perto dele. E, no entanto, o quadro inflacionário do mundo não tem concorrentes sérios. Eu compararia com a teoria de Darwin, que a princípio também tinha muitas inconsistências. No entanto, ela não teve alternativa e, no final, ganhou o reconhecimento dos cientistas. Parece-me que o conceito de inflação cosmológica lidará perfeitamente com todas as dificuldades.”
Imediatamente após seu nascimento, o universo se expandiu incrivelmente rápido.
Desde a década de 1930, os astrofísicos já sabiam que, de acordo com a lei de Hubble, o universo está em expansão, o que significa que teve seu início em certo momento no passado. A tarefa dos astrofísicos, portanto, parecia simples: rastrear todos os estágios da expansão do Hubble em cronologia reversa, aplicando as leis físicas apropriadas em cada estágio e, tendo ido até o fim - mais precisamente, até o início - para entender exatamente como tudo aconteceu.
No final da década de 1970, no entanto, vários problemas permaneceram sem solução. problemas fundamentais associados ao universo primitivo, a saber:
- O problema da antimatéria. De acordo com as leis da física, matéria e antimatéria têm o mesmo direito de existir no Universo ( cm. Antipartículas), mas o universo é quase inteiramente composto de matéria. Por que aconteceu?
- Problema do horizonte. De acordo com a radiação cósmica de fundo ( cm. Big Bang), podemos determinar que a temperatura do Universo é aproximadamente a mesma em todos os lugares, mas suas partes individuais (aglomerados de galáxias) não poderiam estar em contato (como dizem, estavam fora horizonte uns aos outros). Como aconteceu que o equilíbrio térmico foi estabelecido entre eles?
- O problema de endireitar o espaço. O universo parece ter exatamente a massa e a energia necessárias para desacelerar e parar a expansão do Hubble. Por que, de todas as massas possíveis, o universo tem essa?
A chave para resolver esses problemas foi a ideia de que imediatamente após seu nascimento, o universo era muito denso e muito quente. Toda a matéria nele era uma massa incandescente de quarks e léptons ( cm. Modelo Padrão), que não tinha como se combinar em átomos. Operando em universo moderno várias forças(como eletromagnéticos e forças gravitacionais) então correspondia a um único campo de interação de força ( cm. teorias universais). Mas quando o Universo se expandiu e esfriou, o campo unificado hipotético se dividiu em várias forças ( cm. universo primitivo).
Em 1981 físico americano Alan Guth percebeu que a separação de interações fortes de um campo unificado, que aconteceu cerca de 10 a 35 segundos após o nascimento do Universo (pense - são 34 zeros e um após o ponto decimal!), foi um ponto de virada em seu desenvolvimento . ocorrido transição de fase matéria de um estado para outro na escala do universo - um fenômeno semelhante à transformação da água em gelo. E assim como quando a água congela, suas moléculas que se movem aleatoriamente de repente “apreendem” e formam uma estrutura cristalina estrita, também sob a influência das interações fortes liberadas, ocorreu um rearranjo instantâneo, uma espécie de “cristalização” da matéria no Universo.
Qualquer um que tenha visto canos de água estourar ou tubos de radiadores de carros estourando em geadas severas, assim que a água neles se transformar em gelo, ele vai experiência própria sabe que a água se expande quando congela. Alan Guth foi capaz de mostrar que quando as interações fortes e fracas foram separadas, algo semelhante aconteceu no Universo - uma expansão semelhante a um salto. Essa extensão é chamada inflacionário, muitas vezes mais rápido que a expansão usual do Hubble. Em cerca de 10 a 32 segundos, o Universo se expandiu em 50 ordens de magnitude - era menor que um próton e se tornou do tamanho de uma toranja (para comparação: quando a água congela, ela se expande apenas 10%). E essa rápida expansão inflacionária do universo remove dois dos três problemas acima, explicando-os diretamente.
Solução problemas de alinhamento de espaço O exemplo a seguir ilustra isso melhor: imagine uma grade de coordenadas desenhada em um mapa elástico fino, que é então amassado aleatoriamente. Se agora pegarmos e sacudirmos com força este mapa elástico enrugado, ele retornará a uma forma plana e as linhas de coordenadas nele serão restauradas, não importa o quanto o deformamos quando o amassamos. Da mesma forma, por mais curvo que fosse o espaço do Universo no momento do início de sua expansão inflacionária, o principal é que, no final dessa expansão, o espaço ficou completamente reto. E como sabemos pela teoria da relatividade que a curvatura do espaço depende da quantidade de matéria e energia nele, fica claro por que há matéria suficiente no Universo para equilibrar a expansão do Hubble.
Explica o modelo inflacionário e problema do horizonte, embora não tão diretamente. Da teoria da radiação do corpo negro, sabemos que a radiação emitida por um corpo depende de sua temperatura. Assim, a partir dos espectros de emissão de partes remotas do Universo, podemos determinar sua temperatura. Tais medições deram resultados impressionantes: descobriu-se que em qualquer ponto observável do Universo a temperatura (com um erro de medição de até quatro casas decimais) é a mesma. Se partirmos do modelo da expansão usual do Hubble, então a matéria imediatamente após o Big Bang deveria ter se espalhado muito longe para que as temperaturas se igualassem. De acordo com o modelo inflacionário, a matéria do Universo até o momento t = 10 -35 segundos permaneceu muito mais compacta do que durante a expansão do Hubble. Isso é extremamente período curto bastou para estabelecer o equilíbrio térmico, que não foi perturbado na fase de expansão inflacionária e se mantém até hoje.
Físico americano, especialista em partículas elementares e cosmologia. Nasceu em New Brunswick, Nova Jersey. Doutorado recebeu no Massachusetts Institute of Technology, onde retornou em 1986, tornando-se professor de física. Guth desenvolveu sua teoria da expansão inflacionária do Universo ainda na Universidade de Stanford, enquanto trabalhava na teoria das partículas elementares. Conhecido por sua revisão do universo como uma "toalha de mesa de automontagem sem fim".
A teoria geralmente aceita do Big Bang tem muitos problemas em descrever o universo primitivo. Mesmo se deixarmos de lado a estranheza do estado singular, que não é passível de qualquer explicação física, não há menos lacunas. E isso tem que ser levado em consideração. Às vezes, pequenas inconsistências levam à rejeição de toda a teoria. Por isso, costumam aparecer teorias complementares e auxiliares, destinadas a esclarecer gargalos e resolver a tensão da situação. Nesse caso, a teoria da inflação desempenha esse papel. Então vamos ver qual é o problema.
Matéria e antimatéria têm direitos iguaisà existência. Então, como explicar que o Universo é quase inteiramente composto de matéria?
Com base na radiação de fundo, foi estabelecido que a temperatura no Universo é aproximadamente a mesma. Mas suas partes individuais não poderiam estar em contato durante a expansão. Então, como foi estabelecido o equilíbrio térmico?
Por que a massa do universo é tal que pode desacelerar e parar a expansão do Hubble?
Em 1981, o físico e cosmólogo americano, Ph.D. Alan Harvey Guth, professor associado da Universidade de Massachusetts, problemas matemáticos físicos de partículas, sugeriram que dez elevado a menos trigésimo quinto poder de um segundo após o Big Bang, a matéria superdensa e quente, consistindo principalmente de quarks e léptons, sofreu uma transição quântica semelhante à cristalização. Isso aconteceu quando as interações fortes foram separadas do campo unificado. Alan Guth foi capaz de mostrar que quando as interações fortes e fracas foram separadas, houve uma expansão abrupta, como na água congelada. Essa expansão, muitas vezes mais rápida que a do Hubble, foi chamada de inflacionária.
Em cerca de dez a menos trinta segundos graus de segundo, o Universo se expandiu em 50 ordens de magnitude - era menor que um próton, tornou-se do tamanho de uma toranja. By the way, a água se expande em apenas 10%. Essa rápida expansão inflacionária resolve dois dos três problemas identificados. A expansão nivela a curvatura do espaço, que depende da quantidade de matéria e energia nele. E não viola o equilíbrio térmico, que teve tempo de se desenvolver no início da inflação. O problema da antimatéria é explicado pelo fato de que Estado inicial formação surgiram algumas partículas comuns mais. Após a aniquilação, formou-se um pedaço de matéria comum a partir do qual se formou a substância do Universo.
Modelo inflacionário da formação do Universo.
O protouniverso foi preenchido com um campo escalar. No início era homogêneo, mas surgiram flutuações quânticas e heterogeneidades surgiram nele. Com o acúmulo dessas heterogeneidades, ocorre uma rarefação com a criação de um vácuo. O campo escalar mantém a tensão e a bolha resultante cresce cada vez mais, expandindo-se em todas as direções. O processo segue exponencialmente, por um período muito pouco tempo. Aqui, as características iniciais do campo desempenham um papel decisivo. Se a força é constante no tempo, então, por um período de dez ao menos trinta e seis graus de segundo, a bolha inicial de vácuo pode expandir dez ao vigésimo sexto grau de tempo. E isso é consistente com a teoria da relatividade, nós estamos falando sobre o movimento do próprio espaço em lados diferentes.
Como resultado, verifica-se que não houve explosão, houve uma inflação e expansão muito rápidas da bolha do nosso Universo. O termo inflação vem do inglês inflar - bombear, inflar. Mas o vácuo estava se expandindo, de onde vieram a energia e a matéria que formaram as estrelas, as galáxias? E por que se acredita que o universo era quente? O vazio pode ser de alta temperatura?
Ao esticar a bolha do universo, ela começa a acumular energia. Devido à transição de fase, a temperatura aumenta acentuadamente. No final do período de inflação, o Universo fica muito quente, acredita-se que seja devido à singularidade. O vácuo recebeu energia pela curvatura do espaço. Segundo Einstein, a gravidade não é a força de atração entre duas massas, mas a curvatura do espaço. Se o espaço é curvo, já tem energia, mesmo que não tenha massa. Qualquer energia dobra o espaço. O que empurra as galáxias em diferentes direções e o que chamamos de energia escura faz parte do campo escalar. E o campo de Higgs desejado é gerado por este campo escalar.
Entre os críticos da teoria da inflação está Sir Roger Pentrose, matemático inglês, especialista no campo da relatividade geral e teoria quântica, Chefe do Departamento de Matemática Universidade de Oxford. Ele acreditava que todos os argumentos sobre a inflação são rebuscados e não estão sujeitos a provas. Ou seja, há um problema de valores iniciais. Como provar que no Universo primitivo as heterogeneidades eram tais que poderiam dar origem ao mundo homogêneo que se observa agora? E se inicialmente houve uma grande curvatura, então seus fenômenos residuais devem ser observados no momento.
No entanto, estudos realizados no âmbito do Projeto de Cosmologia Supernova mostraram que a inflação é observada atualmente em um estágio tardio da evolução do Universo. O fator que causa esse fenômeno é chamado de energia escura. Atualmente, as adições de Linde foram feitas à teoria da inflação na forma de inflação caótica. Não se deve apressar em descontá-lo, a teoria do Universo inflacionário ainda servirá à cosmologia.
Em formação:
Okun L.B. "Leptons e quarks", M., Nauka, 1981
www.cosmos-journal.ru
V.V. Kazyutinsky
Cosmologia inflacionária: teoria e quadro científico do mundo*
Agora há uma nova revisão fundamental do conhecimento sobre o Universo como um todo, ou seja, o maior fragmento do mundo inteiro, que a ciência é capaz de isolar com os meios disponíveis em um determinado momento. Esta revisão diz respeito a dois níveis conceituais: 1) construção de novas teorias cosmológicas; 2) mudanças no bloco "mundo como um todo" no quadro científico do mundo (SCM).
As mudanças modernas na cosmologia dão uma contribuição extremamente grande, mas ainda insuficientemente apreciada, para a NCM moderna, sem falar no interesse ideológico que elas representam. Sua essência é um retorno ao linguagem expressa ideias de física não clássica um número infinito mundos, a infinidade do espaço e do tempo, a infinidade dos processos de evolução e auto-organização no Universo (Metauniverso), alguns dos quais foram considerados para sempre rejeitados do ponto de vista da ciência.
A teoria do universo em expansão tem sido um programa de pesquisa excepcionalmente eficaz. Permitiu resolver uma série de problemas relacionados à estrutura e evolução de nossa Metagalaxia, incluindo os estágios iniciais de seu desenvolvimento. Por exemplo, conquista incrível foi a teoria do "universo quente" G.A. Gamov, confirmada pela descoberta em 1965 da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Numerosas alternativas à cosmologia de Friedmann provaram ser pouco convincentes.
Ao mesmo tempo, a própria teoria do universo em expansão enfrentou uma série de problemas sérios. Alguns deles eram, por assim dizer, "técnicos" por natureza. Por exemplo, é um pouco desencorajador que, apesar da pesquisa intensiva, ainda não tenha sido possível construir um modelo suficientemente adequado da metagaláxia em expansão dentro da estrutura da teoria de A.A. Fridman, uma vez que os fatos conhecidos necessários para construir tal modelo ou não são preciso o suficiente ou contraditório. Outros problemas são mais fundamentais. Como uma “espada de Dâmocles” sobre os cosmólogos, o “paradoxo da massa” está pendurado há muito tempo, segundo o qual 90-95% da massa da Metagalaxia deveria estar em um estado invisível, cuja natureza ainda não está clara. Desenvolvimento moderno a teoria do Universo em expansão deu origem a uma série de problemas ainda mais sérios, em essência, mostrando claramente as limitações da teoria, sua incapacidade de lidar com esses problemas sem mudanças conceituais significativas. Especialmente um monte de problemas trouxe a teoria do problema dos mais Estágios iniciais evolução do universo. O problema da singularidade é bem conhecido: quando o raio do Universo é invertido, ou seja, da nossa Metagalaxia, a zero, muitos parâmetros tornaram-se infinitos. Acabou não ficando claro significado físico a pergunta: o que era “antes” da singularidade (às vezes esta própria pergunta foi declarada sem sentido, pois o tempo, como argumentava Agostinho, surgiu junto com o Universo. (Mas respostas como: “antes” disso não havia tempo e, portanto, o questão em si foi colocada incorretamente, muitos cosmólogos não ficaram muito satisfeitos.) A teoria em sua versão não quântica não poderia explicar o motivo que causou o Big Bang, a expansão do Universo. Além disso, há uma lista impressionante de mais de uma dúzia de outros problemas que a teoria de A.A. Fridman não conseguiu resolver Aqui estão apenas alguns deles: 1) O problema da planicidade (ou espacial euclidiana) do Universo: a proximidade da curvatura do espaço para zero, que difere por ordens de magnitude de "expectativas teóricas"; 2) o problema do tamanho do Universo: seria mais natural, do ponto de vista da teoria, esperar que nosso Universo não contenha mais do que algumas partículas elementares, e não 10 88 de acordo com as estimativas modernas - outra enorme discrepância entre expectativas teóricas e observações! 3) problema do horizonte: suficiente pontos remotos em nosso Universo ainda não tiveram tempo de interagir e não podem ter parâmetros comuns (como
densidade, temperatura, etc.). Mas nosso Universo, a Metagalaxia, em grande escala, se recusa a ser surpreendentemente homogêneo, apesar da impossibilidade causa entre suas áreas remotas.
Agora, depois que a cosmologia inflacionária conseguiu resolver a maioria Esses problemas, as dificuldades da cosmologia relativista, são muitas vezes listados, e até de alguma forma com muita vontade. Mas nos anos 60-70, até mesmo suas menções eram muito contidas e dosadas, principalmente diante do discurso de Nefridman programas de pesquisa. Primeiro, muitos ainda se lembravam destino trágico cosmologia relativista, sujeita a ataques ideológicos não só em nosso país. Em segundo lugar, havia um entendimento geral de que perto do "início" o papel decisivo começa a desempenhar efeitos quânticos. A partir disso, seguiu-se a necessidade de uma maior transmissão de novos conhecimentos da física de partículas elementares e da teoria quântica de campos. A discussão de problemas cosmológicos no nível NCM levou a conclusões muito interessantes. Dois princípios fundamentais foram apresentados que causaram uma forte "mudança progressiva" na cosmologia.
1) O princípio do nascimento quântico do Universo. Singularidade cosmológicaé uma característica inevitável da estrutura conceitual cosmologia quântica. Mas na cosmologia quântica isso é apenas uma aproximação grosseira, que deve ser substituída pelo conceito de flutuações espontâneas do vácuo (Tryon, 1973).
2) O princípio da inflação, segundo o qual, logo após o início da expansão do Universo, ocorreu o processo de sua inflação exponencial. Durou cerca de 10 -35 s, mas durante esse tempo a região do inchaço deve atingir, nas palavras de A.D. Linde, "tamanhos inimagináveis". De acordo com alguns modelos de inflação, a escala do Universo (em cm) chegará a 10 elevado a 10 12 , ou seja. valores que são muitas ordens de magnitude maiores que as distâncias dos objetos mais distantes no universo observável.
A primeira versão da inflação foi pensada por A.A. Starobinsky em 1979, então três cenários do Universo inflacionado apareceram sucessivamente: o cenário de A. Gus (1981), o chamado novo cenário (A.D. Linde, A. Albrecht, P.J. . Steinhardt, 1982), o cenário caótico da inflação (A.D. Linde, 1986). O cenário de inflação caótica decorre do fato de que o mecanismo que gera a rápida inflação do Universo primitivo é devido aos campos escalares, que desempenham um papel fundamental como
em física de partículas elementares e em cosmologia. Campos escalares no universo primitivo podem assumir valores arbitrários; daí o nome, inchaço caótico.
Bloat explica muitas das propriedades do universo que colocaram problemas intratáveis para a cosmologia de Friedmann. Por exemplo, o motivo da expansão do Universo é a ação das forças antigravitacionais no vácuo. De acordo com a cosmologia inflacionária, o universo deve ser plano. A.D. Linde até considera esse fato como uma previsão da cosmologia inflacionária, confirmada por observações. A sincronização do comportamento de regiões remotas do Universo também não é um problema.
A teoria do Universo inflando introduz (até agora em nível hipotético) sérias mudanças no bloco “o mundo como um todo” do NCM.
1. Em plena consonância com a análise filosófica do conceito de "o Universo como um todo", que levou à conclusão de que é "tudo o que existe" do ponto de vista de uma determinada teoria ou modelo cosmológico (e não em algum sentido absoluto), a teoria fez uma expansão sem precedentes do escopo desse conceito em comparação com a cosmologia relativista. ponto comum visão de que nossa Metagaláxia é todo o Universo, foi abandonada. Na cosmologia inflacionária, o conceito de Metaverso é introduzido, enquanto o termo "miniuniversos" é proposto para as regiões da escala Metagalaxy. Agora o Metauniverso é considerado como "tudo o que existe" do ponto de vista da cosmologia inflacionária, e a Metagaláxia - como sua área local. Mas é possível que se for criado teoria unificada interações físicas(ETT, TVO), então o escopo do conceito do Universo como um todo será novamente significativamente expandido (ou alterado).
2. A teoria de Friedman baseava-se no princípio da uniformidade do Universo (Metagaláxia). A cosmologia inflacionária, ao explicar o fato da homogeneidade em larga escala do Universo com a ajuda do mecanismo de inflação, introduz simultaneamente um novo princípio - a extrema heterogeneidade do Metaverso. Flutuações quânticas associadas ao surgimento de miniversos levam a diferenças leis físicas e condições, dimensões do espaço-tempo, propriedades de partículas elementares e outros objetos extra-metagalácticos. Preciso lembrá-lo que o princípio da variedade infinita mundo material, em especial, sua formas físicas- esta é uma ideia filosófica bastante antiga, que agora encontra nova confirmação na cosmologia.
3. O metauniverso como uma coleção de muitos miniuniversos que surgem das flutuações da "espuma" do espaço-tempo é obviamente infinito, não tem começo nem fim no tempo (I.D. Novikov o chamou de "o Universo eternamente jovem", sem suspeitar que essa metáfora fosse o início do século 20 foi inventado por K.E. Tsiolkovsky, criticando a teoria da morte térmica do Universo).
4. A teoria do Universo em expansão considera os processos de evolução cósmica de forma significativamente diferente da de Friedmann. Ela recusa a noção de que todo o universo surgiu há 10 9 anos a partir de um estado singular. Esta é apenas a era do nosso mini-universo, a Metagalaxia, que emergiu da "espuma" do vácuo. Consequentemente, "antes" do início da expansão da Metagaláxia havia um vácuo, que a ciência moderna considera como uma das formas físicas da matéria. Mas mesmo antes dessa conclusão ser feita em um contexto cosmológico, a relatividade, e não o absoluto, e o caráter completamente natural, e não transcendente da expansão, foram fundamentados a partir de considerações filosóficas. Assim, o conceito de "criação do mundo", uma vez encontrado nos textos de A.A. Fridman, e inúmeras vezes - em trabalhos teológicos, filosóficos e até cosmológicos durante a maior parte do século XX, acaba sendo nada mais do que uma metáfora que não decorre da essência da cosmologia inflacionária. O metauniverso, de acordo com a teoria, pode acabar sendo estacionário, embora a evolução dos miniuniversos incluídos nele seja descrita pela teoria do big bang.
A.D. Linde introduziu o conceito de inflação eterna, que descreve processo evolutivo, continuando como reação em cadeia. Se o Metaverse contiver pelo menos uma região de balão, ele gerará continuamente novas regiões de balão. Aparece uma estrutura ramificada de miniuniversos, semelhante a um fractal.
5. A cosmologia inflacionária possibilitou uma compreensão completamente nova do problema da singularidade. O conceito de singularidade, inamovível no quadro do modelo relativista padrão baseado no método clássico de descrição e explicação, muda significativamente o seu significado no método quântico de descrição e explicação utilizado na cosmologia inflacionária. Acontece que não é necessário supor que houve algum tipo de início único do mundo, embora essa suposição encontre algumas dificuldades. Mas, segundo A.D. Linde, nos cenários da caótica inflação do Universo, “vê-se especialmente claramente que
em vez da tragédia do nascimento do mundo inteiro a partir de uma singularidade, antes da qual nada existia, e sua subsequente transformação em nada, estamos lidando com um processo interminável de transformação mútua de fases em que as flutuações quânticas da métrica são pequenas ou, inversamente, grande. Segue-se daí que a conclusão recentemente inabalável sobre a existência de uma singularidade cosmológica geral no início da expansão perde sua credibilidade. Não há necessidade de afirmar que todas as partes do universo começaram a se expandir simultaneamente. A singularidade é substituída na teoria do Universo em expansão por uma flutuação quântica do vácuo.
6. No atual estágio de seu desenvolvimento, a cosmologia inflacionária está revisando ideias anteriores sobre a morte térmica do Universo. A.D. Linde fala de um "Universo inflado auto-reprodutivo", ou seja, processo de auto-organização sem fim. Miniversos vêm e vão, mas não há um fim único para esses processos.
7. O princípio antrópico (PA) desempenha um papel significativo tanto na cosmologia relativista quanto na inflacionária. Ele conecta os parâmetros fundamentais do nosso universo, a Metagaláxia, os parâmetros das partículas elementares e o fato da existência humana na Metagaláxia. As condições cosmológicas necessárias para o aparecimento do homem incluem o seguinte: O Universo (Metagaláxia) deve ser suficientemente grande, plano e homogêneo. São essas propriedades que decorrem da teoria do universo em expansão. É impossível explicar a uniformidade de sua estrutura e propriedades dentro da região coberta por observações sem envolver o processo de inflação no Universo primitivo.
É fácil ver que os fundamentos filosóficos da cosmologia inflacionária entrelaçaram ideias e imagens separadas, traduzidas de diferentes sistemas filosóficos. Por exemplo, a ideia de um número infinito de mundos tem uma longa tradição filosófica desde a época de Leucipo, Demócrito, Epicuro, Lucrécio. Especialmente profundamente foi desenvolvido por Nicolau de Cusa e Giordano Bruno. A ideia da metafísica aristotélica sobre a transformação do potencialmente possível em real teve impacto não apenas no método quântico de descrição e explicação usado pela cosmologia inflacionária, mas também acaba sendo - de maneira paradoxal! - antecessor ideias evolucionárias esta teoria. É paradoxal porque o próprio Aristóteles considerava o Universo o único e, considerando o surgimento e a destruição como processos de terra, atribuída à invariabilidade do céu em
tempo e fechamento no espaço. Mas as ideias expressas por ele sobre o ser potencial e real foram transferidas, contrariamente às próprias visões de Aristóteles, para o metaverso infinito. Eles também encontram a influência das ideias de Platão nos fundamentos filosóficos da cosmologia inflacionária. Ela pode ser traçada, de qualquer forma, através dos neoplatônicos do Renascimento.
Alguns pesquisadores (por exemplo, A.N. Pavlenko) acreditam que a cosmologia inflacionária deve ser considerada como uma nova etapa da revolução moderna na ciência do Universo, pois não apenas cria uma nova NCM, mas também leva a uma revisão de alguns ideais e normas de conhecimento (por exemplo, evidências ideais de conhecimento, que são reduzidas a fatores intrateóricos). Como previsão ou avaliação de especialistas, tal ponto de vista é aceitável se levarmos em conta, no entanto, as seguintes circunstâncias.
É claro que o desenvolvimento de uma teoria que cause uma grande mudança em nosso conhecimento do mundo e sérias consequências ideológicas é um sinal necessário de um certo estágio. Revolução científica. Esta característica deve, no entanto, ser complementada por uma justificação. nova teoria, suas confissões comunidade científica, que também está incluído na estrutura da mudança revolucionária. Pelo grau de radicalidade com que a cosmologia inflacionária (especialmente a variante da inflação caótica) revisa a imagem do mundo como um todo, ela supera claramente a teoria de A.A. Fridman. Na comunidade de cosmólogos, ela começou a usar grande influência, que foi estabelecido, no entanto, não imediatamente. Na primeira metade da década de 1980, vários cenários para o nascimento quântico do Universo a partir do vácuo eram considerados competitivos, sendo a cosmologia inflacionária um deles. Isso ocorreu devido a deficiências significativas dos primeiros cenários de inchaço. Somente após o surgimento do cenário caótico da inflação ocorreu um avanço no reconhecimento da nova cosmologia. No entanto, o problema de fundamentar esta teoria cosmológica permanece em aberto por enquanto, precisamente porque não corresponde aos ideais e padrões atualmente aceitos de conhecimento baseado em evidências (outros Universos são fundamentalmente inobserváveis). As esperanças de uma mudança desses ideais no futuro próximo (a eliminação da obrigação de "justificação externa") ainda são pequenas. A rigor, a revolução potencialmente incorporada na cosmologia inflacionária pode ou não ocorrer. Até agora, só podemos esperar pelo seu desenvolvimento, não excluindo completamente outras reviravoltas inesperadas e ainda imprevisíveis nesta área.
A assimilação sociocultural da cosmologia inflacionária contém um ponto curioso. Sendo extremamente revolucionário em sua essência, o novo teoria cosmológica não causou muito "boom". Já se passaram cerca de 20 anos desde o surgimento da primeira versão dessa teoria, mas quase não foi além de um círculo bastante estreito de especialistas, não se tornou fonte de discussões filosóficas, nem remotamente lembrando batalhas ferozes em torno da teoria de Copérnico , que excitava as mentes mesmo antes da publicação de seu tratado imortal, ou em torno da teoria de A.A. Fridman. Esta circunstância impressionante precisa de uma explicação.
É possível que a principal razão seja, infelizmente, o declínio do interesse pelo conhecimento científico, em particular, físico e matemático, que está sendo substituído intensivamente por tipo diferente substitutos, muitas vezes causando muito mais emoção do que o mais de primeira classe realizações científicas. Agora, apenas algumas descobertas da ciência que encontram uma conexão direta com os problemas da existência humana encontram uma resposta.
Além disso, a cosmologia inflacionária é extremamente teoria complexa, o que não é muito claro nem mesmo para especialistas de áreas vizinhas da física, e ainda mais para não especialistas, e por isso só está fora do escopo desses interesses.
Finalmente, a ideia de um universo único e finito no tempo criou raízes muito profundas na cultura, teve muito efeito sobre ela. forte influência para facilmente dar lugar a uma teoria que claramente se assemelha a padrões cosmológicos há muito descartados.
No entanto, o progresso na cosmologia continua e os próximos anos provavelmente levarão a estimativas mais confiantes da teoria do universo inflacionário.
Literatura
1. Linde A. D. Física das partículas elementares e cosmologia inflacionária. M., 1990.
2. Kazyutinsky V.V. O conceito de "Universo" // Infinito e o Universo. M., 1969.
3. Kazyutinsky V.V. A Ideia do Universo // Filosofia e Problemas de Visão de Mundo Ciência moderna. M., 1981.
