Wieczna inflacja - Eternal inflation

Wieczna inflacja to hipotetyczny inflacyjny model wszechświata , który sam w sobie jest rozwinięciem lub rozszerzeniem teorii Wielkiego Wybuchu .

Zgodnie z wieczną inflacją, inflacyjna faza ekspansji wszechświata trwa wiecznie w większości wszechświata. Ponieważ regiony rozszerzają się wykładniczo gwałtownie, większość objętości Wszechświata w danym momencie ulega rozdęciu. Dlatego wieczna inflacja tworzy hipotetycznie nieskończony multiwers , w którym tylko nieznaczna objętość fraktalna kończy inflację.

Paul Steinhardt , jeden z pierwotnych badaczy modelu inflacyjnego, przedstawił pierwszy przykład wiecznej inflacji w 1983 roku, a Alexander Vilenkin wykazał, że jest on rodzajowy.

Artykuł Alana Gutha z 2007 r. „Wieczna inflacja i jej implikacje” stwierdza, że ​​przy rozsądnych założeniach „Chociaż inflacja jest zasadniczo wieczna w przyszłości, nie jest wieczna w przeszłości”. Guth szczegółowo opisał to, co wiedziano na ten temat w tamtym czasie, i wykazał, że wieczna inflacja nadal była uważana za prawdopodobny wynik inflacji, ponad 20 lat po pierwszym wprowadzeniu wiecznej inflacji przez Steinhardta.

Przegląd

Rozwój teorii

Główny artykuł: zarodkowanie pęcherzyków

Inflacja, czyli teoria wszechświata inflacyjnego, została pierwotnie opracowana jako sposób na przezwyciężenie kilku pozostałych problemów z tym, co skądinąd uznawano za udaną teorię kosmologii, model Wielkiego Wybuchu.

W 1979 roku Alan Guth wprowadził inflacyjny model wszechświata, aby wyjaśnić, dlaczego wszechświat jest płaski i jednorodny (co odnosi się do gładkiego rozkładu materii i promieniowania na dużą skalę). Podstawową ideą było to, że wszechświat przeszedł okres gwałtownie przyspieszającej ekspansji kilka chwil po Wielkim Wybuchu. Zaproponował mechanizm powodujący rozpoczęcie inflacji: energię fałszywej próżni . Guth ukuł termin „inflacja” i jako pierwszy omówił tę teorię z innymi naukowcami na całym świecie.

Pierwotne sformułowanie Gutha było problematyczne, ponieważ nie było spójnego sposobu na zakończenie epoki inflacji i doprowadzenie do obserwowanego dzisiaj gorącego, izotropowego , jednorodnego wszechświata. Chociaż fałszywa próżnia może rozpadać się na puste „bąbelki” „prawdziwej próżni”, które rozszerzają się z prędkością światła, puste bąbelki nie mogły się połączyć, aby ponownie ogrzać wszechświat, ponieważ nie nadążały za pozostałym rozprężającym się wszechświatem.

W 1982 r. ten „ problem wyjścia z wdziękiem ” został rozwiązany niezależnie przez Andrei Linde oraz Andreasa Albrechta i Paula J. Steinhardta, którzy pokazali, jak zakończyć inflację bez tworzenia pustych baniek, a zamiast tego skończyć z gorącym, rozszerzającym się wszechświatem. Podstawową ideą było ciągłe „powolne toczenie” lub powolna ewolucja od fałszywej próżni do prawdziwej bez tworzenia bąbelków. Ulepszony model nazwano „nową inflacją”.

W 1983 roku Paul Steinhardt jako pierwszy pokazał, że ta „nowa inflacja” nie musi się wszędzie kończyć. Zamiast tego może skończyć się tylko skończoną plamą lub gorącym bąblem pełnym materii i promieniowania, a ta inflacja trwa w większości wszechświata, wytwarzając po drodze gorący bąbel za gorącym bąblem. Alexander Vilenkin wykazał, że właściwie uwzględnienie efektów kwantowych ma w rzeczywistości charakter ogólny dla wszystkich nowych modeli inflacji.

Korzystając z pomysłów przedstawionych przez Steinhardta i Vilenkina, Andrei Linde opublikował w 1986 r. alternatywny model inflacji, który wykorzystał te idee do dostarczenia szczegółowego opisu tego, co stało się znane jako teoria chaotycznej inflacji lub wieczna inflacja.

Fluktuacje kwantowe

Nowa inflacja nie tworzy idealnie symetrycznego wszechświata z powodu fluktuacji kwantowych podczas inflacji. Wahania powodują, że gęstość energii i materii jest różna w różnych punktach przestrzeni.

Fluktuacje kwantowe w hipotetycznym polu inflacyjnym powodują zmiany tempa ekspansji, które są odpowiedzialne za wieczną inflację. Regiony o wyższej stopie inflacji rozwijają się szybciej i dominują we wszechświecie, pomimo naturalnej tendencji inflacji do kończenia się w innych regionach. To pozwala, by inflacja trwała w nieskończoność, by wytworzyć przyszłą i wieczną inflację. Jako uproszczony przykład załóżmy, że podczas inflacji naturalne tempo zaniku pola inflatonowego jest powolne w porównaniu z efektem fluktuacji kwantowej. Kiedy miniwszechświat rozdmuchuje się i „samoodtwarza” do, powiedzmy, dwudziestu przyczynowo odłączonych miniwszechświatów o tej samej wielkości co oryginalny miniwszechświat, być może dziewięć z nowych miniwszechświatów będzie miało większe, a nie mniejsze, średnia wartość pola inflacyjnego niż w oryginalnym miniwszechświecie, ponieważ nastąpiła inflacja z regionów oryginalnego miniwszechświata, gdzie fluktuacja kwantowa podniosła wartość inflacji bardziej niż powolny spadek inflacji spowodował jej obniżenie. Pierwotnie istniał jeden mini-wszechświat o określonej wartości inflatonu; obecnie istnieje dziewięć miniwszechświatów, które mają nieco większą wartość inflatonu. (Oczywiście istnieje również jedenaście miniwszechświatów, w których wartość inflatonu jest nieco niższa niż pierwotnie.) Każdy miniwszechświat z większą wartością pola inflatonu rozpoczyna w sobie podobną rundę przybliżonej samoreprodukcji. (Miniwszechświaty o niższych wartościach inflacji mogą się również rozmnażać, chyba że ich wartość inflacji jest na tyle mała, że ​​region wypadnie z inflacji i zaprzestanie samoreprodukcji). Proces ten trwa w nieskończoność; dziewięć miniwszechświatów o wysokiej inflacji może mieć 81, a potem 729... Tak więc istnieje wieczna inflacja.

W 1980 roku Wiaczesław Muchanow i Giennadij Chibisow w Związku Radzieckim zasugerowali fluktuacje kwantowe w kontekście modelu zmodyfikowanej grawitacji opracowanego przez Aleksieja Starobinskiego jako możliwe zarodki formowania galaktyk.

W kontekście inflacji fluktuacje kwantowe zostały po raz pierwszy przeanalizowane podczas trzytygodniowych warsztatów Nuffield w 1982 r. na temat bardzo wczesnego wszechświata na Uniwersytecie w Cambridge. Średnia siła wahań została najpierw obliczona przez cztery grupy pracujące oddzielnie w trakcie warsztatu: Stephen Hawking ; Starobinsky; Guth i taki młody Pi; oraz James M. Bardeen , Paul Steinhardt i Michael Turner .

Wczesne obliczenia wykonane w Nuffield Workshop skupiały się tylko na średnich fluktuacjach, których wielkość jest zbyt mała, aby wpłynąć na inflację. Jednak zaczynając od przykładów przedstawionych przez Steinhardta i Vilenkina, później wykazano, że ta sama fizyka kwantowa powoduje sporadyczne duże fluktuacje, które zwiększają tempo inflacji i utrzymują inflację w nieskończoność.

Dalszy rozwój

Analizując dane Planck Satellite z 2013 r., Anna Ijjas i Paul Steinhardt wykazali, że najprostsze podręcznikowe modele inflacyjne zostały wyeliminowane, a pozostałe modele wymagają wykładniczo bardziej dostrojonych warunków początkowych, większej liczby parametrów do dostosowania i mniejszej inflacji. Późniejsze obserwacje Plancka zgłoszone w 2015 roku potwierdziły te wnioski.

Artykuł Kohli i Haslam z 2014 roku zakwestionował wiarygodność teorii wiecznej inflacji, analizując chaotyczną teorię inflacji Linde, w której fluktuacje kwantowe są modelowane jako biały szum Gaussa. Pokazali, że w tym popularnym scenariuszu wieczna inflacja w rzeczywistości nie może być wieczna, a przypadkowy szum prowadzi do wypełnienia czasoprzestrzeni osobliwościami. Wykazano to, pokazując, że rozwiązania równań pola Einsteina rozchodzą się w skończonym czasie. Ich artykuł stwierdził zatem, że teoria wiecznej inflacji oparta na losowych fluktuacjach kwantowych nie byłaby teorią wykonalną, a wynikające z niej istnienie wieloświata jest „nadal bardzo otwartą kwestią, która będzie wymagała znacznie głębszych badań”.

Inflacja, wieczna inflacja i wieloświat

W 1983 roku pokazano, że inflacja może być wieczna, prowadząc do wieloświata, w którym przestrzeń jest rozbita na bąbelki lub plamy, których właściwości różnią się w zależności od plamy, obejmując wszystkie fizyczne możliwości.

Paul Steinhardt, który stworzył pierwszy przykład wiecznej inflacji, w końcu stał się zdecydowanym i głośnym przeciwnikiem tej teorii. Twierdził, że wieloświat reprezentuje załamanie teorii inflacji, ponieważ w wieloświecie każdy wynik jest jednakowo możliwy, więc inflacja nie przewiduje żadnych przewidywań, a zatem jest nietestowalna. W konsekwencji, argumentował, inflacja nie spełnia kluczowego warunku teorii naukowej .

Jednak zarówno Linde, jak i Guth nadal popierali teorię inflacji i multiwersum. Guth oświadczył:

Trudno zbudować modele inflacji, które nie prowadzą do wieloświata. Nie jest to niemożliwe, więc sądzę, że z pewnością nadal trzeba przeprowadzić badania. Jednak większość modeli inflacji prowadzi do wieloświata, a dowody na inflację popychają nas w kierunku poważnego potraktowania idei wieloświata.

Według Lindego: „Możliwe jest wymyślenie modeli inflacji, które nie dopuszczają wieloświata, ale jest to trudne. Każdy eksperyment, który daje większą wiarygodność teorii inflacji, przybliża nas znacznie do wskazówek, że wieloświat jest rzeczywisty”.

W 2018 roku nieżyjący już Stephen Hawking i Thomas Hertog opublikowali artykuł, w którym znika potrzeba nieskończonego wieloświata, ponieważ Hawking opisuje, że ich teoria daje wszechświaty, które są „racjonalnie gładkie i globalnie skończone”. Teoria wykorzystuje zasadę holograficzną do zdefiniowania „płaszczyzny wyjścia” z ponadczasowego stanu wiecznej inflacji, wszechświaty, które są generowane na płaszczyźnie, są opisane przy użyciu redefinicji funkcji falowej bez granic , w rzeczywistości teoria wymaga granicy na początek czasu. Mówiąc prosto, Hawking mówi, że ich odkrycia „implikują znaczne zmniejszenie wieloświata”, co, jak wskazuje Uniwersytet w Cambridge, czyni teorię „przewidywalną i testowalną” przy użyciu astronomii fal grawitacyjnych .

Zobacz też

Bibliografia

Linki zewnętrzne