Astronomie

Jak může kosmická inflace učinit nekonečný vesmír homogenním?

Jak může kosmická inflace učinit nekonečný vesmír homogenním?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jak je vysvětleno v tomto videu, jedním z pozorovatelných účinků kosmické inflace je homogenita našeho vesmíru. Inflace umožňuje, aby byly v určitém okamžiku kauzálně spojeny dva body na různých stranách pozorovatelného vesmíru, takže si mohou vyměňovat své hmotnostní hustoty a teploty, které pak budou pro oba stejné.

I když chápu, že tento efekt nemusí končit na okraji pozorovatelného vesmíru a může pokračovat v jakékoli vzdálenosti, do které se inflace dostane, nerozumím tomu, jak by to mohlo platit pro celý vesmír pokud je nekonečný. Podle mého hádání, pokud je vesmír nekonečný, vždy budou existovat dva body, které nikdy nebyly kauzálně spojeny, bez ohledu na to, jak rychle se v době inflace rozšířily. To bude znamenat, že zatímco vesmír by měl být na dostatečně velkých měřítcích homogenní, na stupnicích to nemusí být ještě větší.

Myslím, že buď úplně nerozumím myšlence kosmické inflace, nebo nerozumím konkrétnímu způsobu, jakým je vesmír nekonečný.


Inflace se používá k vysvětlení, proč pozorovatelný vesmír je extrémně homogenní.

Bez inflace můžeme dělat následující surový výpočet. Kosmické mikrovlnné pozadí vzniklo asi 300 000 let po velkém třesku, při rudém posunu asi 1100. Takto by kauzálně spojené oblasti v epochě vzniku CMB měly poloměr 300 $ 300 000 $ světelných let, který se nyní rozšířil o faktor 1100 bude 3,3 $ krát 10 ^ {8} $ světelných let v okruhu.

To lze srovnat s poloměrem pozorovatelného vesmíru, který je v současné době kolem 46 miliard světelných let. To znamená, že kauzálně spojené regiony by měly být pouze $ sim 4 krát 10 ^ {- 7} $ pozorovatelného vesmíru, nebo ekvivalentně, jsou na obloze kauzálně spojeny skvrny CMB o poloměru $ sim 2 $ stupňů na obloze. To zjevně neplatí, protože variace v CMB nejsou větší než přibližně 1 díl v $ 10 ^ {5} $ po celé obloze.

Inflace to řeší tak, že umožňuje dříve kauzálně spojeným oblastem nafouknout se, aby se zvětšily než celý pozorovatelný vesmír.

Zdá se, že tomu docela dobře rozumíte, takže nejsem úplně jasná, jaké jsou vaše otázky. Nemůžeme vědět, zda celý vesmír je homogenní, protože to nemůžeme měřit. Kosmologický princip je předpoklad který vypadá, že drží přibližně platí ve pozorovatelném vesmíru, ale nemusí se vztahovat na vesmír jako celek. Ve skutečnosti to v pozorovatelném vesmíru není absolutně pravdivé, jinak by to bylo docela nezajímavé, neobsahující žádné galaxie, shluky ani jinou strukturu. Myslím, že jediným požadavkem na inflaci je, aby vyhodil do vzduchu příčinně kauzálně propojený vesmír, aby se stal hodně větší než pozorovatelný vesmír v současné epochě.


Co když je vesmírná inflace špatná?

První fáze vesmíru, před Velkým třeskem, nastavují počáteční podmínky. [+] z čehož se vyvinulo vše, co dnes vidíme.

E. Siegel se snímky odvozenými z meziagenturní pracovní skupiny ESA / Planck a DoE / NASA / NSF ve výzkumu CMB

Všechny vědecké myšlenky, bez ohledu na to, jak jsou přijímané nebo rozšířené, jsou náchylné k převrácení. U všech úspěchů, které každá myšlenka může mít, je zapotřebí pouze jeden experiment nebo pozorování, aby byla zfalšována, zneplatněna nebo byla nutná revize. Kromě toho má každý vědecký nápad nebo model omezení rozsahu platnosti: Newtonovská mechanika se rozpadá blízko rychlosti světla Obecná relativita se rozpadá při singularitách evoluce se rozpadá, když dosáhnete počátku života. Dokonce i Velký třesk má svá omezení, protože existuje jen tak daleko zpět, že můžeme extrapolovat horký, hustý a rozpínající se stav, který vedl k tomu, co vidíme dnes. Od roku 1980 je hlavní myšlenkou popisu toho, co předcházelo, kosmická inflace, a to z mnoha přesvědčivých důvodů. V poslední době však řada veřejných prohlášení ukázala hlubší polemiku:

  • V únoru skupina teoretiků, včetně jednoho ze spoluzakladatelů inflace, tvrdila, že inflace selhala.
  • Hlavní skupina inflačních kosmologů, včetně vynálezce inflace, Alana Gutha, napsala vyvrácení.
  • To přimělo původní skupinu, aby se hlouběji zabývala a vypověděla vyvrácení.
  • A začátkem tohoto týdne hlavní publikace a jeden ze spoluzakladatelů vyvrácení zdůraznili debatu a podali k ní svůj pohled.

Rozpínající se vesmír, plný galaxií a složité struktury, který dnes vidíme, vznikl z menšího,. [+] teplejší, hustší a rovnoměrnější stav.

C. Faucher-Giguère, A. Lidz a L. Hernquist, Science 319, 5859 (47)

Dělají se zde tři věci: problémy s Velkým třeskem, které vedly k vývoji kosmické inflace, řešení (řešení), která poskytuje kosmická inflace, a obecné chování a následný vývoj, důsledky a obtíže s touto myšlenkou. Je to dost na zpochybnění celého podniku? Rozložme to všechno, abys to viděl.

Od té doby, co jsme poprvé poznali, že existují galaxie za naší vlastní Mléčnou dráhou, nám všechny náznaky ukázaly, že se náš vesmír rozpíná. Vzhledem k tomu, že vlnová délka světla určuje jeho energii a teplotu, pak struktura rozpínajícího se prostoru tyto vlnové délky prodlužuje, což vede k ochlazení vesmíru. Pokud se vesmír rozpíná a ochlazuje, když míříme do budoucnosti, znamená to, že byl v minulosti blíže k sobě, hustší a žhavější. Jak extrapolujeme dál a dál zpět, rozpálený, hustý a uniformní vesmír nám vypráví příběh o své minulosti.

Hvězdy a galaxie, které dnes vidíme, ne vždy existovaly a čím dál jsme zpět, tím blíže jsme. [+] zjevná singularita, kterou vesmír získá, ale tato extrapolace má své limity.

NASA, ESA a A. Feild (STScI)

Dorazíme do bodu, kde se shluky galaxií, jednotlivé galaxie nebo dokonce hvězdy nestihly formovat vlivem gravitace. Můžeme jít ještě dříve, kde množství energie v částicích a radiaci znemožňuje vytvoření neutrálních atomů, které by byly okamžitě odpáleny od sebe. Ještě dříve jsou atomová jádra odstřelena od sebe, což brání tvorbě něčeho složitějšího než proton nebo neutron. Ještě dříve a začneme spontánně vytvářet páry hmota / antihmota kvůli přítomným vysokým energiím. A pokud se vrátíte úplně zpět, pokud vás vaše rovnice dovedou, dospěli byste k singularitě, kde byla veškerá hmota a energie v celém vesmíru zhuštěna do jediného bodu: singulární události v časoprostoru. To byla původní myšlenka Velkého třesku.

Pokud tyto tři různé oblasti vesmíru nikdy neměly čas na termizaci, sdílejte informace nebo. [+] přenášejí navzájem signály, tak proč mají všechny stejnou teplotu?

Pokud by to tak fungovalo, byla by na základě pozorování, která jsme měli, spousta hádanek.

  1. Proč by měl vesmír všude stejnou teplotu? Různé oblasti vesmíru z různých směrů by neměly čas na výměnu informací a termalizaci, není důvod, aby měly stejnou teplotu. Přesto vesmír měl všude, kam jsme se podívali, stejnou teplotu pozadí 2,73 K.
  2. Proč by byl vesmír dokonale prostorově plochý? Rychlost expanze a hustota energie jsou dvě zcela nezávislé veličiny, přesto se musí rovnat jedné části z 10 24, aby vznikl plochý vesmír, který dnes máme.
  3. Proč zde nejsou žádné zbytky vysokoenergetických relikvií, jak předpovídá prakticky každá vysokoenergetická teorie? Neexistují žádné magnetické monopoly, žádná těžká, pravoruká neutrina, žádné relikvie z velkého sjednocení atd. Proč ne?

V roce 1979 měl Alan Guth představu, že jde o ranou fázi exponenciální expanze předchozí horký velký třesk mohl vyřešit všechny tyto problémy a učinil by další předpovědi o vesmíru, které bychom mohli jít hledat. To byla velká myšlenka kosmické inflace.

V roce 1979 Alan Guth odhalil, že jde o období exponenciální expanze v minulosti vesmíru. [+] mohl nastavit a poskytnout počáteční podmínky pro Velký třesk.

Notebook Alana Gutha z roku 1979, tweetován přes @SLAClab

Tento typ expanze, exponenciální expanze, se liší od toho, co se stalo po většinu historie vesmíru. Když je váš vesmír plný hmoty a záření, hustota energie klesá, jak se vesmír rozpíná. Jak se objem zvětšuje, klesá hustota, a tak klesá také rychlost expanze. Ale během inflace je vesmír naplněn energií, která je vlastní samotnému vesmíru, takže jak se vesmír rozpíná, jednoduše vytváří více prostoru, který udržuje stejnou hustotu a brání poklesu rychlosti expanze. To najednou vyřeší tři hádanky následujícím způsobem:

  1. Vesmír má dnes všude stejnou teplotu, protože různé vzdálené oblasti byly kdysi spojeny v dávné minulosti, než je exponenciální expanze od sebe oddělila.
  2. Vesmír je plochý, protože inflace ho natáhla k nerozeznání od ploché, část vesmíru, která je pro nás pozorovatelná, je tak malá ve srovnání s tím, jak moc ho inflace natáhla, že je nepravděpodobné, že by to bylo jinak.
  3. A důvod, proč neexistují žádné vysokoenergetické relikvie, je ten, že je inflace odtáhla prostřednictvím exponenciální expanze, a poté, když inflace skončila a vesmír se znovu zahřál, nikdy nedosáhl ultravysokých teplot nezbytných pro jejich opětovné vytvoření.

Na začátku 80. let nejenže tyto hádanky nevyřešila inflace, ale také jsme začali přicházet s modely, které úspěšně obnovily vesmír, který byl izotropní (stejný ve všech směrech) a homogenní (stejný ve všech umístěních), konzistentní se všemi našimi pozorování.

Výkyvy v kosmickém mikrovlnném pozadí byly nejprve přesně měřeny pomocí COBE v. [+] 90. léta, pak přesněji WMAP v roce 2000 a Planck (výše) v roce 2010. Tento obrázek kóduje obrovské množství informací o raném vesmíru

ESA a Planck Collaboration

Tyto předpovědi jsou zajímavé, ale samozřejmě nestačí. Aby se fyzikální teorie dostala od zajímavé přes působivou k validované, je třeba vytvořit nové předpovědi, které lze poté otestovat. Je důležité nepřemýšlet o tom, že tyto rané modely inflace to přesně dělaly, a učinily šest důležitých předpovědí:

  1. Vesmír by měl být dokonale plochý. Ano, to byla jedna z původních motivací, ale v té době jsme měli velmi slabá omezení. 100% vesmíru může být v hmotě a 0% v zakřivení 5% může být hmota a 95% může být zakřivení, nebo kdekoli mezi tím. Inflace celkem obecně předpovídala, že 100% musí být „hmota plus cokoli jiného“, ale zakřivení by mělo být 0%. Tato předpověď byla ověřena naším modelem ΛCDM, kde 5% je hmota, 27% je temná hmota a 68% je zakřivení temné energie stále 0%.
  2. Mělo by existovat téměř škálově invariantní spektrum fluktuací. Pokud je kvantová fyzika skutečná, měl by vesmír zažít kvantové výkyvy i během inflace. Tyto fluktuace by měly být exponenciálně protahovány napříč vesmírem. Když inflace skončí, měly by se tyto fluktuace proměnit v hmotu a záření, což by vedlo k nadměrně hustým a poddimenzovaným oblastem, z nichž vyrostou hvězdy a galaxie nebo velké kosmické dutiny. Vzhledem k tomu, jak inflace postupuje v závěrečných fázích, by fluktuace měly být mírně větší, a to buď v malém měřítku, nebo ve velkém měřítku, v závislosti na modelu inflace. Pro dokonalou invariance v měřítku je to parametr, který nazýváme n_s by se rovnal 1 přesně n_s je pozorováno 0,96.
  3. Měly by existovat výkyvy na stupnicích větších, než by světlo mohlo cestovat od Velkého třesku. Toto je další důsledek inflace, ale neexistuje způsob, jak získat koherentní soubor fluktuací ve velkých měřítcích, jako je tento, aniž by je něco protáhlo přes kosmické vzdálenosti. Skutečnost, že vidíme tyto výkyvy v kosmickém mikrovlnném pozadí a ve velké struktuře vesmíru - a nevěděli jsme o nich počátkem 80. let - dále potvrzuje inflaci.
  4. Tyto kvantové fluktuace, které se promítají do fluktuací hustoty, by měly být adiabatické. Výkyvy mohly přijít v různých typech: adiabatické, izokřivení nebo jejich kombinace. Inflace předpovídala, že tyto výkyvy měly být 100% adiabatické, což by mělo zanechat jedinečné podpisy jak v kosmickém mikrovlnném pozadí, tak ve velké struktuře vesmíru. Z pozorování vyplývá, že ano, ve skutečnosti byly fluktuace adiabatické: všude konstantní entropie.
  5. Měla by existovat horní hranice, menší než Planckova stupnice, teploty vesmíru ve vzdálené minulosti. Toto je také podpis, který se projevuje na pozadí kosmického mikrovlnného záření: jak vysoké teploty dosáhl vesmír při své nejvyšší teplotě. Pamatujte si, že pokud by nedošlo k inflaci, měl by vesmír v raných dobách vystoupit na libovolně vysoké teploty, blížit se singularitě. Ale s inflací existuje maximální teplota, která musí být při energiích nižších než Planckova stupnice (

10 19 GeV). Z našich pozorování vidíme, že vesmír dosáhl teplot ne vyšších než asi 0,1% z toho (

Konečnou predikcí kosmické inflace je existence prvotních gravitačních vln. To je . [+] jediná předpověď, kterou nelze ověřit pozorováním. dosud.

National Science Foundation (NASA, JPL, Keck Foundation, Moore Foundation, related) - úpravy programu BICEP2 financované E. Siegelem

Inflace má tedy ve svém názvu ohromný počet úspěchů. Ale od konce 80. let strávili teoretici spoustu času přípravou různých inflačních modelů. V některých z nich našli neuvěřitelně zvláštní, negenerické chování, včetně výjimek, které porušují některá z prediktivních pravidel výše. Obecně platí, že nejjednodušší inflační modely jsou založeny na potenciálu: nakreslíte čáru se žlabem nebo jamkou dole, inflační pole začíná v určitém bodě od tohoto dna a pomalu se valí směrem dolů, což vede k inflace, dokud se neusadí na svém minimu. Kvantové efekty hrají roli v poli, ale nakonec inflace končí a přeměňuje tuto energii pole na hmotu a záření, což vede k velkému třesku.

Vesmír, který dnes vidíme, je založen na počátečních podmínkách, které začal, které jsou diktovány,. [+] predikčně, podle kterého modelu kosmické inflace si vyberete.

Průzkum digitálního nebe Sloan (SDSS)

Můžete ale vytvořit modely s více poli, modely s rychlým pohybem místo modelů s pomalým pohybem, nepřirozené modely, které mají velké odchylky od plochosti atd. Jinými slovy, pokud můžete vytvořit modely tak složité, jak chcete, můžete najít ten, který poskytuje odchylky od obecného chování popsaného výše, někdy dokonce vedoucí k odchýlení od jedné nebo více z těchto šesti předpovědí.

Výkyvy v CMB jsou založeny na prvotních výkyvech vyvolaných inflací. V . [+] zejména „plochá část“ ve velkém měřítku (vlevo) nemá vysvětlení bez inflace.

O tom je současná kontroverze! Jedna strana jde tak daleko, že tvrdí, že protože můžete vymyslet modely, které vám poskytnou téměř svévolné chování, inflace nezvýšila úroveň vědecké teorie. Druhá strana tvrdí, že inflace činí tyto obecné, úspěšné předpovědi a že čím lépe měříme tyto parametry vesmíru, tím více omezujeme, které modely jsou životaschopné, a čím blíže jsme dospěli k pochopení, který z nich nejlépe popisuje naši fyzickou realita.

Tvar fluktuací gravitačních vln je nesporný z inflace, ale velikost. [+] spektrum je zcela závislé na modelu. Jeho změřením se debata o inflaci uklidní, ale pokud je velikost příliš nízká na to, aby ji bylo možné zjistit během příštích přibližně 25 let, argument nemusí být nikdy vyřešen.

Fakta, která nikdo nezpochybňuje, jsou ta bez inflace, nebo něco jiného, ​​co se velmi podobá inflaci (napínání vesmíru, zabránění dosažení vysokých energií, vytváření fluktuací hustoty, které dnes vidíme, způsobení toho, že vesmír začíná všude se stejnými teplotami atd.), neexistuje žádné vysvětlení počáteční podmínky, s nimiž vesmír začíná. Alternativy k inflaci mají tuto překážku překonat a právě teď neexistuje žádná alternativa, která by vykazovala stejnou prediktivní sílu, jakou přináší inflační paradigma. To neznamená, že inflace je nutně správná, ale určitě o ní existuje spousta dobrých důkazů a mnoho z „možných“ modelů, které lze vymyslet, již bylo vyloučeno. Dokud alternativní model nebude moci dosáhnout všech úspěchů inflace, zůstane kosmická inflace hlavní myšlenkou, odkud pochází náš horký velký třesk.


Obsah

Kolem roku 1930 zjistil Edwin Hubble, že světlo ze vzdálených galaxií bylo posunováno červeně, čím vzdálenější, tím posunutější. To se rychle interpretovalo v tom smyslu, že galaxie ustupovaly ze Země. Pokud Země není ve zvláštní, privilegované, centrální poloze ve vesmíru, pak by to znamenalo, že se všechny galaxie vznášejí od sebe a čím dále, tím rychleji se vznášejí. Nyní je zřejmé, že vesmír se rozpíná, nese s sebou galaxie a způsobuje toto pozorování. Mnoho dalších pozorování souhlasí a vede také ke stejnému závěru. Po mnoho let však nebylo jasné, proč nebo jak by se vesmír mohl rozpínat nebo co by to mohlo znamenat.

Na základě velkého množství experimentálního pozorování a teoretické práce se nyní věří, že důvodem pozorování je právě tento samotný prostor se rozšiřujea že se během první zlomku sekundy po Velkém třesku velmi rychle rozšířilo. Tento druh expanze je znám jako "metrický" rozšíření. V terminologii matematiky a fyziky je „metrika“ mírou vzdálenosti, která splňuje určitý seznam vlastností, a tento termín znamená, že smysl pro vzdálenost ve vesmíru se sám mění. Dnes je metrická variace příliš malý účinek na to, abychom ji viděli v méně než mezigalaktickém měřítku.

Moderní vysvětlení metrické expanze vesmíru navrhl fyzik Alan Guth v roce 1979, zatímco zkoumal problém, proč dnes nejsou vidět žádné magnetické monopoly. Zjistil, že pokud by vesmír obsahoval pole ve falešném vakuovém stavu s pozitivní energií, pak by podle obecné relativity vedlo k exponenciálnímu rozpínání prostoru. Velmi rychle si uvědomili, že taková expanze vyřeší mnoho dalších dlouhodobých problémů. Tyto problémy vyplývají z pozorování, že vypadat jako to vypadá dnes„Vesmír by musel vycházet z velmi jemně vyladěných nebo„ zvláštních “počátečních podmínek ve Velkém třesku. Teorie inflace do značné míry řeší i tyto problémy, čímž je vesmír jako náš mnohem pravděpodobnější v kontextu teorie velkého třesku.

Dosud nebylo objeveno žádné fyzické pole, které by bylo zodpovědné za tuto inflaci. Takové pole by však bylo skalární a první relativistické skalární pole, o kterém se prokázalo, že existuje, Higgsovo pole, bylo objeveno až v letech 2012–2013 a je stále předmětem výzkumu. Není tedy považováno za problematické, že pole odpovědné za kosmickou inflaci a metrickou expanzi vesmíru ještě nebylo objeveno. Navrhované pole a jeho kvantum (subatomární částice s ním související) byly pojmenovány inflaton. Pokud by toto pole neexistovalo, museli by vědci navrhnout jiné vysvětlení pro všechna pozorování, která silně naznačují, že došlo k metrické expanzi prostoru a stále se vyskytuje (mnohem pomaleji) dnes.

Rozpínající se vesmír má obecně kosmologický horizont, který analogicky se známějším horizontem způsobeným zakřivením zemského povrchu označuje hranici části vesmíru, kterou může pozorovatel vidět. Světlo (nebo jiné záření) vyzařované objekty za kosmologickým horizontem v zrychlujícím se vesmíru se k pozorovateli nikdy nedostane, protože prostor mezi pozorovatelem a objektem se rozpíná příliš rychle.

Pozorovatelný vesmír je jeden kauzální náplast mnohem většího nepozorovatelného vesmíru jiné části vesmíru ještě nemohou komunikovat se Zemí. Tyto části vesmíru jsou mimo náš současný kosmologický horizont. Ve standardním modelu horkého velkého třesku bez inflace se kosmologický horizont posouvá ven a přináší nové regiony do zorného pole. [14] Přestože místní pozorovatel vidí takovou oblast poprvé, nevypadá to nijak odlišně od jakékoli jiné oblasti vesmíru, kterou místní pozorovatel již viděl: její záření pozadí je téměř na stejné teplotě jako záření pozadí jiných oblastí a jeho časoprostorové zakřivení se vyvíjí s ostatními. To představuje záhadu: jak tyto nové regiony věděly, jakou teplotu a zakřivení mají mít? Nemohli se to naučit získáváním signálů, protože předtím nebyli v komunikaci s naším minulým světelným kuželem. [15] [16]

Inflace odpovídá na tuto otázku postulováním, že všechny regiony pocházejí z dřívější doby s velkou vakuovou energií nebo kosmologickou konstantou. Prostor s kosmologickou konstantou je kvalitativně odlišný: místo pohybu ven zůstává kosmologický horizont na místě. Pro každého pozorovatele je vzdálenost ke kosmologickému horizontu konstantní. S exponenciálně se rozšiřujícím prostorem jsou dva blízcí pozorovatelé velmi rychle odděleni, takže vzdálenost mezi nimi rychle překračuje limity komunikace. Prostorové řezy se velmi rychle rozšiřují a pokrývají obrovské objemy. Věci se neustále pohybují za kosmologickým horizontem, který je vzdálený pevně, a vše se stává homogenním.

Jak se inflační pole pomalu uvolňuje do vakua, kosmologická konstanta jde na nulu a prostor se začíná normálně rozpínat. Nové oblasti, které se objeví během normální fáze expanze, jsou přesně stejné oblasti, které byly vytlačeny z horizontu během inflace, a proto mají téměř stejnou teplotu a zakřivení, protože pocházejí ze stejné původně malé oblasti vesmíru .

Teorie inflace tak vysvětluje, proč jsou teploty a zakřivení různých oblastí tak téměř stejné. Rovněž předpovídá, že celkové zakřivení vesmírného řezu v konstantním globálním čase je nula. Tato předpověď předpokládá, že celková obyčejná hmota, temná hmota a zbytková vakuová energie ve vesmíru se musí sčítat s kritickou hustotou a důkazy to podporují. Překvapivější je, že inflace umožňuje fyzikům vypočítat minutové rozdíly v teplotách různých oblastí z kvantových výkyvů během inflační éry a mnoho z těchto kvantitativních předpovědí bylo potvrzeno. [17] [18]

Prostor se rozšiřuje

V prostoru, který se s časem exponenciálně (nebo téměř exponenciálně) roztahuje, se každá dvojice volně plovoucích objektů, které jsou zpočátku v klidu, bude pohybovat od sebe navzájem zrychlujícím se tempem, přinejmenším za předpokladu, že nejsou spojeny dohromady žádnou silou . Z pohledu jednoho takového objektu je časoprostor něco jako Schwarzschildova černá díra naruby - každý objekt je obklopen sférickým horizontem událostí. Jakmile druhý objekt propadne tímto horizontem, už se nikdy nemůže vrátit a ani světelné signály, které vysílá, se nikdy nedostanou k prvnímu objektu (alespoň pokud se prostor bude nadále exponenciálně rozšiřovat).

V aproximaci, že expanze je přesně exponenciální, je horizont statický a zůstává pevnou fyzickou vzdáleností. Tuto opravu nafukujícího se vesmíru lze popsat následující metrikou: [19] [20]

Tento exponenciálně se rozšiřující časoprostor se nazývá de Sitterův prostor a k jeho udržení musí existovat kosmologická konstanta, hustota vakuové energie, která je konstantní v prostoru a čase a úměrná Λ ve výše uvedené metrice. V případě přesně exponenciální expanze má vakuová energie podtlak p rovná se jeho hustotě energie ρ stavová rovnice je p = −ρ .

Inflace obvykle není přesně exponenciální expanzí, ale spíše kvazi- nebo téměř exponenciální. V takovém vesmíru bude horizont pomalu růst s časem, jak hustota vakuové energie postupně klesá.

Zůstává jen několik nehomogenit

Vzhledem k tomu, že zrychlující se expanze prostoru roztáhne jakékoli počáteční změny hustoty nebo teploty na měřítka velmi velké délky, je podstatným rysem inflace to, že vyhlazuje nehomogenity a anizotropie a snižuje zakřivení prostoru. Toto tlačí vesmír do velmi jednoduchého stavu, ve kterém mu zcela dominuje inflatonové pole a jedinou významnou nehomogenitou jsou malé kvantové fluktuace. Inflace také ředí exotické těžké částice, jako jsou magnetické monopoly předpovídané mnoha rozšířeními standardního modelu částicové fyziky. Pokud by byl vesmír jen tak horký, aby vytvořil takové částice před v období inflace, nebyly by v přírodě pozorovány, protože by byly tak vzácné, že je docela pravděpodobné, že v pozorovatelném vesmíru žádné nejsou. Společně se tyto efekty nazývají inflační „teorém bez vlasů“ [21] analogicky s teorémem bez vlasů pro černé díry.

Věta „bez vlasů“ funguje v podstatě proto, že kosmologický horizont se neliší od horizontu černé díry, kromě filozofických neshod ohledně toho, co je na druhé straně. Interpretace věty bez vlasů spočívá v tom, že vesmír (pozorovatelný a nepozorovatelný) se během inflace rozpíná enormním faktorem. V rozpínajícím se vesmíru hustoty energie obecně klesají nebo se ztenčují, jak se zvyšuje objem vesmíru. Například hustota obyčejné „studené“ hmoty (prachu) klesá jako inverzní k objemu: když se lineární rozměry zdvojnásobí, hustota energie klesá osminásobně, hustota energie záření klesá ještě rychleji, protože vesmír expanduje, protože vlnová délka každého fotonu je natažena (červeně posunuta), navíc k fotonům rozptylovaným expanzí. Když se lineární rozměry zdvojnásobí, hustota energie v záření klesne o faktor šestnáct (viz řešení rovnice kontinuity energetické hustoty pro ultra-relativistickou tekutinu). Během inflace je hustota energie v inflatonovém poli zhruba konstantní. Energetická hustota ve všem ostatním, včetně nehomogenit, zakřivení, anizotropií, exotických částic a částic standardního modelu, však klesá a při dostatečném nafouknutí jsou všechny zanedbatelné. To ponechává vesmír plochý a symetrický a (na rozdíl od homogenního inflatonového pole) většinou prázdný, v okamžiku, kdy inflace končí a začíná opětovné zahřívání. [22]

Doba trvání

Klíčovým požadavkem je, že inflace musí pokračovat dostatečně dlouho, aby vyprodukovala současný pozorovatelný vesmír z jediného malého inflačního objemu HST. To je nezbytné k zajištění toho, aby se vesmír v největších pozorovatelných měřítcích jevil plochý, homogenní a izotropní. Tento požadavek se obecně považuje za splněný, pokud se vesmír během inflace rozšířil o faktor alespoň 10 26. [23]

Ohřívání

Inflace je období podchlazené expanze, kdy teplota poklesne přibližně o 100 000. (Přesný pokles je závislý na modelu, ale v prvních modelech to bylo typicky od 10 27 K do 10 22 K. [24]) Tato relativně nízká teplota se udržuje během inflační fáze. Když inflace končí, teplota se vrací na předinflační teplotu ohřívání nebo termalizace, protože velká potenciální energie pole inflatonu se rozpadá na částice a plní vesmír částicemi standardního modelu, včetně elektromagnetického záření, čímž se zahájí fáze vesmíru ovládaná zářením. Vzhledem k tomu, že povaha inflace není známa, je tento proces stále špatně pochopen, i když se předpokládá, že probíhá prostřednictvím parametrické rezonance. [25] [26]

Inflace řeší několik problémů v kosmologii velkého třesku, které byly objeveny v 70. letech. [27] Inflace byla poprvé navržena Alanem Guthem v roce 1979, zatímco při zkoumání problému, proč dnes nejsou vidět žádné magnetické monopoly, zjistil, že falešné vakuum s pozitivní energií by podle obecné relativity vytvořilo exponenciální expanzi prostoru. Velmi rychle si uvědomili, že taková expanze vyřeší mnoho dalších dlouhodobých problémů. Tyto problémy vyplývají z pozorování, že vypadat jako to vypadá dnes„Vesmír by musel vycházet z velmi jemně vyladěných nebo„ zvláštních “počátečních podmínek ve Velkém třesku. Inflace se pokouší tyto problémy vyřešit poskytnutím dynamického mechanismu, který pohání Vesmír do tohoto zvláštního stavu, čímž je vesmír jako náš mnohem pravděpodobnější v kontextu teorie Velkého třesku.

Horizon problém

Problémem obzoru je problém určení, proč se vesmír jeví statisticky homogenní a izotropní v souladu s kosmologickým principem. [28] [29] [30] Například molekuly v nádobě s plynem jsou distribuovány homogenně a izotropně, protože jsou v tepelné rovnováze: plyn v nádobě měl dostatek času na interakci, aby rozptýlil nehomogenity a anizotropie. Situace je zcela odlišná v modelu velkého třesku bez inflace, protože gravitační expanze nedává časnému vesmíru dostatek času na vyrovnání. Ve velkém třesku pouze s hmotou a zářením známým ve standardním modelu se dvě široce oddělené oblasti pozorovatelného vesmíru nemohly vyrovnat, protože se od sebe pohybují rychleji než rychlost světla, a tak nikdy nepřijdou do kauzálního kontaktu. V raném vesmíru nebylo možné vyslat světelný signál mezi těmito dvěma oblastmi. Protože neměli žádnou interakci, je těžké vysvětlit, proč mají stejnou teplotu (jsou tepelně ekvilibrovaní). Historicky navrhovaná řešení zahrnovala Vesmír Phoenix Georges Lemaître [31] související oscilační vesmír Richarda Chase Tolmana [32] a svět Mixmaster Charlese Misnera. Lemaître a Tolman navrhli, aby se vesmír procházející řadou cyklů kontrakce a expanze mohl dostat do tepelné rovnováhy. Jejich modely však selhaly kvůli hromadění entropie během několika cyklů. Misner učinil (nakonec nesprávný) domněnku, že mechanismus Mixmaster, který vytvořil Vesmír více chaotické, mohlo by to vést ke statistické homogenitě a izotropii. [29] [33]

Problém plochosti

Problém plochosti se někdy nazývá jedna z Dickeových shod (spolu s problémem kosmologické konstanty). [34] [35] V 60. letech 20. století vyšlo najevo, že hustota hmoty ve vesmíru byla srovnatelná s kritickou hustotou nezbytnou pro plochý vesmír (tj. Vesmír, jehož geometrie ve velkém měřítku je obvyklá euklidovská geometrie, spíše než neeuklidovská hyperbolická nebo sférická geometrie). [36]: 61

Proto bez ohledu na tvar vesmíru nemůže být příspěvek prostorového zakřivení k expanzi vesmíru mnohem větší než příspěvek hmoty. Ale jak se vesmír rozpíná, zakřivení se posouvá pomaleji než hmota a záření. Extrapolováno do minulosti to představuje problém jemného doladění, protože příspěvek zakřivení do vesmíru musí být exponenciálně malý (například o šestnáct řádů nižší než hustota záření při nukleosyntéze velkého třesku). Tento problém se zhoršuje nedávnými pozorováními pozadí kosmického mikrovlnného záření, které ukázaly, že vesmír je plochý v rozmezí několika procent. [37]

Problém magnetického monopolu

Problém magnetického monopolu, někdy nazývaný problém exotických relikvií, říká, že pokud byl raný vesmír velmi horký, velké množství velmi těžkých [ proč? ], byly by vyrobeny stabilní magnetické monopoly. To je problém velkých unifikovaných teorií, které navrhují, aby při vysokých teplotách (například v raném vesmíru) elektromagnetická síla, silné a slabé jaderné síly ve skutečnosti nebyly základními silami, ale vznikají v důsledku spontánní symetrie vylomené z teorie jediného měřidla . [38] Tyto teorie předpovídají řadu těžkých a stabilních částic, které nebyly v přírodě pozorovány. Nejznámější je magnetický monopol, jakýsi stabilní, těžký „náboj“ magnetického pole. [39] [40] Předpokládá se, že monopoly budou hojně vyráběny podle Grand Unified Theories při vysoké teplotě, [41] [42] a měly přetrvávat až do současnosti, a to do té míry, že by se staly primární složkou Vesmír. [43] [44] Nejen, že tomu tak není, ale všechny jejich hledání selhaly, což přísně omezovalo hustotu reliktních magnetických monopolů ve vesmíru. [45] Období inflace, ke kterému dochází pod teplotou, při které mohou být vyráběny magnetické monopoly, by nabídlo možné řešení tohoto problému: monopoly by byly od sebe odděleny, jak se vesmír kolem nich rozpíná, což potenciálně snižuje jejich pozorovanou hustotu o mnoho řádů velikost. I když, jak napsal kosmolog Martin Rees, „Skeptiky exotické fyziky nemusí ohromně zaujmout teoretický argument vysvětlující nepřítomnost částic, které jsou samy o sobě jen hypotetické. Preventivní medicína se může snadno zdát stoprocentně účinná proti nemoci, která existovat!" [46]

Předchůdci

V počátcích obecné relativity zavedl Albert Einstein kosmologickou konstantu, aby umožnil statické řešení, kterým byla trojrozměrná koule s jednotnou hustotou hmoty. Později Willem de Sitter našel vysoce symetrický nafukující se vesmír, který popsal vesmír s kosmologickou konstantou, která je jinak prázdná. [47] Bylo zjištěno, že Einsteinův vesmír je nestabilní a že malé výkyvy způsobují jeho zhroucení nebo přeměnu na de Sitterův vesmír.

Na začátku 70. let si Zeldovich před svou prací všiml plochosti a obzoru kosmologie velkého třesku, kosmologie byla považována za symetrickou z čistě filozofických důvodů. [ Citace je zapotřebí ] V Sovětském svazu vedly tyto a další úvahy Belinského a Khalatnikova k analýze chaotické BKL singularity v obecné relativitě. Misnerův vesmír Mixmaster se pokusil použít toto chaotické chování k vyřešení kosmologických problémů, s omezeným úspěchem.

Falešné vakuum

Na konci 70. let Sidney Coleman použil okamžité techniky vyvinuté Alexandrem Polyakovem a spolupracovníky ke studiu osudu falešného vakua v teorii kvantového pole. Jako metastabilní fáze ve statistické mechanice - voda pod bodem mrazu nebo nad bodem varu - bude kvantové pole potřebovat k vytvoření přechodu dostatečnou nukleaci dostatečně velké bubliny nového vakua, nové fáze. Coleman našel nejpravděpodobnější cestu rozpadu vakuového rozpadu a vypočítal inverzní životnost na jednotku objemu. Nakonec poznamenal, že gravitační účinky budou významné, ale tyto účinky nevypočítal a výsledky nepoužil na kosmologii.

Vesmír mohl být spontánně vytvořen z ničeho (žádný prostor, čas ani hmota) kvantovými fluktuacemi metastabilního falešného vakua, které způsobily rozpínající se bublinu skutečného vakua. [48]

Starobinsky inflace

V Sovětském svazu Alexej Starobinsky poznamenal, že kvantové korekce obecné relativity by měly být pro raný vesmír důležité. Ty obecně vedou ke korekcím na druhou mocninu zakřivení Einstein-Hilbertovy akce a formě F(R) upravená gravitace. Řešení Einsteinových rovnic za přítomnosti zakřivení na druhou, když jsou křivky velké, vede k efektivní kosmologické konstantě. Proto navrhl, aby raný vesmír prošel inflační de Sitterovou érou. [49] To vyřešilo kosmologické problémy a vedlo ke konkrétním předpovědím pro korekce mikrovlnného záření na pozadí, korekce, které byly poté vypočítány podrobně. Starobinsky použil akci

což odpovídá potenciálu

v Einsteinově rámci. To má za následek pozorovatelnosti: n s = 1 - 2 N, r = 12 N 2. < displaystyle n_= 1 - < frac <2>>, quad quad r = < frac <12>>>.> [50]

Monopole problém

V roce 1978 Zeldovich zaznamenal monopolní problém, který byl jednoznačnou kvantitativní verzí problému horizontu, tentokrát v podpolí částicové fyziky, což vedlo k několika spekulativním pokusům o jeho vyřešení. V roce 1980 si Alan Guth uvědomil, že falešný vakuový rozpad v raném vesmíru by tento problém vyřešil, což ho vedlo k návrhu skalární inflace. Scénáře Starobinskyho a Guth předpovídaly počáteční de Sitterovu fázi, lišící se pouze mechanickými detaily.

Rané inflační modely

Guth navrhl inflaci v lednu 1981, aby vysvětlil neexistenci magnetických monopolů [51] [52], byl to Guth, kdo vytvořil termín „inflace“. [53] Starobinsky současně tvrdil, že kvantové korekce gravitace nahradí počáteční singularitu vesmíru exponenciálně se rozšiřující de Sitterovou fází. [54] V říjnu 1980 Demosthenes Kazanas navrhl, že exponenciální expanze by mohla eliminovat horizont částic a možná vyřešit problém horizontu, [55] [56], zatímco Sato navrhl, že exponenciální expanze by mohla eliminovat stěny domén (jiný druh exotické relikvie). [57] V roce 1981 Einhorn a Sato [58] zveřejnili model podobný Guthovi a ukázali, že vyřeší záhadu magnetické monopolní hojnosti v Grand Unified Theories.Stejně jako Guth došli k závěru, že takový model vyžaduje nejen jemné doladění kosmologické konstanty, ale pravděpodobně by vedl k příliš zrnitému vesmíru, tj. K velkým změnám hustoty vyplývajícím ze srážek bublinové stěny.

Guth navrhl, že když se raný vesmír ochladil, byl uvězněn ve falešném vakuu s vysokou hustotou energie, která se podobala kosmologické konstantě. Když se velmi raný vesmír ochladil, byl uvězněn v metastabilním stavu (byl podchlazen), ze kterého se mohl rozpadnout pouze procesem nukleace bublin pomocí kvantového tunelování. Bubliny skutečného vakua se spontánně tvoří v moři falešného vakua a rychle se začínají rozpínat rychlostí světla. Guth uznal, že tento model je problematický, protože se model nehřívá správně: když bubliny nukleovaly, negenerovaly žádné záření. Záření bylo možné generovat pouze při srážkách mezi bublinovými stěnami. Pokud však inflace trvala dostatečně dlouho na to, aby se vyřešily problémy s počátečními podmínkami, střety mezi bublinami se staly mimořádně vzácnými. V jakékoli kauzální náplasti je pravděpodobné, že by nukleovala pouze jedna bublina.

. Kazanas (1980) nazval tuto fázi raného vesmíru „de Sitterovou fází“. Název „inflace“ dal Guth (1981). . Sám Guth se o práci Kazanase nezmínil, dokud nepublikoval knihu na toto téma pod názvem „Inflační vesmír: hledání nové teorie kosmického původu“ (1997), kde se omlouvá za to, že neodkázal na práci Kazanase a dalších souvisejících s inflací. [59]

Pomalé nafukování

Problém s kolizí bublin řešili Linde [60] a nezávisle Andreas Albrecht a Paul Steinhardt [61] v modelu s názvem nová inflace nebo zpomalení inflace (Guthův model se poté stal známým jako stará inflace). V tomto modelu namísto tunelování ze stavu falešného vakua došlo k inflaci skalárním polem, které se valilo z kopce potenciální energie. Když se pole valí velmi pomalu ve srovnání s expanzí vesmíru, dochází k inflaci. Když však bude kopec strmější, nafouknutí skončí a může dojít k opětovnému zahřátí.

Účinky asymetrií

Nakonec se ukázalo, že nová inflace nevytváří dokonale symetrický vesmír, ale že v inflatu jsou vytvářeny kvantové fluktuace. Tyto výkyvy tvoří prvotní semena pro všechny struktury vytvořené v pozdějším vesmíru. [62] Tyto fluktuace nejprve vypočítali Viatcheslav Mukhanov a G. V. Chibisov při analýze Starobinského podobného modelu. [63] [64] [65] V kontextu inflace byly vypracovány nezávisle na práci Mukhanova a Chibisova na třítýdenním Nuffield Workshopu o velmi raném vesmíru z roku 1982 na Cambridgeské univerzitě. [66] Výkyvy byly vypočítány čtyřmi skupinami, které v průběhu semináře pracovaly samostatně: Stephen Hawking [67] Starobinsky [68] Guth a So-Young Pi [69] a Bardeen, Steinhardt a Turner. [70]

Inflace je mechanismus k realizaci kosmologického principu, který je základem standardního modelu fyzikální kosmologie: odpovídá za homogenitu a izotropii pozorovatelného vesmíru. Kromě toho odpovídá za pozorovanou plochost a nepřítomnost magnetických monopolů. Od Guthovy rané práce dostalo každé z těchto pozorování další potvrzení, nejpůsobivěji podrobnými pozorováními kosmického mikrovlnného pozadí provedenými Planckovou sondou. [71] Tato analýza ukazuje, že vesmír je plochý do 0,5 procenta a že je homogenní a izotropní k jedné části ze 100 000.

Inflace předpovídá, že struktury viditelné ve vesmíru se dnes formovaly gravitačním kolapsem poruch, které vznikly jako kvantově mechanické fluktuace v inflační epochě. Podrobná podoba spektra poruch, nazývaná Gaussovo náhodné pole téměř neměnné, je velmi specifická a má pouze dva volné parametry. Jedním z nich je amplituda spektra a spektrální index, která měří nepatrnou odchylku od invariance měřítka předpovězenou inflací (invariance dokonalého měřítka odpovídá idealizovanému de Sitterovu vesmíru). [72] Dalším volným parametrem je poměr tenzoru ke skaláru. Nejjednodušší inflační modely, které nemají jemné doladění, předpovídají poměr tenzoru ke skaláru blízko 0,1. [73]

Inflace předpovídá, že pozorované poruchy by měly být ve vzájemné tepelné rovnováze (tyto se nazývají adiabatický nebo isentropic poruchy). Tuto strukturu rušení potvrdily kosmické lodě Planck, WMAP a další experimenty na kosmickém mikrovlnném pozadí (CMB) a průzkumy galaxií, zejména probíhající průzkum Sloan Digital Sky Survey. [74] Tyto experimenty ukázaly, že jedna část ze 100 000 pozorovaných nehomogenit má přesně formu předpovězenou teorií. Existují důkazy o mírné odchylce od měřítkové invariance. The spektrální index, ns je jedno pro škálovatelné Harrison – Zel'dovichovo spektrum. Nejjednodušší inflační modely to předpovídají ns je mezi 0,92 a 0,98. [75] [73] [76] [77] Toto je rozsah, který je možný bez jemného doladění parametrů souvisejících s energií. [76] Z Planckových údajů lze odvodit, že ns= 0,968 ± 0,006, [71] [78] a poměr tenzoru ke skaláru, který je menší než 0,11. Ty jsou považovány za důležité potvrzení teorie inflace. [17]

Byly navrženy různé teorie inflace, které vytvářejí radikálně odlišné předpovědi, ale obecně mají mnohem jemnější doladění, než by mělo být nutné. [75] [73] Jako fyzický model je však inflace nejcennější v tom, že robustně předpovídá počáteční podmínky vesmíru na základě pouze dvou nastavitelných parametrů: spektrálního indexu (který se může měnit jen v malém rozsahu) a amplituda poruch. S výjimkou vymyšlených modelů to platí bez ohledu na to, jak je inflace realizována ve fyzice částic.

Občas jsou pozorovány účinky, které se zdají být v rozporu s nejjednoduššími modely inflace. Data WMAP z prvního roku naznačovala, že spektrum nemusí být téměř invariantní vůči měřítku, ale místo toho může mít mírné zakřivení. [79] Údaje ze třetího roku však odhalily, že účinek byl statistickou anomálií. [17] Další efekt zaznamenaný od prvního družice kosmického mikrovlnného pozadí, průzkumník kosmického pozadí, spočívá v tom, že amplituda kvadrupólového momentu CMB je neočekávaně nízká a zdá se, že ostatní nízké multipóly jsou přednostně vyrovnány s ekliptickou rovinou. Někteří tvrdili, že se jedná o podpis jiné než Gaussianity, což je v rozporu s nejjednoduššími modely inflace. Jiní navrhli, že účinek může být způsoben jinou novou fyzikou, kontaminací v popředí nebo dokonce zkreslením publikací. [80]

Probíhá experimentální program k dalšímu testování inflace pomocí přesnějších měření CMB. Zejména vysoká přesnost měření takzvaných „režimů B“ polarizace záření pozadí by mohla poskytnout důkaz o gravitačním záření produkovaném inflací a mohla by také ukázat, zda energetická stupnice inflace předpovídaná nejjednoduššími modely ( 10 15 –10 16 GeV) je správné. [73] [76] V březnu 2014 tým BICEP2 oznámil, že byla prokázána polarizace CMB v B-režimu CMB. Tým oznámil, že poměr tenzoru k skalárnímu výkonu se pohyboval mezi 0,15 a 0,27 (při absenci inflace se očekává odmítnutí nulové hypotézy 0). [81] Dne 19. června 2014 však byla oznámena snížená důvěra v potvrzení nálezů [82] [83] [84] dne 19. září 2014, bylo hlášeno další snížení důvěry [85] [86] a 30. ledna 2015 byla hlášena ještě menší důvěra. [87] [88] Do roku 2018 další údaje naznačují s 95% jistotou, že je 0,06 nebo nižší: v souladu s nulovou hypotézou, ale stále také v souladu s mnoha zbývajícími modely inflace. [81]

Další potenciálně podpůrná měření se očekávají od kosmické lodi Planck, i když není jasné, zda bude signál viditelný, nebo zda bude překážet kontaminace ze zdrojů v popředí. [89] Další nadcházející měření, například měření 21 centimetrového záření (záření emitované a absorbované z neutrálního vodíku před vytvořením prvních hvězd), mohou měřit výkonové spektrum s ještě větším rozlišením než průzkumy CMB a galaxií, i když není známo jestli budou tato měření možná nebo jestli bude interference s rádiovými zdroji na Zemi a v galaxii příliš velká. [90]

Je teorie kosmologické inflace správná, a pokud ano, jaké jsou podrobnosti této epochy? Co je hypotetické inflatonové pole, které vede k inflaci?

V Guthově počátečním návrhu se předpokládalo, že inflaton je Higgsovo pole, pole vysvětlující hmotnost elementárních částic. [52] Někteří nyní věří, že inflaton nemůže být Higgsovým polem [91], ačkoli nedávný objev Higgsova bosonu zvýšil počet prací, které Higgsovo pole považují za inflaton. [92] Jedním z problémů této identifikace je současné napětí s experimentálními daty v elektroslabém měřítku [93], které je v současné době studováno na Large Hadron Collider (LHC). Další modely inflace se spoléhaly na vlastnosti Grand Unified Theories. [61] Jelikož nejjednodušší modely velkého sjednocení selhaly, mnoho fyziků si nyní myslí, že inflace bude zahrnuta v supersymetrické teorii, jako je teorie strun nebo supersymetrická velká sjednocená teorie. Zatímco v současnosti se inflaci rozumí především její podrobné předpovědi počátečních podmínek pro horký raný vesmír, fyzika částic je do značné míry ad hoc modelování. Přestože předpovědi inflace byly v souladu s výsledky pozorovacích testů, zůstává mnoho otevřených otázek.

Dolaďovací problém

Jednou z nejzávažnějších výzev pro inflaci je potřeba jemného doladění. V nové inflaci pomalé otáčky musí být splněno, aby došlo k inflaci. Podmínky pomalého pohybu říkají, že potenciál inflatu musí být plochý (ve srovnání s velkou vakuovou energií) a že částice inflatu musí mít malou hmotnost. [ je zapotřebí objasnění ] [94] Nová inflace vyžaduje, aby vesmír měl skalární pole se zvláště plochým potenciálem a speciálními počátečními podmínkami. Bylo však navrženo vysvětlení těchto jemných úprav. Například klasicky škálované invariantní polní teorie, kde je škálová invariance narušena kvantovými efekty, poskytují vysvětlení plochosti inflačních potenciálů, pokud lze teorii studovat pomocí teorie poruch. [95]

Linde navrhl teorii známou jako chaotická inflace ve kterém navrhl, že podmínky pro inflaci byly ve skutečnosti uspokojeny celkem obecně. K inflaci dojde prakticky v každém vesmíru, který začíná v chaotickém stavu s vysokou energií, který má skalární pole s neomezenou potenciální energií. [96] Ve svém modelu však pole inflaton nutně nabývá hodnot větších než jedna Planckova jednotka: z tohoto důvodu se často nazývají velké pole Modely a konkurenční nové inflační modely se nazývají malé pole modely. V této situaci jsou předpovědi teorie účinného pole považovány za neplatné, protože renormalizace by měla způsobit velké korekce, které by mohly zabránit inflaci. [97] Tento problém dosud nebyl vyřešen a někteří kosmologové tvrdí, že modely malého pole, ve kterých může dojít k inflaci v mnohem menším energetickém měřítku, jsou lepšími modely. [98] Zatímco inflace závisí na teorii kvantového pole (a semiklasické aproximaci kvantové gravitace) důležitým způsobem, nebyla s těmito teoriemi zcela sladěna.

Brandenberger komentoval jemné doladění v jiné situaci. [99] Amplituda prvotních nehomogenit produkovaných při inflaci je přímo svázána s energetickou stupnicí inflace. Doporučuje se, aby tato stupnice byla přibližně 10 16 GeV nebo 10–3krát Planckova energie. Přirozená stupnice je naivní Planckova stupnice, takže na tuto malou hodnotu lze pohlížet jako na další formu jemného doladění (tzv. Problém hierarchie): hustota energie daná skalárním potenciálem je ve srovnání s Planckovou hustotou nižší o 10–12. To se obvykle nepovažuje za kritický problém, protože míra inflace přirozeně odpovídá míře sjednocení měřidla.

Věčná inflace

V mnoha modelech inflační fáze rozpínání vesmíru trvá věčně alespoň v některých oblastech vesmíru. K tomu dochází, protože nafukování oblastí se velmi rychle rozšiřuje a reprodukuje se. Pokud není rychlost rozpadu do fáze nenafukování dostatečně rychlá, nové oblasti nafukování se vytvářejí rychleji než oblasti nafukování. V takových modelech se většina objemu vesmíru neustále nafukuje v kteroukoli danou dobu.

Všechny modely věčné inflace produkují nekonečný, hypotetický multivesmír, obvykle fraktál. Teorie multiverse vytvořila ve vědecké komunitě významné neshody ohledně životaschopnosti inflačního modelu.

Paul Steinhardt, jeden z původních architektů inflačního modelu, představil první příklad věčné inflace v roce 1983. [100] Ukázal, že inflace může pokračovat navždy tím, že vytvoří bubliny neinflačního prostoru naplněného horkou hmotou a zářením obklopeným prázdné místo, které se nadále nafukuje. Bubliny nemohly růst dostatečně rychle, aby držely krok s inflací. Později téhož roku Alexander Vilenkin ukázal, že věčná inflace je obecná. [101]

I když nová inflace klasicky valí potenciál, kvantové výkyvy jej někdy mohou zvednout na předchozí úrovně. Tyto oblasti, ve kterých inflaton kolísá nahoru, se rozšiřují mnohem rychleji než oblasti, ve kterých má inflaton nižší potenciální energii, a mají tendenci dominovat, pokud jde o fyzický objem. Ukázalo se, že jakákoli inflační teorie s neomezeným potenciálem je věčná. Existují známé věty, že tento ustálený stav nemůže pokračovat navždy do minulosti. Inflační časoprostor, který je podobný de Sitterovu prostoru, je bez smluvní oblasti neúplný. Na rozdíl od de Sitterova prostoru se však fluktuace ve smršťujícím se inflačním prostoru zhroutí a vytvoří gravitační singularitu, bod, kde se hustoty stanou nekonečnými. Proto je nutné mít teorii pro počáteční podmínky vesmíru.

Ve věčné inflaci mají regiony s inflací exponenciálně rostoucí objem, zatímco regiony, které se nenafukují, nikoli. To naznačuje, že objem nafukující se části vesmíru v globálním obrazu je vždy nepředstavitelně větší než ta část, která přestala nafukovat, i když inflace nakonec končí, jak to vidí každý předinflační pozorovatel. Vědci se neshodují v tom, jak této hypotetické antropické krajině přiřadit rozdělení pravděpodobnosti. Pokud se pravděpodobnost různých regionů počítá podle objemu, mělo by se očekávat, že inflace nikdy neskončí, nebo pokud použijeme okrajové podmínky, které pro její pozorování existuje místní pozorovatel, skončí inflace co nejpozději.

Někteří fyzici věří, že tento paradox lze vyřešit vážením pozorovatelů podle jejich předinflačního objemu. Jiní se domnívají, že paradox neexistuje řešení a že multivesmír je kritickou chybou inflačního paradigmatu. Paul Steinhardt, který jako první představil věčný inflační model, [100] se z tohoto důvodu později stal jedním z jeho nejhlasitějších kritiků. [102] [103] [104]

Počáteční podmínky

Někteří fyzici se pokusili vyhnout problému počátečních podmínek tím, že navrhli modely pro věčně se nafukující vesmír bez původu. [105] [106] [107] Tyto modely navrhují, že zatímco se vesmír v největších měřítcích exponenciálně rozšiřuje, byl, je a vždy bude, prostorově nekonečný a existoval a bude existovat navždy.

Další návrhy se pokoušejí popsat ex nihilo stvoření vesmíru na základě kvantové kosmologie a následující inflace. Vilenkin navrhl jeden takový scénář. [101] Hartle a Hawking nabídli bezhraniční návrh počátečního stvoření vesmíru, ve kterém inflace probíhá přirozeně. [108] [109] [110]

Guth popsal inflační vesmír jako „konečný oběd zdarma“: [111] [112] nové vesmíry, podobné tomu našemu, jsou neustále vytvářeny v obrovském nafukujícím se pozadí. Gravitační interakce v tomto případě obcházejí (ale neporušují) první zákon termodynamiky (úspora energie) a druhý zákon termodynamiky (entropie a problém šípu času). I když panuje shoda, že to vyřeší problém počátečních podmínek, někteří to popírali, protože je mnohem pravděpodobnější, že vesmír vznikl kvantovou fluktuací. Don Page byl kvůli této anomálii otevřeným kritikem inflace. [113] Zdůraznil, že termodynamická šipka času vyžaduje počáteční podmínky s nízkou entropií, což by bylo vysoce nepravděpodobné. Podle nich spíše než řešení tohoto problému to inflační teorie zhoršuje - ohřev na konci inflační éry zvyšuje entropii, takže je nutné, aby počáteční stav vesmíru byl ještě řádnější než v jiných teoriích velkého třesku s žádná fáze inflace.

Hawking a Page později našli nejednoznačné výsledky, když se pokoušeli vypočítat pravděpodobnost inflace v počátečním stavu Hartle-Hawkinga. [114] Jiní autoři tvrdí, že jelikož je inflace věčná, na pravděpodobnosti nezáleží, pokud není přesně nula: jakmile začne, inflace se bude udržovat sama a rychle bude vládnout vesmíru. [5] [115]: 223–225 Albrecht a Lorenzo Sorbo však tvrdili, že pravděpodobnost inflačního kosmu, shodná s dnešními pozorováními, vznikající náhodnou fluktuací z nějakého již existujícího stavu, je mnohem vyšší než pravděpodobnost inflační vesmír. Je to proto, že „počáteční“ množství gravitační energie potřebné pro inflační vesmír je mnohem menší než pro neinflační alternativu, která převažuje nad všemi entropickými úvahami. [116]

Dalším problémem, který byl občas zmíněn, je trans-Planckianův problém nebo trans-Planckianovy efekty. [117] Jelikož energetická stupnice inflace a Planckova stupnice jsou si relativně blízké, byly některé z kvantových výkyvů, které tvořily strukturu v našem vesmíru, menší než Planckova délka před inflací. Proto by měly existovat opravy z fyziky Planckova měřítka, zejména neznámá kvantová teorie gravitace. Nějaká neshoda přetrvává ohledně rozsahu tohoto efektu: o tom, zda je to jen na prahu detekovatelnosti nebo zcela nezjistitelné. [118]

Hybridní inflace

Jiný druh inflace, tzv hybridní inflace, je rozšířením nové inflace. Zavádí další skalární pole, takže zatímco jedno ze skalárních polí je zodpovědné za normální pomalou inflaci, další spouští konec inflace: když inflace pokračuje dostatečně dlouho, stane se příznivé pro druhé pole, aby se rozpadlo na mnohem nižší energetický stav. [119]

V hybridní inflaci je jedno skalární pole zodpovědné za většinu energetické hustoty (tedy určuje rychlost expanze), zatímco jiné je zodpovědné za pomalý pohyb (čímž určuje období inflace a jeho ukončení). Výkyvy v prvním inflaci by tedy neměly vliv na ukončení inflace, zatímco výkyvy v druhém inflaci by neměly mít vliv na rychlost expanze. Hybridní inflace proto není věčná. [120] [121] Když druhý (pomalu se valící) inflaton dosáhne dna svého potenciálu, změní polohu minima potenciálu prvního inflatonu, což vede k rychlému sražení inflatonu po jeho potenciálu, což vede k ukončení inflace.

Vztah k temné energii

Temná energie je zhruba podobná inflaci a předpokládá se, že způsobuje zrychlení expanze dnešního vesmíru. Energetická stupnice temné energie je však mnohem nižší, 10–12 GeV, což je zhruba o 27 řádů méně než měřítko inflace.

Inflace a strunová kosmologie

Objev zhutnění toku otevřel cestu ke sladění inflace a teorie strun. [122] Jeřábová inflace naznačuje, že inflace vzniká pohybem D-bran [123] ve zhutněné geometrii, obvykle směrem k hromadě anti-D-bran. Tato teorie se řídí Akce Dirac-Born-Infeldse liší od běžné inflace. Dynamika není zcela pochopena. Ukazuje se, že jsou nutné zvláštní podmínky, protože k inflaci dochází při tunelování mezi dvěma vakuami v strunové krajině. Proces tunelování mezi dvěma vakuami je formou staré inflace, k nové inflaci pak musí dojít nějakým jiným mechanismem.

Inflace a smyčková kvantová gravitace

Při zkoumání účinků teorie smyčkové kvantové gravitace na kosmologii se vyvinul model smyčkové kvantové kosmologie, který poskytuje možný mechanismus pro kosmologickou inflaci. Smyčková kvantová gravitace předpokládá kvantovaný časoprostor. Pokud je hustota energie větší, než je možné udržet kvantovaným časoprostorem, předpokládá se, že se odrazí zpět. [124]

Pokročilé byly i další modely, o nichž se tvrdí, že vysvětlují některá nebo všechna pozorování řešená inflací.

Velký odskok

Hypotéza velkého odrazu se pokouší nahradit kosmickou singularitu kosmickou kontrakcí a odrazem, čímž vysvětlí počáteční podmínky, které vedly k velkému třesku. [125] Problémy rovinnosti a obzoru jsou přirozeně vyřešeny v Einstein-Cartan-Sciama-Kibbleově teorii gravitace, aniž by bylo zapotřebí exotické formy hmoty nebo volných parametrů. [126] [127] Tato teorie rozšiřuje obecnou relativitu odstraněním omezení symetrie afinního spojení a jeho antisymetrickou část, torzní tenzor, považuje za dynamickou proměnnou. Minimální vazba mezi torzními a Diracovými spinory generuje spin-spin interakci, která je významná u fermionové hmoty při extrémně vysokých hustotách. Taková interakce odvrací nefyzickou singularitu velkého třesku a nahrazuje ji špičatým odrazem při konečném minimálním měřítku, před kterým se vesmír smršťoval. Rychlá expanze bezprostředně po Velkém odrazu vysvětluje, proč se současný vesmír v největších měřítcích jeví prostorově plochý, homogenní a izotropní. Jak hustota vesmíru klesá, účinky kroucení zeslábnou a vesmír plynule vstupuje do éry, kde dominuje záření.

Ekpyrotické a cyklické modely

Ekpyrotické a cyklické modely jsou také považovány za doplňky inflace. Tyto modely řeší problém obzoru prostřednictvím rozšiřující se epochální studny před velký třesk, a poté generovat požadované spektrum poruch prvotní hustoty během kontrakční fáze vedoucí k velké krizi. Vesmír prochází Velkou krizí a vystupuje v horké fázi velkého třesku. V tomto smyslu připomínají oscilační vesmír Richarda Chace Tolmana v Tolmanově modelu, avšak celkový věk vesmíru je nutně konečný, zatímco u těchto modelů tomu tak nemusí být. Zda lze vytvořit správné spektrum fluktuací hustoty a zda může vesmír úspěšně procházet přechodem Velkého třesku / Velké krize, zůstává předmětem kontroverzí a současného výzkumu. Ekpyrotické modely se vyhýbají problémům s magnetickými monopoly, pokud teplota na přechodu Big Crunch / Big Bang zůstává pod Velkou jednotnou stupnicí, protože to je teplota nutná k výrobě magnetických monopolů. Za současného stavu neexistují žádné důkazy o „zpomalení“ expanze, ale to není překvapující, protože se očekává, že každý cyklus bude trvat řádově bilion let.

Kosmologie strunného plynu

Teorie strun vyžaduje, aby kromě tří pozorovatelných prostorových dimenzí existovaly další dimenze, které jsou zvlněné nebo zhutněné (viz také Kaluza-Kleinova teorie). Extra dimenze se objevují jako častá součást supergravitačních modelů a dalších přístupů ke kvantové gravitaci. To vyvolalo podmíněnou otázku, proč se čtyři časoprostorové dimenze zvětšily a zbytek se stal nepozorovatelně malým. Volal pokus o řešení této otázky kosmologie strunového plynu, navrhli Robert Brandenberger a Cumrun Vafa. [128] Tento model se zaměřuje na dynamiku raného vesmíru považovaného za horký plyn řetězců. Brandenberger a Vafa ukazují, že dimenze časoprostoru se může rozšířit, pouze pokud se řetězce, které se kolem ní vinou, mohou navzájem účinně vyhladit. Každý řetězec je jednorozměrný objekt a největší počet rozměrů, ve kterých se dva řetězce obecně protnou (a pravděpodobně zničí), je tři. Proto je nejpravděpodobnější počet nekompaktních (velkých) prostorových rozměrů tři. Současná práce na tomto modelu se soustředí na to, zda může uspět ve stabilizaci velikosti zhuštěných rozměrů a produkovat správné spektrum poruch prvotní hustoty. [129] Původní model „nevyřešil problémy entropie a plochosti standardní kosmologie“ [130], ačkoli Brandenburger a spoluautoři později tvrdili, že tyto problémy lze eliminovat implementací strunové plynové kosmologie v kontextu scénáře skákacího vesmíru. [131] [132]

Různé C

Byly navrženy kosmologické modely využívající proměnnou rychlost světla, aby vyřešily problém obzoru a poskytly alternativu ke kosmické inflaci. V modelech VSL základní konstanta C, označující rychlost světla ve vakuu, je v raném vesmíru větší než jeho současná hodnota, což účinně zvyšuje horizont částic v době oddělení dostatečně, aby odpovídal pozorované izotropii CMB.

Od svého zavedení Alanem Guthem v roce 1980 se inflační paradigma stalo široce přijímaným. Mnoho fyziků, matematiků a filozofů vědy nicméně vyjádřilo kritiku, když tvrdilo, že je nelze předvídat a že nemá vážnou empirickou podporu. [5] V roce 1999 John Earman a Jesús Mosterín publikovali důkladný kritický přehled inflační kosmologie a došli k závěru, „nemyslíme si, že dosud existují dobré důvody pro přijetí jakéhokoli z modelů inflace do standardního jádra kosmologie . “ [6]

Aby fungoval, a jak zdůraznil Roger Penrose od roku 1986, vyžaduje inflace své vlastní extrémně specifické počáteční podmínky, aby nebyl vyřešen problém (nebo pseudoproblém) počátečních podmínek: „Existuje něco zásadně mylného snažit se vysvětlit uniformitu raného vesmíru vyplývající z procesu termalizace. [.] Neboť pokud termalizace ve skutečnosti něco dělá [.], pak to představuje definitivní zvýšení entropie. Vesmír by tedy byl ještě více speciální před termalizací než po. “ [133] Problém konkrétních nebo „vyladěných“ počátečních podmínek by nebyl vyřešen, zhoršil by se. Na konferenci v roce 2015 Penrose prohlásil, že „inflace není padělatelná, je padělaná. [.] BICEP odvedl skvělou službu tím, že vyřadil všechny inflační ostrůvky z jejich ulity a dal jim černé oko.“ [7]

Opakující se kritika inflace spočívá v tom, že vyvolané inflatonové pole neodpovídá žádnému známému fyzickému poli a že jeho křivka potenciální energie se jeví jako ad hoc lstí umožňující pojmout téměř všechna dostupná data. Paul Steinhardt, jeden ze zakladatelů inflační kosmologie, se nedávno stal jedním z jeho nejostřejších kritiků. „Špatnou inflaci“ nazývá obdobím zrychlené expanze, jejíž výsledek je v rozporu s pozorováními, a „dobrou inflací“, která je s nimi slučitelná: „Nejen, že špatná inflace je pravděpodobnější než dobrá inflace, ale žádná inflace není pravděpodobnější než jedno [.] Roger Penrose uvažoval o všech možných konfiguracích inflatonů a gravitačních polí. Některé z těchto konfigurací vedou k inflaci [.] Jiné konfigurace vedou k jednotnému a plochému vesmíru přímo - bez inflace. Získání plochého vesmíru je celkově nepravděpodobné. Šokující závěr Penrose, ačkoli, bylo to, že získání plochého vesmíru bez inflace je mnohem pravděpodobnější než s inflací - faktorem 10 na googolovou (10 na 100) moc! “ [5] [115] Spolu s Annou Ijjasovou a Abrahamem Loebem psal články, v nichž tvrdí, že inflační paradigma je vzhledem k údajům z Planckova satelitu v potížích. [134] [135] Protiargumenty předložili Alan Guth, David Kaiser a Yasunori Nomura [136] a Andrei Linde, [137] a uvedli, že „kosmická inflace má silnější postavení než kdykoli předtím“. [136]


Jak může rozpínající se vesmír vypadat homogenně?

Myslím, že při dosažení tohoto závěru je brán v úvahu vývoj vesmíru.

Vesmír vypadá stejně bez ohledu na to, kterým směrem se díváme. Při pohledu dále vypadá vesmír jinak - ale stejně vypadá jinak bez ohledu na to, jakým směrem se díváme.

Možná mi chybí tvůj názor.

To však nebyla vaše původní otázka. Vaše původní otázka byla, zda je nekonzistentní mít nehomogenitu na minulém lightconu a homogenitu na prostorových řezech (není).

To však nebyla vaše původní otázka. Vaše původní otázka byla, zda je nekonzistentní mít nehomogenitu na minulém lightconu a homogenitu na prostorových řezech (není).

Obě tvrzení jsou správná, ačkoli & quot; homogenita & quot; je poněkud zavádějící způsob popisu pozorování B). To, co pozorujeme, jak postupujeme dále a dále podél našeho minulého světelného kuželu, je lépe popsáno jako „časově dále v minulosti“ než „zvětšující se vzdálenosti“ a skutečnost, že pozorovaná hustota se zvyšuje, jak jdeme dále podél našeho minulého světelného kuželu, znamená, že vesmír byl hustší v minulosti.

S touto výhradou je pozorování B) zřejmé (uvedli jste to sami v OP). A není tak zřejmé, ale vyplývá to ze sledované izotropie, která je součástí pozorování B) (vidíme stejné chování hustoty ve všech směrech). Pokud by vesmír nebyl homogenní v daném & quot; okamžitém & quot; kosmologickém čase (více technicky, na daném vesmírném řezu konstantního kosmologického času), neočekávali bychom, že uvidíme izotropní chování hustoty, když se podíváme zpět na náš minulý světelný kužel.

Uveďte prosím odkaz.
Homogenita je předpoklad, i když rozumný. Přímým pozorováním nemůžete ukázat, že vesmír je homogenní. (Dalo by se odvodit, že to, co vidíte, se bude vyvíjet v podstatě k tomu, co vidíte lokálně v současnosti, pozorováním svého minulého světelného kužele a použitím svých znalostí GR a toho, jak se chová hmota).

Ano, souhlasím, není to jistý závěr. Ale myslím, že je to věrohodný závěr.

Cituji jednoho fyzika částic,

& quotNa základě pozorování a druhého zákona termodynamiky víme, že na počátku vesmíru bylo množství zvané entropie extrémně nízké a od té doby se zvyšuje. Entropii lze považovat za míru poruchy nebo náhodnosti. Nízká entropie začínající v našem vesmíru znamená, že původ velkého třesku nebyl chaotickou událostí, ale byl vysoce uspořádaný & quot

Pokud vesmír pneumatik začal z jedinečného vysoce uspořádaného stavu s extrémně nízkou entropií. Pak všechno všude začalo ve velmi podobném počátečním stavu. A kdyby všechno všude začalo v extrémně podobných státech. Nečekali bychom, že se vše bude vyvíjet směrem k podobným státům?

Je možné, že homogenita homogenity a izotropie kosmického mikrovlnného záření na pozadí? pouze odráží počáteční. Stav nízké entropie?

Myslím, že zde byla zodpovězena -

Takže chápu, že jít vpřed v čase směrem k hypotetické velké krizi není analogické jako jít zpět v čase směrem k Velkému třesku.


V budoucnu směrem k velké krizi se zvyšují hustoty, hustoty energie, teploty a entropie. Jako kompresní zdvih motoru automobilu.

Zatímco jde zpět v čase směrem k Velkému třesku. Ačkoli hustota a teplota hmoty a energie stoupají, entropie klesá.

Co to vůbec znamená? Jak můžete mít vysokou teplotu a nízkou entropii?

Jediná věc, na kterou si myslím, je nějaký druh Fermiho tekutiny s nulovým Kelvinem. Který, i když nemá žádnou teplotu? Přesto podle zásady vyloučení. Fermi & quotsurface & quot z Fermi & quotsea & quot Udržuje obsazené státy mají velmi vysokou energii ??

Co přesně je ultra vysoká teplota a zároveň extrémně nízká entropie ??

Vzhledem k tomu, že vesmír je čím dál uniformnější - čím dál tím méně shluknutý - jak se vracíte směrem k Velkému třesku. Snížení entropie v důsledku této extrémní uniformity více než kompenzuje zvýšení entropie v důsledku vyšší hustoty a teploty.

Pokud by se vesmír zhroutil do velké krize, nebylo by to stejné, vesmír by se stále zhroutil gravitačně více zhrouceně.

@phinds @PeterDonis Díky, obě. Moje intuice k tomu jsou jasně cestou z rána.

Vzpomínám si z jiného vlákna, které mi Peter vysvětlil, že v přítomnosti gravitace je shlukování stavem vysoké entropie, protože existuje mnohem pravděpodobnější shlukující se stav než stav neshlukovaný, což mi v té době dávalo dokonalý smysl (a stále to dělá) ).

Vzhledem k tomu, že vesmír je čím dál uniformnější - čím dál tím méně shluknutý - jak se vracíte směrem k Velkému třesku. Snížení entropie v důsledku této extrémní uniformity více než kompenzuje zvýšení entropie v důsledku vyšší hustoty a teploty.

Pokud by se vesmír zhroutil do velké krize, nebylo by to stejné, vesmír by se stále zhroutil gravitačně více zhrouceně.

Takže diskutujete o zhroucení hvězd ??

když se hvězdy gravitačně zhroutí, jejich interiéry se zahřívají na miliony a zesilují miliardy stupňů (T), i když ztrácejí teplo?

vzhledem k tomu, že okolní prostředí je mnohem chladnější (t), takže když absorbuje všechno toto teplo, je jeho nárůst entropie větší?

dS_net = dS + dS * = dQ (1 / t -1 / T) & gt 0

Nechápu, jak může dS = dQ / T popsat systém, kde je entropie silně ovlivněna gravitací.

Pokud mám své koncepty na úrovni B rovné, vezmeme-li v úvahu systém obsahující neutronovou hvězdu a nic jiného, ​​s relativně velkou hranicí (řekněme jeden světelný rok), tento systém má velmi vysokou entropii, protože je ve velmi pravděpodobném stavu vzhledem k tomu, že gravitace je shlukování všech částic dohromady, jak by se dalo očekávat. Pokud by v tomto systému s průměrem jednoho světelného roku nebyla žádná gravitace, pak by entropie byla, myslím, velmi nízká, protože pouze s ohledem na tepelné interakce a žádnou gravitaci je velmi nepravděpodobné (pravděpodobně žádný mechanismus, který by měl dokonce takovou konfiguraci), že všechny částice by skončily seskupeny dohromady tak těsně jako částice neutronové hvězdy.

Takže pokusit se pochopit dS = dQ / T v systému, kde je entropie velmi ovlivněna gravitací, nemusí fungovat - zdá se, že chybí nějaké potřebné modelování. Vyzkoušel jsem několik vyhledávání Google, ale nenašel jsem nic, co by vypadalo jako to, co si představuji.


Nastala vesmírná inflace všude ve vesmíru?

Rovnice obecné relativity nám říkají, že nejstarší doba vesmíru, o které nám naše fyzika může říci, měla nekonečný prostor a nekonečnou hustotu (tj. Hmotu).

Potom se prostor začal rozšiřovat, čímž se zvětšila vzdálenost jakýchkoli 2 bodů této nekonečné husté hmoty, čímž se zmenšila a nakonec vznikly galaxie a hvězdy.

Velký třesk, což je opravdu velká expanze, se tedy odehrál všude ve vesmíru.

Takže kosmická inflace navržená Alanem Guthem se pokusí vysvětlit, co způsobilo velký třesk (expanzi).

Moje otázka tedy zní: došlo k inflaci všude ve vesmíru, nebo k ní došlo pouze v oblasti (nekonečně malé oblasti), která vedla k našemu pozorovatelnému vesmíru?

Chápu tedy, že nejdříve nám naše rovnice řeknou, že existoval nekonečný prostor a hustota nekonečné hmoty. Pak na některých místech v tomto nekonečném vesmírném inflaci došlo k vytvoření bublinových vesmírů, jako je ten náš, ale v jiných oblastech se vesmír jen rozšířil. Takže někde v nekonečném vesmíru i nyní může dojít k inflaci, která vytvoří více bublinových vesmírů. Tomu se říká věčná inflace.

Je to současný model velkého třesku s přidanou inflací?

Co je tedy mimo bublinové vesmíry ?? Více galaxií nebo více té nekonečné husté hmoty, která neprošla inflací, aby vytvořila bublinový vesmír?


Obsah

V roce 1912 Vesto Slipher objevil, že světlo ze vzdálených galaxií bylo posunuto červeně, [3] [4] což bylo později interpretováno jako galaxie ustupující ze Země. V roce 1922 použil Alexander Friedmann Einsteinovy ​​polní rovnice k poskytnutí teoretického důkazu, že se vesmír rozpíná. [5] V roce 1927 Georges Lemaître na teoretickém základě nezávisle dospěl k podobnému závěru jako Friedmann a představil také první pozorovací důkazy pro lineární vztah mezi vzdáleností galaxií a jejich recesní rychlostí. [6] Edwin Hubble pozorovatelně potvrdil Lemaîtrovy nálezy o dva roky později. [7] Za předpokladu kosmologického principu by tato zjištění naznačovala, že se všechny galaxie od sebe vzdalují.

Na základě velkého množství experimentálních pozorování a teoretických prací je vědecká shoda v tom samotný prostor se rozšiřujea že se během první zlomku sekundy po Velkém třesku velmi rychle rozšířilo. Tento druh expanze se označuje jako „metrická expanze“. V matematice a fyzice znamená „metrika“ míru vzdálenosti a tento termín z toho vyplývá smysl pro vzdálenost ve vesmíru se sám mění.

Moderní vysvětlení metrické expanze vesmíru navrhl fyzik Alan Guth v roce 1979, když zkoumal problém, proč dnes nejsou vidět žádné magnetické monopoly. Guth ve svém vyšetřování zjistil, že pokud by vesmír obsahoval pole, které má falešný vakuový stav s pozitivní energií, pak by podle obecné relativity vygenerovalo exponenciální expanze prostoru. Velmi rychle si uvědomili, že taková expanze vyřeší mnoho dalších dlouhodobých problémů. Tyto problémy vyplývají z pozorování, že aby vesmír vypadal tak, jak vypadá dnes, musel by vycházet z velmi jemně vyladěných nebo „zvláštních“ počátečních podmínek ve Velkém třesku. Teorie inflace do značné míry řeší i tyto problémy, čímž je vesmír jako náš mnohem pravděpodobnější v kontextu teorie velkého třesku. Podle Rogera Penroseho inflace nevyřeší hlavní problém, který měl vyřešit, a to neuvěřitelně nízkou entropii (s nepravděpodobnost státu v řádu 1/10 10 128 ⁠) raného vesmíru obsaženého v gravitační konformní stupně volnosti (na rozdíl od stupňů volnosti polí, jako je kosmické mikrovlnné pozadí, jehož plynulost lze vysvětlit inflací). Předkládá tedy svůj scénář vývoje vesmíru: konformní cyklickou kosmologii. [8]

Nebylo objeveno žádné pole odpovědné za kosmickou inflaci. Pokud by se však takové pole v budoucnu našlo, bylo by to skalární. První podobné skalární pole, u kterého se prokázalo, že existuje, bylo objeveno až v letech 2012–2013 a je stále předmětem výzkumu. Není tedy považováno za problematické, že pole odpovědné za kosmickou inflaci a metrickou expanzi vesmíru ještě nebylo objeveno [ Citace je zapotřebí ] .

Navrhované pole a jeho kvantum (subatomární částice s ním související) byly pojmenovány inflaton. Pokud by toto pole neexistovalo, vědci by museli navrhnout jiné vysvětlení pro všechna pozorování, která silně naznačují, že došlo k metrické expanzi prostoru a stále se dnes vyskytuje mnohem pomaleji.

Abychom pochopili metrickou expanzi vesmíru, je užitečné stručně diskutovat o tom, co je metrika a jak funguje metrická expanze.

Metrika definuje pojem vzdálenosti tím, že matematicky vyjadřuje, jak se měří vzdálenosti mezi dvěma blízkými body v prostoru, pokud jde o souřadnicový systém. Souřadnicové systémy lokalizují body v prostoru (libovolného počtu rozměrů) přiřazením jedinečných pozic na mřížce, známých jako souřadnice, každému bodu. Zeměpisné šířky a délky a x-y grafy jsou běžnými příklady souřadnic. Metrika je vzorec, který popisuje, jak se má mezi dvěma body měřit číslo známé jako „vzdálenost“.

Může se zdát zřejmé, že vzdálenost se měří přímkou, ale v mnoha případech tomu tak není. Například letadla na dlouhé vzdálenosti cestují po křivce známé jako „velký kruh“, nikoli po přímce, protože to je lepší metrika pro leteckou dopravu. (Země by prošla přímka). Dalším příkladem je plánování cesty autem, kde byste mohli chtít nejkratší cestu z hlediska doby jízdy - v takovém případě je přímka špatnou volbou metriky, protože nejkratší vzdálenost po silnici obvykle není přímka a dokonce ani cesta nejblíže k přímce nemusí být nutně nejrychlejší. Posledním příkladem je internet, kde i pro blízká města může být nejrychlejší cestou k datům hlavní spojení, která vedou po celé zemi a zpět. V tomto případě bude použitá metrika nejkratší čas, který data potřebují k cestování mezi dvěma body v síti.

V kosmologii nemůžeme k měření metrické expanze použít pravítko, protože vnitřní síly našeho vládce snadno překonají extrémně pomalou expanzi prostoru a ponechají pravítko neporušené. Také všechny objekty na Zemi nebo v její blízkosti, které bychom mohli měřit, jsou drženy pohromadě nebo tlačeny od sebe několika silami, jejichž účinky jsou mnohem větší. Takže i kdybychom mohli měřit malou expanzi, která se stále děje, nevšimli bychom si změny v malém měřítku nebo v každodenním životě. Ve velkém mezigalaktickém měřítku můžeme použít další testy vzdálenosti a tyto dělat Ukažte, že se prostor rozšiřuje, i když ho vládce na Zemi nedokázal změřit.

Metrická expanze prostoru je popsána pomocí matematiky metrických tenzorů. Souřadnicový systém, který používáme, se nazývá „souřadnicové souřadnice“, což je typ souřadnicového systému, který bere v úvahu čas i prostor a rychlost světla a umožňuje nám začlenit účinky obecné i speciální relativity.

Příklad: Metrika „Velký kruh“ pro povrch Země Upravit

Zvažte například měření vzdálenosti mezi dvěma místy na povrchu Země. Toto je jednoduchý, známý příklad sférické geometrie. Protože je povrch Země dvourozměrný, lze body na povrchu Země určit pomocí dvou souřadnic - například zeměpisné šířky a délky. Specifikace metriky vyžaduje, aby jeden nejprve určil použité souřadnice. V našem jednoduchém příkladu povrchu Země jsme si mohli vybrat jakýkoli druh souřadnicového systému, který si přejeme, například zeměpisnou šířku a délku nebo kartézské souřadnice X-Y-Z. Jakmile jsme vybrali konkrétní souřadný systém, jsou jednoznačně určeny číselné hodnoty souřadnic libovolných dvou bodů a na základě vlastností diskutovaného prostoru je matematicky stanovena také příslušná metrika. Na zakřiveném povrchu Země můžeme tento efekt vidět u letů dálkových leteckých společností, kde se vzdálenost mezi dvěma body měří na základě velké kružnice, spíše než na přímce, kterou lze vykreslit na dvourozměrné mapě Země povrch. Obecně se takové cesty na nejkratší vzdálenost nazývají „geodetika“. V euklidovské geometrii je geodetická přímka, zatímco v neeuklidovské geometrii, například na povrchu Země, tomu tak není. Dokonce i dráha velkého kruhu na nejkratší vzdálenost je vždy delší než euklidovská přímá dráha, která prochází vnitřkem Země. Rozdíl mezi přímou cestou a dráhou velkého kruhu na nejkratší vzdálenost je způsoben zakřivením zemského povrchu. I když díky tomuto zakřivení vždy existuje efekt, na krátké vzdálenosti je efekt dostatečně malý, aby byl nepostřehnutelný.

Na rovinných mapách se velké kruhy Země většinou nezobrazují jako přímé čáry. Ve skutečnosti existuje zřídka používaná mapová projekce, jmenovitě gnomonická projekce, kde jsou všechny velké kruhy zobrazeny jako přímky, ale v této projekci se měřítko vzdálenosti v různých oblastech velmi liší. Neexistuje žádná mapová projekce, ve které by vzdálenost mezi libovolnými dvěma body na Zemi, měřená podél geodetiky velkého kruhu, byla přímo úměrná jejich vzdálenosti na mapě, takže přesnost je možná pouze u zeměkoule.

Metrické tenzory Upravit

V diferenciální geometrii, páteřní matematice pro obecnou relativitu, lze definovat metrický tenzor, který přesně charakterizuje popisovaný prostor vysvětlením způsobu, jakým by se měly měřit vzdálenosti v každém možném směru. Obecná relativita nutně vyvolá metriku ve čtyřech rozměrech (jedna z časů, tři z prostoru), protože obecně budou různé referenční snímky zažívat různé intervaly času a prostoru v závislosti na setrvačném rámci. To znamená, že metrický tenzor v obecné relativitě souvisí přesně s tím, jak jsou odděleny dvě události v časoprostoru. K metrické expanzi dochází, když se metrický tenzor mění s časem (a konkrétně kdykoli se prostorová část metriky zvětšuje s postupujícím časem). Tento druh expanze se liší od všech druhů expanzí a výbuchů, které se v přírodě běžně vyskytují, protože časy a vzdálenosti nejsou ve všech referenčních rámcích stejné, ale místo toho se mohou změnit. Užitečnou vizualizací je přiblížit se k předmětu spíše než k objektům v pevném „prostoru“, který se od sebe odděluje do „prázdnoty“, jako samotného prostoru, který roste mezi objekty bez jakékoli akcelerace samotných objektů. Prostor mezi objekty se zmenšuje nebo zvětšuje, jak se různé geodetiky sbližují nebo rozcházejí.

Protože tato expanze je způsobena relativními změnami v metrice určující vzdálenost, není tato expanze (a výsledný pohyb odděleně od objektů) omezena rychlostí světla na horní hranici speciální relativity. Dva referenční rámce, které jsou globálně oddělené, se mohou od sebe vzdálit rychleji než světlo, aniž by došlo k narušení speciální relativity, ačkoli kdykoli se dva referenční rámce od sebe navzájem rozcházejí rychleji než rychlost světla, budou s takovými situacemi pozorovatelné efekty, včetně existence různých kosmologických obzory.

Teorie a pozorování naznačují, že velmi brzy v historii vesmíru došlo k inflační fázi, kdy se metrika velmi rychle měnila, a že zbývající časová závislost této metriky je to, co pozorujeme jako takzvanou Hubblovu expanzi, pohybující se kromě všech gravitačně nevázaných objektů ve vesmíru. Rozpínající se vesmír je tedy základním rysem vesmíru, který obýváme - vesmír zásadně odlišný od statického vesmíru, který Albert Einstein poprvé zvážil, když vyvinul svou gravitační teorii.

Přidání souřadnic Upravit

V rozšiřujícím se prostoru jsou správné vzdálenosti dynamickými veličinami, které se mění s časem. Snadný způsob, jak to napravit, je použití souřadnic souřadnic, které tuto vlastnost odstraní a umožní charakterizaci různých míst ve vesmíru, aniž by bylo nutné charakterizovat fyziku spojenou s metrickou expanzí. V souřadnicích souřadnic jsou vzdálenosti mezi všemi objekty pevné a okamžitá dynamika hmoty a světla je určena normální fyzikou gravitace a elektromagnetického záření. Jakýkoli časový vývoj však musí být zohledněn zohledněním expanze Hubbleova zákona v příslušných rovnicích kromě jakýchkoli dalších účinků, které mohou působit (například gravitace, temná energie nebo zakřivení). Kosmologické simulace, které procházejí významnými zlomky historie vesmíru, proto musí zahrnovat takové efekty, aby bylo možné aplikovat předpovědi pro pozorovací kosmologii.

Měření expanze a změna rychlosti expanze Edit

V zásadě lze expanzi vesmíru měřit pomocí standardního pravítka a změřením vzdálenosti mezi dvěma kosmologicky vzdálenými body, vyčkáním určitého času a následným opětovným měřením vzdálenosti, ale v praxi není snadné najít standardní pravítka na kosmologické váhy a časové měřítka, nad nimiž by byla viditelná měřitelná expanze, jsou příliš velké na to, aby je bylo možné pozorovat i u více generací lidí. Expanze prostoru se měří nepřímo. Teorie relativity předpovídá jevy spojené s expanzí, zejména vztah rudého posuvu versus vzdálenost známý jako Hubbleův zákon, funkční formy pro měření kosmologické vzdálenosti, které se liší od toho, co by se dalo očekávat, kdyby se prostor neroztahoval a pozorovatelnou změnou hmoty a energie hustota vesmíru viděná v různých dobách zpětného pohledu.

První měření expanze vesmíru přišlo s realizací vztahu rychlosti a rudého posunu pomocí HST. Nejnověji se změřila zdánlivá jasnost vzdálených standardních svíček s rudým posunem jejich hostitelských galaxií a rychlost expanze vesmíru byla měřena jako H0 = 73,24 ± 1,74 (km / s) / Mpc. [9] To znamená, že na každý milion parseků vzdálenosti od pozorovatele je světlo přijaté z této vzdálenosti kosmologicky posunuto o přibližně 73 kilometrů za sekundu (160 000 mph). Na druhou stranu, za předpokladu kosmologického modelu, např. Model Lambda-CDM lze odvodit Hubbleovu konstantu z velikosti největších výkyvů pozorovaných v kosmickém mikrovlnném pozadí. Vyšší Hubblova konstanta by znamenala menší charakteristickou velikost fluktuací CMB a naopak. Tímto způsobem Planckova spolupráce měří míru expanze a určuje H0 = 67,4 ± 0,5 (km / s) / Mpc. [10] Mezi oběma měřeními existuje neshoda, přičemž žebříček vzdáleností nezávisí na modelu a měření CMB v závislosti na namontovaném modelu, což naznačuje novou fyziku nad rámec našich standardních kosmologických modelů.

Parametr Hubble se nepovažuje za konstantní v čase. Na částice ve vesmíru působí dynamické síly, které ovlivňují rychlost expanze. Dříve se očekávalo, že parametr HST se bude s postupujícím časem snižovat vlivem gravitačních interakcí ve vesmíru, a proto ve vesmíru existuje další pozorovatelná veličina zvaná parametr zpomalení, u nichž kosmologové očekávali přímý vztah k hustota hmoty vesmíru. Překvapivě byl parametr zpomalení měřen dvěma různými skupinami, aby byly menší než nula (ve skutečnosti v souladu s -1), což znamenalo, že dnes se parametr Hubble s přibývajícím časem sbírá na konstantní hodnotu. Někteří kosmologové náladově nazývali účinek spojený s „zrychlujícím se vesmírem“ „kosmickým trhnutím“. [11] Nobelova cena za fyziku za rok 2011 byla udělena za objev tohoto jevu. [12]

V říjnu 2018 vědci představili novou třetí cestu (dvě dřívější metody, jedna založená na červených posunech a druhá na žebříčku kosmických vzdáleností, poskytly výsledky, které nesouhlasí), využívající informace z událostí gravitačních vln (zejména těch, které zahrnují sloučení neutronových hvězd , podobně jako GW170817), určování Hubblovy konstanty, nezbytné pro stanovení rychlosti rozpínání vesmíru. [13] [14]

Měření vzdáleností v rozšiřujícím se prostoru Upravit

V kosmologických měřítcích je současný vesmír geometricky plochý s experimentální chybou [15], a proto se pravidla euklidovské geometrie spojená s Euclidovým pátým postulátem drží, i když v minulém časoprostoru mohla být vysoce zakřivená. Částečně pro přizpůsobení se takovým různým geometriím je rozpínání vesmíru ze své podstaty obecně relativistické. Nelze jej modelovat pouze pomocí speciální relativity: ačkoli takové modely existují, jsou v zásadním rozporu s pozorovanou interakcí mezi hmotou a časoprostorem v našem vesmíru.

Obrázky vpravo ukazují dva pohledy na časoprostorové diagramy, které ukazují velkoplošnou geometrii vesmíru podle kosmologického modelu ΛCDM. Dvě z dimenzí prostoru jsou vynechány a ponechávají jednu dimenzi prostoru (dimenze, která roste, jak se kužel zvětšuje) a jednu z času (dimenze, která postupuje „nahoru“ po povrchu kužele). Úzký kruhový konec diagramu odpovídá kosmologickému času 700 milionů let po Velkém třesku, zatímco široký konec je kosmologickému času 18 miliard let, kde je možné vidět začátek zrychlující se expanze jako šíření ven z časoprostor, vlastnost, která v tomto modelu nakonec dominuje. Fialové mřížky vyznačují kosmologický čas v intervalech jedné miliardy let od Velkého třesku. Azurové mřížkové čáry v současné době (méně v minulosti a více v budoucnosti) vyznačují přibývající vzdálenost v intervalech jedné miliardy světelných let. Všimněte si, že kruhové zvlnění povrchu je artefaktem vložení bez fyzického významu a je prováděno čistě pro ilustrativní účely, že plochý vesmír se neskrývá zpět na sebe. (Podobný účinek je patrný i v tubulárním tvaru pseudosféry.)

Hnědá čára na diagramu je světová linie Země (nebo přesněji její umístění ve vesmíru, ještě předtím, než byla vytvořena). Žlutá čára je světovou linií nejvzdálenějšího známého kvasaru. Červená čára je dráha světelného paprsku vyzařovaného kvasarem asi před 13 miliardami let a dopadajícího na Zemi v současnosti. Oranžová čára ukazuje současnou vzdálenost mezi kvasarem a Zemí, asi 28 miliard světelných let, což je větší vzdálenost než věk vesmíru vynásobený rychlostí světla, ct.

Podle principu ekvivalence obecné relativity platí pravidla speciální relativity lokálně platí v malých oblastech časoprostoru, které jsou přibližně ploché. Zejména světlo vždy cestuje lokálně rychlostí C v diagramu to znamená, podle konvence konstruování časoprostorových diagramů, že světelné paprsky vždy vytvářejí s místními mřížkami úhel 45 °. Z toho však nevyplývá, že světlo prochází určitou vzdálenost ct za čas t, jak ukazuje červená světová linie. I když se vždy pohybuje lokálně na C, jeho čas v tranzitu (asi 13 miliard let) nesouvisí s ujetou vzdáleností žádným jednoduchým způsobem, protože vesmír se rozpíná, když světelný paprsek prochází prostorem a časem. Ujetá vzdálenost je tedy ze své podstaty nejednoznačná kvůli měnícímu se měřítku vesmíru. Přesto existují dvě vzdálenosti, které se zdají být fyzicky smysluplné: vzdálenost mezi Zemí a kvasarem, když bylo světlo vyzařováno, a vzdálenost mezi nimi v současné době (poříznutí řezu kužele podél dimenze definované jako prostorová dimenze ). První vzdálenost je asi 4 miliardy světelných let, mnohem menší než ctzatímco druhá vzdálenost (označená oranžovou čarou) je asi 28 miliard světelných let, mnohem větší než ct. Jinými slovy, pokud by se prostor dnes neroztahoval, trvalo by 28 miliard let, než by se světlo dostalo mezi Zemi a kvasarem, zatímco kdyby se expanze zastavila dříve, trvalo by to jen 4 miliardy let.

Světlu trvalo mnohem déle než 4 miliardy let, než k nám dorazilo, i když bylo vyzařováno z pouhých 4 miliard světelných let daleko. Ve skutečnosti se světlo emitované směrem k Zemi skutečně pohybovalo pryč ze Země, když byla poprvé emitována, se metrická vzdálenost k Zemi během prvních několika miliard let její doby cestování zvyšovala s kosmologickým časem, což také naznačuje, že rozpínání prostoru mezi Zemí a kvasarem v raném čase bylo rychlejší než rychlost světla . Nic z tohoto chování nepochází ze speciální vlastnosti metrické expanze, ale spíše z místních principů speciální relativity integrovaných na zakřiveném povrchu.

Topologie rozšiřování prostoru Upravit

Časem se prostor, který tvoří vesmír, rozšiřuje. Slova „vesmír“ a „vesmír“, někdy používaná zaměnitelně, mají v tomto kontextu zřetelný význam. Zde je „prostor“ matematický koncept, který představuje trojrozměrný varietní systém, do kterého jsou zakomponovány naše příslušné pozice, zatímco „vesmír“ označuje vše, co existuje, včetně hmoty a energie ve vesmíru, mimodimenzionálních rozměrů, které mohou být zabaleny do různé řetězce a čas, během kterého se různé události odehrávají. Expanze prostoru se týká pouze tohoto 3-D potrubí, to znamená, že popis nezahrnuje žádné struktury, jako jsou další dimenze nebo vnější vesmír. [16]

Konečná topologie vesmíru je a posteriori - něco, co je v zásadě třeba dodržovat - jelikož neexistují žádná omezení, která lze jednoduše zdůvodnit (jinými slovy, nemohou existovat žádná omezení) a priori omezení) o tom, jak je prostor, ve kterém žijeme, propojen, nebo zda se obklopuje jako kompaktní prostor. Ačkoli některé kosmologické modely, jako je Gödelův vesmír, dokonce umožňují bizarní světové linie, které se protínají samy se sebou, nakonec jde o to, zda jsme v něčem jako „Pac-Man vesmír“, kde by při cestování dostatečně daleko jedním směrem bylo možné jednoduše skončit zpět na stejném místě, jako obejít celou cestu kolem balónu (nebo planety jako Země), je pozorovací otázka, která je globální geometrií vesmíru omezena jako měřitelná nebo neměřitelná. V současné době jsou pozorování v souladu s tím, že vesmír je nekonečně rozsáhlý a jednoduše propojený, i když jsme omezeni rozlišováním mezi jednoduchými a složitějšími návrhy podle kosmologických horizontů. Vesmír může být nekonečný co do rozsahu nebo může být konečný, ale důkazy, které vedou k inflačnímu modelu raného vesmíru, také naznačují, že „celkový vesmír“ je mnohem větší než pozorovatelný vesmír, a tedy jakékoli hrany nebo exotické geometrie nebo topologie by nebylo přímo pozorovatelné, protože světlo nedosáhlo měřítek, na nichž jsou takové aspekty vesmíru, pokud existují, stále povoleny. Pro všechny záměry a účely je bezpečné předpokládat, že vesmír je nekonečný v prostorovém rozsahu, bez hrany nebo podivné spojitosti. [17]

Bez ohledu na celkový tvar vesmíru je otázka, do čeho se vesmír rozpíná, ta, která nevyžaduje odpověď podle teorií, které popisují expanzi tak, jak definujeme prostor v našem vesmíru, v žádném případě nevyžaduje další vnější prostor do které se může rozšířit, protože k expanzi nekonečné rozlohy může dojít, aniž by se změnil nekonečný rozsah rozlohy. Jisté je jen to, že rozmanitost prostoru, ve kterém žijeme, má jednoduše tu vlastnost, že se vzdálenosti mezi objekty postupem času zvětšují. To implikuje pouze jednoduché pozorovací důsledky spojené s metrickou expanzí zkoumanou níže. Aby došlo k expanzi, není nutné žádné „vně“ nebo vkládání do hyperprostoru. Vizualizace, které vesmír často narůstá jako bublina do nicoty, jsou v tomto ohledu zavádějící. Není důvod domnívat se, že existuje něco „mimo“ rozpínajícího se vesmíru, do kterého se rozpíná.

I když je celkový prostorový rozsah nekonečný a vesmír se tak nemůže „zvětšit“, stále říkáme, že se prostor rozšiřuje, protože lokálně se zvětšuje charakteristická vzdálenost mezi objekty. Jak nekonečný prostor roste, zůstává nekonečný.

Hustota vesmíru během expanze Upravit

Navzdory tomu, že byl extrémně hustý, když byl velmi mladý, a během části jeho rané expanze - mnohem hustší, než se obvykle vyžaduje k vytvoření černé díry - se vesmír znovu nezhroutil do černé díry. Je to proto, že běžně používané výpočty gravitačního kolapsu jsou obvykle založeny na objektech relativně konstantní velikosti, jako jsou hvězdy, a nevztahují se na rychle se rozvíjející prostor, jako je Velký třesk.

Účinky expanze v malém měřítku Upravit

Expanze prostoru je někdy popisována jako síla, která působí k vytlačování předmětů od sebe. I když se jedná o přesný popis účinku kosmologické konstanty, nejde o přesný obraz fenoménu expanze obecně. [18]

Kromě zpomalení celkové expanze gravitace způsobuje místní shlukování hmoty do hvězd a galaxií. Jakmile jsou objekty formovány a vázány gravitací, „vypadnou“ z rozpínání a následně se neroztahují pod vlivem kosmologické metriky, není k tomu nutí žádná síla.

Neexistuje žádný rozdíl mezi setrvačnou expanzí vesmíru a setrvačným oddělením blízkých objektů ve vakuu, přičemž první je jednoduše jeho rozsáhlou extrapolací.

Jakmile jsou objekty vázány gravitací, již od sebe nevzdávají. Galaxie Andromeda, která je vázána na galaxii Mléčná dráha, tedy ve skutečnosti klesá vůči nás a nerozšiřuje se. V rámci místní skupiny gravitační interakce změnily setrvačné vzorce objektů tak, že nedochází k žádné kosmologické expanzi. Jakmile jeden překročí místní skupinu, setrvačná expanze je měřitelná, i když systematické gravitační efekty naznačují, že stále větší a větší části vesmíru nakonec vypadnou z „Hubbleova toku“ a skončí jako vázané, neroztažitelné objekty až po váhy superklastrů galaxií. Můžeme předvídat takové budoucí události tím, že budeme přesně vědět, jak se Hubbleův tok mění, a také hmotnosti objektů, ke kterým jsme gravitačně přitahováni. V současné době je místní skupina gravitačně přitahována buď k Shapleyho nadkupě, nebo k „Velkému přitažlivosti“, s nímž by, pokud by temná energie nepůsobila, bychom nakonec splynuli a po takové době už neuvidíme expanzi od nás.

Důsledkem metrické expanze způsobené setrvačným pohybem je to, že jednotnou lokální „explozi“ hmoty do vakua lze lokálně popsat geometrií FLRW, stejnou geometrií, která popisuje expanzi vesmíru jako celku a byla také základem pro jednodušší Milneův vesmír, který ignoruje účinky gravitace. Obecná relativita zejména předpovídá, že světlo se bude pohybovat rychlostí C s ohledem na místní pohyb explodující hmoty, což je jev analogický tažení rámu.

Situace se poněkud mění zavedením temné energie nebo kosmologické konstanty. Kosmologická konstanta způsobená vakuovou hustotou energie má za následek přidání odpudivé síly mezi objekty, která je úměrná (nikoli nepřímo úměrná) vzdálenosti. Na rozdíl od setrvačnosti aktivně „táhne“ za objekty, které se shlukly pod vlivem gravitace, a dokonce i za jednotlivé atomy. To však nezpůsobuje, že objekty neustále rostou nebo se rozpadají, pokud nejsou velmi slabě svázané, jednoduše se usadí do rovnovážného stavu, který je o něco (nezjistitelně) větší, než by tomu bylo jinak. Jak se vesmír rozpíná a hmota v něm se zmenšuje, gravitační přitažlivost klesá (protože je úměrná hustotě), zatímco kosmologický odpor se zvyšuje, takže konečným osudem ΛCDM vesmíru je téměř vakuum rozpínající se stále rostoucí rychlostí pod vliv kosmologické konstanty. Jediným místně viditelným účinkem zrychlující se expanze je však zmizení (rudým posunem) vzdálených galaxií, které se gravitačně vázané objekty, jako je Mléčná dráha, neroztahují a galaxie Andromeda se k nám pohybuje dostatečně rychle, aby se stále spojila s Mléčnou Cesta za 3 miliardy let a je také pravděpodobné, že sloučená supergalaxie, která se vytvoří, nakonec spadne a splyne s nedalekou kupou Panny. Galaxie, které leží dále od toho, však ustupují s neustále se zvyšující rychlostí a budou posunuty mimo náš rozsah viditelnosti.

Metrická expanze a rychlost světla Upravit

Na konci inflačního období raného vesmíru byla veškerá hmota a energie ve vesmíru nastavena na setrvačnou trajektorii, která je v souladu s principem ekvivalence a Einsteinovou obecnou teorií relativity, a právě tehdy měla přesná a pravidelná forma rozpínání vesmíru původ (to znamená, že hmota ve vesmíru se odděluje, protože se v minulosti oddělovala kvůli poli inflaton) [ Citace je zapotřebí ] .

Zatímco speciální relativita zakazuje objektům pohybovat se rychleji než světlo vzhledem k místnímu referenčnímu rámci, kde lze s časoprostorem zacházet jako s plochým a neměnným, nevztahuje se to na situace, kdy se zakřivení časoprostoru nebo evoluce v čase stanou důležitými. Tyto situace jsou popsány obecnou relativitou, která umožňuje, aby se vzdálenost mezi dvěma vzdálenými objekty zvýšila rychleji než rychlost světla, ačkoli definice „vzdálenosti“ se zde poněkud liší od definice použité v setrvačném rámci. Definice zde použité vzdálenosti je součet nebo integrace lokálních vzdáleností, vše se děje ve stálém místním správném čase. Například galaxie, které jsou od nás vzdáleny více než poloměr HST, přibližně 4,5 gigaparsekců nebo 14,7 miliardy světelných let, mají rychlost recese, která je rychlejší než rychlost světla. Viditelnost těchto objektů závisí na přesné historii expanze vesmíru. Světlo, které je dnes emitováno z galaxií za vzdálenějším horizontem kosmologických událostí, asi 5 gigaparseků nebo 16 miliard světelných let, se k nám nikdy nedostane, i když stále můžeme vidět světlo, které tyto galaxie emitovaly v minulosti. Kvůli vysoké rychlosti expanze je také možné, aby vzdálenost mezi dvěma objekty byla větší než hodnota vypočítaná vynásobením rychlosti světla věkem vesmíru. Tyto detaily jsou častým zdrojem záměny mezi amatéry a dokonce i profesionálními fyziky. [19] Vzhledem k neintuitivní povaze předmětu a tomu, co někteří popsali jako „neopatrné“ možnosti formulace, jsou určité popisy metrické expanze prostoru a mylné představy, k nimž tyto popisy mohou vést, pokračujícím předmětem diskuse v oblasti vzdělávání a komunikace vědeckých konceptů. [20] [21] [22] [23]

Měřítko Upravit

Na základní úrovni je rozpínání vesmíru vlastností prostorového měření na největších měřitelných stupnicích našeho vesmíru. S odstupem času se vzdálenosti mezi kosmologicky relevantními body zvětšují, což vede k pozorovatelným účinkům popsaným níže. Tuto vlastnost vesmíru lze charakterizovat jediným parametrem, který se nazývá měřítkový faktor, který je funkcí času a jedinou hodnotou pro celý prostor v kterémkoli okamžiku (pokud by byl faktor měřítka funkcí prostoru, porušilo by to kosmologický princip). Podle konvence je měřítkový faktor nastaven na jednotu v současné době, a protože se vesmír rozpíná, je menší v minulosti a větší v budoucnosti. Extrapolace zpět v čase s určitými kosmologickými modely přinese okamžik, kdy faktor měřítka byl nulový, naše současné chápání kosmologie je tentokrát před 13,799 ± 0,021 miliardami let. Pokud se vesmír bude navždy rozšiřovat, faktor měřítka se v budoucnu přiblíží nekonečnu. V zásadě neexistuje žádný důvod, proč by rozpínání vesmíru mělo být monotónní, a existují modely, u nichž se v určitém období v budoucnosti zmenší měřítkový faktor spíše s následnou kontrakcí prostoru než s rozpínáním.

Další koncepční modely expanze Upravit

Rozšíření prostoru je často ilustrováno koncepčními modely, které ukazují pouze velikost prostoru v určitém čase, přičemž rozměr času je implicitní.

V modelu „mravenec na gumovém laně“ si člověk představuje mravence (idealizovaného jako bodového) plazícího se konstantní rychlostí na dokonale elastickém laně, které se neustále protahuje. Pokud natáhneme lano v souladu s měřítkem ΛCDM a budeme uvažovat o rychlosti mravence jako o rychlosti světla, pak je tato analogie číselně přesná - pozice mravence v čase bude odpovídat dráze červené čáry na schématu vkládání výše.

V „modelu z gumového plechu“ se lano nahradí plochým dvourozměrným gumovým plechem, který se rovnoměrně rozpíná ve všech směrech. Přidání druhé prostorové dimenze zvyšuje možnost zobrazování lokálních narušení prostorové geometrie lokálním zakřivením v listu.

V „balónovém modelu“ je plochý list nahrazen sférickým balónkem, který je nafouknut z počáteční velikosti nula (představující velký třesk). Balón má pozitivní Gaussovo zakřivení, zatímco pozorování naznačují, že skutečný vesmír je prostorově plochý, ale tato nekonzistence může být odstraněna tím, že je balón velmi velký, takže je místně plochý v mezích pozorování. Tato analogie je potenciálně matoucí, protože nesprávně naznačuje, že k velkému třesku došlo ve středu balónu. Ve skutečnosti body mimo povrch balónu nemají žádný význam, i když byly balónem obsazeny dříve.

V „modelu rozinkového chleba“ si člověk představuje bochník rozinkového chleba rozšiřující se v troubě. Bochník (prostor) se rozpíná jako celek, ale rozinky (gravitačně vázané objekty) se neroztahují, pouze rostou dále od sebe.

Hubbleův zákon Upravit

Technicky je metrická expanze prostoru rysem mnoha řešení [ který? ] k Einsteinovým polním rovnicím obecné relativity a vzdálenost se měří pomocí Lorentzova intervalu. To vysvětluje pozorování, která naznačují, že galaxie, které jsou od nás vzdálenější, ustupují rychleji než galaxie, které jsou blíže k nám (viz Hubbleův zákon).

Kosmologická konstanta a Friedmannovy rovnice Upravit

První obecné relativistické modely předpovídaly, že vesmír, který byl dynamický a obsahoval obyčejnou gravitační hmotu, by se spíše smršťoval než rozpínal. Einsteinův první návrh řešení tohoto problému zahrnoval přidání kosmologické konstanty do jeho teorií pro vyvážení kontrakce za účelem získání řešení statického vesmíru. Ale v roce 1922 Alexander Friedmann odvodil soubor rovnic známých jako Friedmannovy rovnice, což ukazuje, že se vesmír může rozpínat, a v tomto případě představuje rychlost rozpínání. [24] Pozorování Edwina Hubbla v roce 1929 naznačují, že vzdálené galaxie se od nás zjevně vzdalují, takže mnoho vědců začalo akceptovat, že se vesmír rozpíná.

Hubblovy obavy z rychlosti expanze Upravit

Zatímco metrická expanze vesmíru se zdála být implikována Hubbleovými pozorováními z roku 1929, Hubble nesouhlasil s interpretací dat expandujícího vesmíru:

[. ] pokud červené posuny nejsou primárně způsobeny posunem rychlosti [. ] vztah rychlosti a vzdálenosti je lineární, distribuce mlhoviny je rovnoměrná, neexistují žádné důkazy o expanzi, žádné stopy zakřivení, žádné omezení časové stupnice [. ] a ocitáme se v přítomnosti jednoho z přírodních principů, který je nám dodnes neznámý [. ] vzhledem k tomu, že pokud jsou červené posuny rychlostními posuny, které měří rychlost expanze, rozšiřující se modely jsou rozhodně v rozporu s provedenými pozorováními [. ] rozšiřující se modely jsou vynucenou interpretací výsledků pozorování.

[Pokud jsou červené posuny Dopplerovým posunem. ] pozorování, jak stojí, vedou k anomálii uzavřeného vesmíru, zvědavě malého a hustého, a lze dodat, podezřele mladého. Na druhou stranu, pokud rudé posuny nejsou Dopplerovými efekty, tyto anomálie zmizí a pozorovaná oblast se jeví jako malá, homogenní, ale bezvýznamná část vesmíru, rozšířená na neurčito jak v prostoru, tak v čase.

Hubbleův skepticismus ohledně příliš malého, hustého a mladého vesmíru se ukázal být založen na pozorovací chybě. Pozdější výzkumy ukázaly, že Hubble zaměnil vzdálené oblasti H II pro proměnné Cepheid a samotné proměnné Cepheid byly nevhodně soustředěny společně s hvězdami RR Lyrae s nízkou svítivostí, což způsobilo kalibrační chyby, které vedly k hodnotě Hubbleovy konstanty přibližně 500 km / s / Mpc místo skutečné hodnoty přibližně 70 km / s / Mpc. Vyšší hodnota znamenala, že rozpínající se vesmír bude mít věk 2 miliardy let (mladší než věk Země) a extrapolace pozorované hustoty počtu galaxií na rychle se rozpínající vesmír znamená hustotu hmoty, která byla podobným faktorem příliš vysoká , dost na to, aby donutil vesmír do zvláštní uzavřené geometrie, což také znamenalo hrozící velkou krizi, která by nastala v podobném časovém měřítku. Po vyřešení těchto chyb v padesátých letech se zjistilo, že nové nižší hodnoty pro Hubbleovu konstantu odpovídají očekáváním staršího vesmíru a parametr hustoty je poměrně blízký geometricky plochému vesmíru. [27]

Nedávná měření vzdáleností a rychlostí vzdálených galaxií však odhalila 9procentní odchylku v hodnotě Hubblovy konstanty, což naznačuje vesmír, který se zdá být příliš rychlý ve srovnání s předchozími měřeními. [28] V roce 2001 určila Wendy Freedmanová prostor pro expanzi rychlostí 72 kilometrů za sekundu na megaparsec - zhruba 3,3 milionu světelných let - což znamená, že na každých 3,3 milionu světelných let dále od Země se pohybujete hmotou, kde jste, se pohybuje daleko od Země o 72 kilometrů za sekundu rychleji. [28] V létě roku 2016 vykázalo jiné měření pro konstantu hodnotu 73, což je v rozporu s měřením z roku 2013 z mise European Planck s pomalejší hodnotou expanze 67. Rozpor otevřel nové otázky týkající se povahy temné energie nebo neutrina. [28]

Inflace jako vysvětlení expanze Upravit

Až do teoretického vývoje v 80. letech nikdo neměl vysvětlení, proč tomu tak bylo, ale s vývojem modelů kosmické inflace se expanze vesmíru stala obecným rysem vyplývajícím z vakuového úpadku. V souladu s tím je otázka „proč se vesmír rozpíná?“ je nyní zodpovězeno pochopením podrobností procesu rozpadu inflace, ke kterému došlo během prvních 10–32 sekund existence našeho vesmíru. [29] Během inflace se metrika exponenciálně změnila, což způsobilo, že jakýkoli objem vesmíru, který byl menší než atom, narostl na zhruba 100 milionů světelných let napříč v časovém měřítku podobném době, kdy došlo k inflaci (10 - 32 sekund).

Měření vzdálenosti v metrickém prostoru Upravit

V rozšiřujícím se prostoru je vzdálenost dynamickou veličinou, která se mění s časem. Existuje několik různých způsobů definování vzdálenosti v kosmologii, známých jako měření vzdálenosti, ale běžná metoda používaná mezi moderními astronomy je vzdálená vzdálenost.

Metrika definuje pouze vzdálenost mezi blízkými (tzv. „Místními“) body. Aby bylo možné definovat vzdálenost mezi libovolně vzdálenými body, je třeba určit jak body, tak specifickou křivku (známou jako „interval časoprostoru“), která je spojuje. Vzdálenost mezi body pak může být zjištěna nalezením délky této spojovací křivky ve třech rozměrech prostoru. Pohybující se vzdálenost definuje tuto spojovací křivku jako křivku konstantního kosmologického času. Z provozního hlediska nelze měřit vzdálenosti přímo pomocí jediného pozorovatele vázaného na Zemi.K určení vzdálenosti vzdálených objektů astronomové obecně měří svítivost standardních svíček nebo faktor červeného posunu „z“ vzdálených galaxií a poté tato měření převádějí na vzdálenosti na základě konkrétního modelu časoprostoru, jako je model Lambda-CDM. Skutečně na základě těchto pozorování bylo zjištěno, že neexistují důkazy o „zpomalení“ expanze v současné epochě.

Teoretičtí kosmologové vyvíjející modely vesmíru ve své práci čerpali z malého počtu rozumných předpokladů. Tato fungování vedla k modelům, ve kterých je metrická expanze prostoru pravděpodobným rysem vesmíru. Mezi základní principy, které vedou k modelům včetně metrické expanze jako funkce, patří:

  • Kosmologický princip, který vyžaduje, aby vesmír vypadal ve všech směrech stejně (izotropně) a měl zhruba stejnou hladkou směs materiálu (homogenní).
  • Koperníkovský princip, který vyžaduje, aby ve vesmíru nebylo upřednostňováno žádné místo (tj. vesmír nemá žádný „výchozí bod“).

Vědci pečlivě testovali, zda jsou tyto předpoklady platné a potvrzené pozorováním. Pozorovací kosmologové objevili důkazy - v některých případech velmi silné -, které tyto předpoklady podporují, a ve výsledku kosmologové považují metrickou expanzi vesmíru za pozorovanou vlastnost na základě toho, že ačkoli ji přímo nevidíme, vědci testovali vlastnosti vesmíru a pozorování poskytuje přesvědčivé potvrzení. [30] Zdroje této důvěry a potvrzení zahrnují:

  • Hubble demonstroval, že všechny galaxie a vzdálené astronomické objekty se od nás vzdalovaly, jak předpovídala univerzální expanze. [31] Pomocí rudého posuvu jejich elektromagnetických spekter k určení vzdálenosti a rychlosti vzdálených objektů ve vesmíru ukázal, že všechny objekty se od nás vzdalují a že jejich rychlost je úměrná jejich vzdálenosti, což je rys metrické expanze. Další studie od té doby ukázaly, že expanze je vysoce izotropní a homogenní, to znamená, že se nezdá, že by měla zvláštní bod jako „střed“, ale zdá se být univerzální a nezávislá na jakémkoli pevném středovém bodu.
  • Ve studiích rozsáhlé struktury vesmíru převzatých z průzkumů rudého posuvu byl v největších měřítcích vesmíru objeven takzvaný „Konec veliké“. Dokud nebyla tato měřítka prozkoumána, vesmír vypadal „hrudkovitě“ se shluky kup galaxií, nadkupami a vlákny, které byly cokoli jiného než izotropní a homogenní. Tato hrudka mizí v plynulé rozdělení galaxií v největších měřítcích.
  • Izotropní distribuce po obloze vzdálených dávek gama záření a supernov je dalším potvrzením kosmologického principu.
  • Koperníkovský princip nebyl skutečně testován v kosmologickém měřítku, dokud nebylo provedeno měření účinků kosmického mikrovlnného záření na dynamiku vzdálených astrofyzikálních systémů. Skupina astronomů z Evropské jižní observatoře si pomocí měření teploty vzdáleného mezigalaktického mraku v tepelné rovnováze s kosmickým mikrovlnným pozadím všimla, že záření z Velkého třesku bylo v dřívějších dobách prokazatelně teplejší. [32] Jednotné chlazení kosmického mikrovlnného pozadí po miliardy let je silným a přímým pozorovacím důkazem metrické expanze.

Dohromady tyto jevy převážně podporují modely, které se spoléhají na rozšiřování prostoru změnou metriky. Až bizarní konstrukce mohly být vyloučeny až objevem přímých pozorovacích důkazů pro měnící se teplotu kosmického mikrovlnného pozadí v roce 2000. Do té doby to bylo založeno čistě na předpokladu, že vesmír se nechoval jako celek s Mléčnou dráhou sedící uprostřed pevné metriky s univerzální explozí galaxií ve všech směrech (jak je vidět například v časný model navržený Milnem). Ještě před těmito důkazy mnozí odmítli Milneův pohled založený na principu průměrnosti.

Přímější výsledky expanze, jako je změna rudého posuvu, vzdálenosti, toku, úhlové polohy a úhlové velikosti astronomických objektů, dosud nebyly detekovány kvůli maličkosti těchto účinků. Změnu červeného posuvu nebo toku lze pozorovat pomocí pole Square Kilometer Array nebo Extremely Large Telescope v polovině 20. let 20. století. [33]


Synchronizace vesmírné inflace a velkého třesku

Teorie kosmické inflace, kterou poprvé předložil Alan Guth v osmdesátých letech 20. století, naznačuje, že vesmír zahájil svoji existenci jako drobná skvrna hmoty, přibližně stobiliónová o velikosti protonu. Skvrna byla naplněna extrémně energetickou hmotou, tak energickou, že tlaky v ní vyvolaly odpudivý účinek. Hnací síla rychlé inflace.

Tato odpudivá síla nafoukla tuto proto-hmotu ven neuvěřitelnou rychlostí. Tak rychle, že dosáhl své původní velikosti 10²⁶ za méně než biliontinu sekundy. Poté přišly první fáze opětovného ohřevu, které se Kaiser a jeho tým pokusili rekonstruovat.

Tým věří, že nejranější fáze opětovného ohřevu by měly být poznamenány rezonancemi způsobenými jednou formou vysokoenergetické hmoty, která dominuje a třese se tam a zpět synchronizovaně se sebou ve velkých prostorech. To vedlo k výbušné produkci nových částic.

"Toto chování nebude trvat věčně a jakmile začne přenášet energii do druhé formy hmoty, jeho vlastní výkyvy budou v prostoru více trhané a nerovnoměrné," vysvětluje Kaiser. "Chtěli jsme změřit, jak dlouho bude trvat, než se ten rezonanční efekt rozbije, a aby se vyrobené částice navzájem rozptýlily a dospěly k nějaké tepelné rovnováze, připomínající podmínky velkého třesku."

Práce z počátečních podmínek založených na předpovědích provedených z měření Kosmického mikrovlnného pozadí (CMB) - zbytky záření z události známé jako „poslední rozptyl“ 3,8 x 10⁵ po Velkém třesku, který proniká do celého vesmíru - představila počítačová simulace týmu velká mřížka, na které by bylo možné mapovat více forem hmoty. Tým poté sledoval, jak se energie a distribuce těchto forem hmoty v průběhu času měnily v prostoru, protože měnily určité podmínky.


34 Odpovědi na & ldquoNáš raný vesmír: Inflace nebo něco úplně šíleného? & Rdquo

Neznalá otázka & # 8230 by & Cerenkovovo záření nebránilo hmotě v pohybu dostatečně rychle, aby vytvořilo superluminální zvukové vlny?

Kosmická inflace zahrnuje kvantovou teorii pole, která vysvětluje distribuci hmoty ve vesmíru. Za normálních okolností mohou částice hmoty a antihmoty vzniknout náhle, než se okamžitě srazí a zničí. Tyto páry se po narození vesmíru rozletěly tak rychle, že neměly šanci se znovu zkombinovat. Stejná teorie platí pro graviton a antigraviton, které tvoří gravitační vlny.

Tam jde tisková zpráva do spekulativní fyziky. Inflace se v kvantové teorii pole stává rozumnou, takže tento krok je obvykle přijímán.

Tato inflace nějakým způsobem & # 8220big rip & # 8221 k vyřešení hmoty a antihmoty je velkým krokem AFIU. Výsledkem by byl Alfvénův typ kosmologicky rovnoměrně rozložené hmoty a objemy antihmoty, které by interagovaly v jejich rozhraních. To není vidět a také se to neočekává, protože dochází k porušování parity CP, které vytváří hmotu a antihmotu na mírně odlišných základech.

Antigravitonové věci jsou podle mě naprosto spekulativní. Graviton je jeho vlastní antičástice, co znám, stejně jako foton.

Diskuse o rychlé separaci částic a antičástic je nešťastným popisem přijatého mechanismu vzniku struktury ve velkém měřítku, který pravděpodobně zkresluje, o co ve skutečnosti jde. Podobná věc se stane, když se pokusíme popsat, co se skutečně děje v horizontu událostí černé díry, aby se vytvořilo Hawkingovo záření, a všechny populární konceptualizace nedosahují přesného obrazu.

Ve skutečnosti se během inflace děje to, že se fluktuace vakua všech polí v teorii vyvíjejí spolu s nafukováním časoprostoru. Jsou zesíleny a nataženy do akauzálních měřítek, protože se během inflace zmenšuje poloměr Hubbleova poloměru. Kolísání v poli inflaton & # 8212 pole, které poskytuje hustotu energie k řízení expanze & # 8212 se fyzicky projeví jako poruchy zakřivení, jakmile dosáhnou superobzorových měřítek. Klíčem však je, že * všechna * pole kolísají a # 8212 dokonce i gravitační pole. Tato excitace jsou napínána inflací a vytvářejí spektrum reliktních gravitačních vln ve velkém měřítku. Současná pozorování (jako například Planckův satelit ESA & # 8217) se snaží o tento signál gravitačních vln, protože by poskytla silnou podporu pro rané období inflační expanze.

Není to tedy spekulace. Teorie kvantových fluktuací jako počátek kosmologických poruch, které nasazují strukturu velkého měřítka, je zdravá a dobře otestovaná. Fyzická interpretace těchto fluktuací & # 8212 jako smyček virtuálních částic v rušivém rámci & # 8212 je možná nesprávná. Slouží jako populární ilustrace, která je pravděpodobně blízko k tomu, aby to bylo správné.

Nějak jsem nechal to prohlášení o antigravitonech létat. Graviton nemá antičástice, stejně jako foton nemá antičástice. Fotony a gravitony mají kvantová čísla týkající se jejich rotace a polarizace. Nemají žádné měřidlo, a to je to, co definuje antičástice. Gluon, částice měřidla pro QCD, nese dvě barevné náboje pro QCD, a proto má antičástice. Gluon však nemůže existovat jako holá částice, ale pouze uvnitř kvarkové plazmy nebo vakuové bubliny, nebo jako gluonový řetěz nebo lepicí koule (plazma gluonů s nulovým čistým barevným nábojem). Gluonový řetězec může mít stejný kvantový stav jako graviton a ve skutečnosti v AdS

Fyzika CFT je to graviton.

Nějak jsem nechal to prohlášení o antigravitonech létat. Graviton nemá antičástice, stejně jako foton nemá antičástice. Fotony a gravitony mají kvantová čísla týkající se jejich rotace a polarizace. Nemají žádné měřidlo, a to je to, co definuje antičástice. Gluon, částice měřidla pro QCD, nese dvě barevné náboje pro QCD, a proto má antičástice. Gluon nemůže existovat jako holá částice, ale pouze uvnitř kvarkové plazmy nebo vakuové bubliny, nebo jako gluonový řetězec nebo lepicí koule (plazma gluonů s nulovým čistým barevným nábojem). Gluonový řetězec může mít stejný kvantový stav jako graviton a ve skutečnosti v AdS

Fyzika CFT je to graviton.

Au! Nejen, že jde o zvukové vlny v dokonalých tekutinách jako první aproximaci, existují zjevné vazby mezi modelem a kauzalitou:

& # 8220 Zvažte dokonalou tekutinu v kontextu speciální nebo obecné relativity, se stavovou rovnicí p / c2 = w & rho vztahující se tlak p k hustotě energie & rho.

Pokud je w konstantní, rychlost zvuku je dána c_s ^ 2 / c ^ 2 = 1 / c ^ 2 dp / d & rho = w, (1) a pokud se w pomalu mění, je to stále dobrá aproximace.

Tak lze snadno získat c_s ^ 2 & gt c ^ 2: jednoduše nastavte v makroskopickém popisu w & gt 1, tj. Předpokládejte, že p / c ^ 2 & gt & rho & gt 0. Pak rychlost zvukových kuželů leží mimo rychlost světelných kuželů ve všech směrech1 za všech okolností a fluidní vlny se mohou šířit rychlostí až do této superluminální rychlosti zvuku. Samozřejmě to není daleko od běžné hmoty. Nesouhlasí s ničím, co je dosud v reálném světě. Způsobuje to však vážné problémy, pokud jde o kauzální porušení nebo Lorentzovu invariance, považovanou makroskopicky? & # 8221

A článek dále tvrdí, že argumenty pro superluminální signály jsou špatné. Problém je v tom, jak vybrat správný snímek:

& # 8220 V tomto aspektu návrhu není zahrnuto žádné fyzické porušení. Teorie Lorentz-invariantní nejen mohou mít, ale pro modelování některých aspektů reality musí mít, ne-Lorentz-invariantní řešení (jinak by normální zvukové vlny nebyly
povoleno). Invariance pak mapuje jedno řešení k jinému jinému, spíše než k sobě samému. V ostatních rámcích odpočinku pozorovatelů bude v tomto případě příčinné limity opět určováno spíše rychlostí zvukového kuželu kapaliny než světelným kuželem. Neexistuje způsob, jak vyslat signál do minulosti člověka, pokud žádný signál a žádný pozorovatel neprochází mimo zvukový kužel, takže tento kužel je sám o sobě kauzální
limitní kužel. & # 8221

& # 8220 Stejně jako v případě proměnné rychlosti světelných teorií (viz např. Odkaz [26] pro diskusi), je třeba brát v úvahu fyziku jako celek, kdykoli je možné navrhnout teorie superluminální rychlosti zvuku, nelze si jen s některými pohrávat část fyziky bez přemýšlení o důsledcích pro celek. & # 8221

Může mi někdo říct, kde mohu získat úplný popis teorie strun?

Následující web je slušným přehledem tématu

Amy Teitel:
Jsem si jistý, že jste chtěl říct & # 8220hvězdy, planety (ne letadla) a galaxie & # 8221 ne? Před publikováním článků si prosím vždy zkontrolujte SPELLING. Viděl jsem tento druh chyby v několika vašich předchozích komentářích a to mezi čtenáři vytváří zbytečný zmatek. Děkuju.

Torbjornu Larssonovi:
Věřím, že mnoho čtenářů UniverseToday si již nyní uvědomuje, že z vašich pravidelných komentářů na této stránce máte rozsáhlé znalosti v astrofyzice. Bylo by však moudré, abyste si ty složité matematické rovnice nechali jen pro sebe. Většinu čtenářů jistě těší podrobné vysvětlení objasňující problém obecně, ale nemohlo by se jim méně starat o nesmyslné abstraktní rovnice po celou dobu v kontextu vašich komentářů. Děkuju.

Se vší úctou někteří z nás rozumějí Torbjornovým rovnicím a oceňují jeho vstup. Je to škoda, že Disqus neposkytuje pěkné formátování pro rovnice.

Jsem si jistý, že existuje spousta lidí, pro které jsou jeho příspěvky příliš podrobné, ale moje rada by jim byla, kdyby jeho příspěvky prozkoumala, což pro náročného čtenáře komentářů není nijak zvlášť obtížný úkol.

Pokud opravdu máte problém s jeho příspěvky, zvažte jejich nahlášení moderátorovi & # 8211 I & # 8217m, že zaměstnanci UT (který považujete za vhodný pro urážku kvůli snadno proveditelným pravopisným chybám) budou vaše stížnosti ignorovat.

LOL! Milujte tu poslední větu!

& # 8230but & # 8217t se méně starat o nesmyslných abstraktních rovnic po celou dobu v rámci vašich komentářů. Děkuju

prosím, nepožádejte ho, aby byl nudný a aktuální. někteří lidé se tématem zabývají a mají hlubokou odpověď.

Junovidore, povzdech, svým způsobem máte pravdu, ale určitě jste na něj narazili jako na otřes. Neumím číst Torbjornovy rovnice, ale přeji si, aby se s nimi pokusil něco zdůraznit. Pokud jde o pravopisné chyby, jedná se o blog. Myslím, že vám to chybělo. Nejedná se o publikovaný, recenzovaný text. Vezměte si například svůj pravopis komentářů & # 8230s extra & # 8216m & # 8217. Děláme to všichni. Jen o něco otevřenější přístup k ocení články bez ohledu na to.

Správné hláskování slova komentář je u DVA & # 8216m & # 8217, takže zde nejsou žádné další & # 8216m & # 8217, jak jste uvedli ve své odpovědi. Stačí si přečíst slovník.
Kometa je slovo pouze s jednou & # 8216m & # 8217 a pokud dokonale zapadá do rozsahu témat diskutovaných na stránce UniverseToday & # 8217s.
Kromě toho mé komentáře neměly nikoho urazit, ale spíše upozornit na pár věcí, které, když se stanou častěji, než se očekávalo, jen odvádějí pozornost a potěšení ze čtení. Každopádně na mé straně žádné tvrdé pocity.

Možná vidím dvojnásobek, ale ve vašem počátečním komentáři jsou ve vašem prvním odstavci 3, count & # 8217em, TŘI m & # 8217s ve slově komentář. Stačí říct & # 8217. Neberte to ve zlém!

Rovnice Torbjorn Larsson a lcrowell & # 8217s jsou ve skutečnosti velmi zajímavé a přidávají se do fóra. Možná vás to nezajímá, ale to neznamená, že to nezajímá každého.

Souhlasím s tebou. Matematika LC & # 8217s a Torbjorn & # 8217s je často obtížná, ale je to skvělé cvičení šedé hmoty. Když je to nad mojí hlavou, je také velmi snadné přeskočit kolem vysvětlení. Nechte ty vědecké věci přicházet!

Poukazování na chyby je skvělé, ale buďte na to milí. Kromě toho si nemyslím, že by si někdo přečetl & # 8216planes & # 8217, a že & # 8220wow existují letadla ve vesmíru ?? & # 8221.

Můžete také dělat to, co já, pokud je pro vás Torbjorn & # 8217s matematika příliš složitá, a to přeskočit jeho příspěvek. Nechápu, proč musíte jít z cesty, abyste si s tím udělali velký problém. Kromě toho vím, že je zde spousta čtenářů matematicky nakloněných.

Pokud vás tyto věci otravují, měli byste si být vědomi toho, že váš příspěvek je mnohem otravnější než cokoli, co jste zmínili. Takže, možná, jen chill.

Může někdo laicky vysvětlit, jak do toho přicházejí zvukové vlny a rychlost zvuku? Byl jsem překvapen, když jsem viděl, že se v této diskusi vůbec objevují!

Vesmír byl tehdy velmi kompaktní. Tak kompaktní, že by se dalo považovat za jednu velkou pevnou / tekutou / plynnou kouli. Narážení hmoty do sebe je v zásadě zdravé.

Jednou ze zajímavých věcí na vlnách je to, že ačkoliv hmota narážející do sebe neporušuje rychlost světla, vlna sama může tuto rychlost překročit. (např. střídavý proud, elektrony zůstávají na místě ve vlně a ve skutečnosti se nepohybují, ale signál jako vlna se pohybuje velmi rychle. Totéž platí pro vodní vlny.)

A & # 8216oops & # 8217 zde & # 8230no, vlny všeho druhu NEMOHOU překročit rychlost světla. To by porušilo specifikaci & # 8216nezáleží ani informace & # 8217 v TofR. Vzhledem k pravděpodobnosti obývání elektronů existuje malá pravděpodobnost pravděpodobnosti umístění elektronů FTL na atomech křižujících rychlostí blízkou rychlosti světla, ale běžně se to nestane. Někdo jiný zváží, jak se sem dostane zvuk?

Je třeba zdůraznit, že inflace nám neříká o původu vesmíru. K inflaci došlo v době, kdy struktura časoprostoru byla klasická nebo nebyla kvantově mechanická. Poté došlo k předchozí epizodě, kdy samotný časoprostor byl nějakým způsobem kvantován. Toto předchozí období je předmětem teoretického výzkumu.

Základní rovnicí kosmologie je rovnice Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW). To lze pochopit pomocí newtonovské mechaniky a gravitace.Někteří lidé proti tomu mohou namítat, že je to příliš matematické, ale pokud se chcete zajímat o astronomii, doporučujeme znát newtonovskou mechaniku. Druhý Newtonův zákon mechaniky nám řekl, že síla na těleso se rovná jeho hmotě krát zrychlení F = ma. Zákon gravitace je ten, že síla na těleso o hmotnosti m jinou hmotou M je

což se rovná síle, kterou vyvíjí hmota m na druhou hmotu M oddělenou radiální vzdáleností r. Dali jsme je dohromady, abychom získali úplnou rovnici

kde zrychlení je a = dv / dt & # 8212 malý diferenciální počet. Věta o pracovní energii elementární fyziky nám říká, že síla přemístěná na vzdálenost se rovná kinetické energii. Takže to napíšeme jako? F • dr a použijeme dr = (dr / dt) dt (řetězové pravidlo v počtu) = -vdr (pohyb je záporný r směr = přitažlivost) a dostaneme

Rozpoznáváme (1/2) v ^ 2 jako „energii na hmotu“ a to se rovná změně potenciálu.

Tuto rovnici můžeme převést na kosmologickou rovnici. Uvažujeme vzdálenost ke galaxii r = ax, kde a je měřítko, které se používá k posunutí míry pravítka x, aby se získala vzdálenost r. Pak máme, že veškerá dynamika je obsažena v měřítku, takže v = (da / dt) x, které píšeme jako a’x, prvočíslo označuje časovou derivaci. Výše uvedená rovnice se stává

Hmotnost M je celá hmotnost galaxií v nějakém objemu V = (4? / 3) r ^ 3 = (4? / 3) (ax) ^ 3. Hmotnost M se tedy rovná hustotě hmoty (hmotné energii) v objemu nebo M =? V a tato rovnice je pak

Toto je FLRW rovnice pro kosmologii, kde pohyb prostoru je dán faktorem měřítka a, který se vyvíjí s časem. Jedná se o Hamiltonovu (energetickou rovnici), která řídí dynamiku.

Hamiltonián pro měřítkový faktor a ve FLRW s obecnou relativitou je obecnější

který má různá řešení pro různé hustoty? Faktor - k / a ^ 2 je člen zakřivení, kde k = 1 znamená, že prostor je koule, k = 0 je plochý a nekonečný a k = -1 znamená, že jde o hyperbolický tvar sedla. To vede k dynamické pohybové rovnici, když je považována za hamiltonián pro k = 0

Pro konstantní hustotu? =? / (8? G),? kosmologická konstanta, to odráží určitou konstantní masovou energii ve vakuu. Toto řešení je exponenciálním řešením

což je inflační řešení. Prostor se exponenciálně rozšiřuje s časem, což zahrnuje zrychlenou expanzi, která se také zvyšuje. Současný stav vesmíru je této povahy, kde existuje nějaká temná energie (vakuová energie nebo energie kvantového nulového bodu), která má větší hustotu než hmotná energie věcí jako jsou galaxie a dokonce i temná hmota.

Počáteční inflační období bylo epochou s mnohem větší vakuovou energií, až 10 ^ <110>krát větší, než je v současné době. Exponenciální expanze prošla 63 efolds, nebo na čas takový, že exp (sqrt <8? G? / 3> t)

e ^ <63>. To enormně natáhlo prostor, což znamená, že dřívější počáteční data vesmíru před inflací se natáhla na obrovské hodnoty červeného posunu.

Velmi hezké odvodit Friedmannovu rovnici pouze pomocí newtonovské mechaniky!

1) V & # 8220 (a’x) ^ 2 = GM / ax. & # 8221 není & # 8217t faktor (1/2) vlevo chybí?

2) Co chcete říct, když zavoláte & # 8220Hamiltonian & # 8221 rovnici & # 8220 (a '/ a) ^ 2 = 8? G? / 3 & # 8220? Výše uvedená rovnice nevypadá jako Hamiltonova funkce (pro všechny čtenáře: Hamiltonovská funkce je funkcí hybnosti a polohy, která se rovná součtu kinetické a potenciální energie)

3) Temná energie, s její konstantní hustotou energie v rozpínajícím se vesmíru, není nejjasnějším porušením zachování energie?

Opravdu mi chyběl faktor poloviny, což jsem změnil. To neovlivnilo zbytek výpočtu. Hamiltonian jsem také napsal explicitně s H = 0.

Pokud jde o narušení energie, tato rovnice souvisí se zachováním hustoty energie. Je také distribuován na nekonečném prostoru R ^ 3. Otázka úspory energie je tedy něco, co je nějak skryto. Úspora energie je v obecné relativitě „zábavná“. Je to výslovně definováno pouze v případě, že existuje symetrie časoprostoru podél časového směru, který definuje konstantní časově podobný vektor hybnosti. Tato symetrie se nazývá Killingový vektor. Vesmírné kosmologie to výslovně nemají. Abychom se dostali do hmoty hlouběji, vyžaduje to křivky a rovnice pole obecné relativity. Tenzor stresové energie obsahuje termín? + p, kde tlakový člen pro de Sitterův časoprostor se řídí p = - ?. Tento podtlak lze v jistém smyslu považovat za odstranění práce, myslím, že pdV = NkdT = dS = rozdíl entropie, který brání generování energie z konstantní hustoty vakuové energie při expanzi prostoru.

Je docela pozoruhodné, že fyziku časoprostoru FLRW lze diskutovat v modelu prvního řádu pouhým použitím newtonovské mechaniky. Ve skutečnosti, kdyby si Newton byl vědom rozšiřujícího se vesmíru, mohl by to vyřešit.

Pokud zákony zachování vycházejí ze symetrií, jako je úspora energie z času & # 8220překlady & # 8221 v časoprostoru (pokud tomu dobře rozumím, znamená to, že geometrie prostoru se nemění ve směru podobném času) & # 8230

& # 8230 a protože gravitační interakce nejsou obecně časově symetrické (s výjimkou zvláštních případů, jako jsou časoprostory Minkowski, Scharwrzchild a Kerr, které se nezmění v časovém směru) & # 8230

& # 8230 pak obecně gravitace porušuje zachování energie?

& # 8230 a důvod, proč jsme nic takového neměřili v laboratoři nebo jej nepozorovali v blízkém vesmíru, je ten, že gravitační interakce je velmi slabá a v běžných astrofyzikálních situacích je Scharwzchildovo řešení vynikající aproximací gravitačního pole hvězd , planety atd. a tento časoprostor se časem nemění?

Radiální symetrická gravitační pole mají časově podobné izometrie nebo vražedné vektory. Takže černé díry a běžnější gravitační pole šetří energii. Gravitační vlny dokáží také šetřit energii. S tenzory zakřivení je trochu matematiky. Riemannův tenzor zakřivení je součtem Weylovy zakřivení a Ricciho zakřivení. Jak se tato částka provádí, je trochu komplikované. Weylovo zakřivení je forma zakřivení, která zachovává objemy. Pokud máte kouli ve dvou rozměrech, která obklopuje objem, je Weylovo zakřivení takové, že jak se časoprostor vyvíjí, nebo že se body na a uvnitř této koule pohybují na nějaké geodetice, může se koule deformovat, ale objem zůstává konstantní. Přemýšlejte o tom, že v každém bodě koule jsou testovací hmoty a vezměte limit, který hmotnost jde na nulu. Ricciho zakřivení nezachovává objem. Pokud umístíte sférický obal prachu kolem Země, hvězdy nebo černé díry, prachové částice spadnou dovnitř a zmenší objem, který vpíšou.

Penrose, Petrov a Pirani vyvinuli elegantní matematiku. Weylovo zakřivení je typ operátora nebo stroje, který působí na zabíjení vektorů a dává vlastní čísla. Algebra tohoto systému popisuje systém PPP typů časoprostoru. Některé z těchto typů řešení jsou typy D pro černé díry, typy I, II a III (prostory Robinson-Trautman) a prostory typu N pro gravitační vlny. Toto fyzicky lze považovat za termín blízkého pole, černou díru, termín vzdáleného pole jako gravitační vlny a mezilehlé symetrie. To je srovnatelné s řešením blízkého i vzdáleného pole Maxwellových rovnic.

Kosmologie popisují expanzi prostoru, takže pokud jste umístili sférickou skořápku prachových částic do kosmologie, které nejsou navzájem gravitačně vázány, tato skořápka rozšíří svůj objem. Neexistuje tedy žádné Weylovo zakřivení, které by poskytovalo časově podobnou izometrii. Díky sférické symetrické gravitaci, řekněme černé díře, je řešení definováno oblastmi, které hmotu neuzavírají. To je technika obdobná použití Gaussových povrchů v elektromagnetismu.

Symetrie je důležitá při definování konzervované veličiny. Emmy Noetherová pro toto počátkem minulého století vytvořila obecnou větu. V klasické mechanice lze hybnost považovat za generátor změny polohy. Pokud má prostor homogenní symetrii, takže nemá žádné rozlišovací vlastnosti od bodu k bodu, je zachována hybnost. Totéž platí pro čas, pokud jsou časové překlady při změně měřítka nebo změně parametrů neměnné, energie se zachová. Pokud je prostor při rotaci izotropní, pak se zachová moment hybnosti. Ty definují konjugované páry pozorovatelných nebo proměnných:

který v klasické mechanice definuje Poissonovy konzolové struktury a v kvantovaném nastavení komutátory proměnných, které dávají jejich vztahy nejistoty.

1) skupina masivních a hustých objektů vázaných gravitací, jako hvězdná hvězdokupa nebo dvě černé díry obíhající kolem sebe?

2) mikro černé díry vznikající z urychlovačů částic (nebo kosmických paprsků)?

3) Akretující černá díra (hmota roste, takže díra roste s časem)?

4) Malá odpařující se černá díra (blížící se ke konci své životnosti), která se rychle zmenšuje?

V takových případech časoprostor NENÍ časově neměnný, takže energie není zachována, nebo mi něco chybí?

V těchto případech je masová energie pravděpodobně zachována, i když tyto systémy mají menší symetrii pro práci, takže je těžké definovat hmotnost ADM. Systém dvou černých děr na oběžné dráze není integrovatelný, a to pouze přibližně, pokud jsou tyto dvě černé díry daleko od sebe a systém se blíží situaci blízké Newtonovu. Dvě pevně obíhající černé díry vyprodukují gravitační vlny, což je složitější než integrovatelný newtonovský systém se dvěma těly. V newtonovské mechanice nejsou systémy n-body pro n & gt 2 řešitelné v uzavřené formě a obecně systémy relativity nejsou obecně integrovatelné pro n & gt 1. Aby se aproximovalo, je třeba použít perturbační metody (parametrizované post-newtonovské) nebo numeriku. tyto systémy.

Kvantové černé díry pravděpodobně také šetří hmotnou energii, i když tomuto systému rozumíme pouze s klasickými zpětnými reakcemi používanými k léčbě černé díry. Teoretické zpracování plně kvantově mechanického nebo kvantového pole černých děr, které tvoří několik Planckových hmot, je fascinujícím tématem ve spojení s teorií strun a kvantovými informacemi. Budu se sklánět před diskusí, která je zde velmi hluboká a abstraktní. Kvantové černé díry, o nichž se předpokládá, že by mohly být vyrobeny v LHC, ve skutečnosti nejsou černé díry. Jsou to systémy QCD s určitou korespondencí s časoprostory AdS-Schwarzschild. To znamená, že gluonové řetězce nebo kvark-gluonová plazma mohou mít malé kvantové amplitudy, které odpovídají černým děrám. LHC nemůže vyprodukovat skutečnou certifikovanou černou díru a všechny flapdoodle v minulém desetiletí nad tím byly směšné nesmysly.

& # 8220 Za normálních okolností mohou částice hmoty a antihmoty náhle vzniknout, než se okamžitě srazí a zničí se navzájem & # 8221
Jak je zde naznačeno, zdá se, že vesmír dělá vše v rovnováze, proto bych očekával, že se vytvoří stejný počet hmotných a anti-hmotných částic. Přesto, jak tomu rozumím, teorie vysvětlující, proč náš vesmír existuje, by vyžadovala vytvoření další normální hmoty. Tato nerovnováha se nezdá být správná, ale kam se mohl zbytek anti-hmoty dostat? Mohl by někde existovat vesmír proti hmotě?

lidé také mají bilion buněk a chromozomů různých variací

představte si, jak jsme v tomto vesmíru malí a vynásobte je 10 k mocné miliardě tolika nul



Přidejte se k našim 836 čtenářům! Na tomto webu nevidíte žádné reklamy, podívejte se na naše videa dříve, speciální bonusový materiál a mnoho dalšího. Připojte se k nám na patreon.com/universetoday


Homogenní statický vesmír

Zvažte nekonečný homogenní statický vesmír s konstantní hustotou hmoty $ rho $. Pokud bychom měli vypočítat sílu na testovanou částici umístěnou v určitém bodě podle Newtonova gravitačního zákona. Bylo by logické vyvodit ze symetrického argumentu, že síla na částici by měla být nulová. Ale je to pravda? Jak víme, síla na tuto částici závisí na tom, jak sčítáme příspěvky hmoty ve vesmíru. Takže jeden způsob, jak vypočítat sílu, dá na částici čistou sílu 0 a jiný způsob, jak to udělat, dá čistou sílu v určitém směru. Ve skutečnosti podle toho, jak provedeme součet, můžeme dojít k závěru, že částice může být vystavena jakékoli síle, dokonce i nekonečné.

Jak je tedy tento problém vyřešen? Z matematického hlediska by to mělo mít řešení.


Proč může poslední velká předpověď Kosmické inflace selhat

Obrazový kredit: Bock et al. (2006, astro-ph / 0604101) modifikace E. Siegela.

Jedním z největších vědeckých úspěchů počátku 20. století bylo objevení rozpínajícího se vesmíru: že jak čas plyne, vzdálené galaxie od nás ustupují, protože prostor mezi námi se rozšiřuje podle Einsteinovy ​​obecné relativity. V polovině 20. století se objevila skvělá myšlenka, že pokud se vesmír dnes zvětšuje a ochlazuje, byl v minulosti menší, žhavější a hustší: Velký třesk. Velký třesk učinil několik dalších předpovědí:

  • existovala by velká kosmická síť struktur s malými, středními a velkými strukturami shlukovanými v určitých vzorcích,
  • zbyla by záře radiace z raného vesmíru, která by byla ochlazena jen na několik stupňů nad absolutní nulou,
  • a existovala by specifická sada poměrů pro nejlehčí prvky ve vesmíru, pro různé izotopy vodíku, helia a lithia.

Obrazový kredit: Vědecký tým NASA / WMAP k objevu CMB v roce 1965 Arno Penziasem a Bobem. [+] Wilson.

V šedesátých a sedmdesátých letech se všechny tyto předpovědi potvrdily s různou mírou přesnosti a Velký třesk se stal drtivou většinou přijímán jako hlavní teorie, kde vzniklo vše, co ve vesmíru můžeme vnímat a detekovat. Ale pokud jde o Velký třesk, bylo několik otázek, které nebyly zodpovězeny, několik jevů, které byly v tomto rámci zcela nevysvětlené.

  1. Proč byl vesmír přesný všude stejná teplota?
  2. Proč byl vesmír tak prostorově plochý, proč se rychlost expanze a hustota hmoty / energie navzájem tak dokonale vyvažovaly?
  3. Pokud vesmír dosáhl brzy tak vysokých energií, proč jsme neviděli stabilní relikvie, které by se z něj měly šířit po celém vesmíru?

Obrazový kredit: E. Siegel, z jeho knihy Beyond The Galaxy. Pokud tyto tři různé oblasti vesmíru. [+] nikdy neměl čas na termizaci, sdílení informací nebo vzájemné předávání signálů, tak proč mají všechny stejnou teplotu?

Pokud by se vesmír rozpínal podle pravidel obecné relativity, není důvod očekávat, že byly spojeny oblasti vesmíru oddělené vzdálenostmi většími než je rychlost světla, natož stejná přesná teplota. Pokud vezmete Velký třesk až do jeho logického závěru - do nekonečně horkého a hustého stavu - neexistuje způsob, jak přijít s odpověďmi na tyto otázky. Musíte jen říct: „zrodilo se to takhle“ a z vědeckého hlediska je to naprosto neuspokojivé.

Ale je tu ještě jiná možnost. Možná, že místo toho, aby se vesmír právě narodil v okamžiku velkého třesku s těmito podmínkami, existovala raná fáze, která založit tyto podmínky a horký, hustý, rozpínající se a ochlazující vesmír, který k nám vedl. To by byla práce pro teoretiky: zjistit, jaká možná dynamika by mohla připravit půdu pro Velký třesk s tyto podmínky nastanou. V letech 1979/1980 navrhl Alan Guth revoluční myšlenku, která změní způsob, jakým jsme přemýšleli o původu našeho vesmíru: kosmická inflace.

Obrazový kredit: Notebook Alana Gutha z roku 1979, tweetovaný přes @SLAClab, z. [+] https://twitter.com/SLAClab/status/445589255792766976.

Předpokládáme, že velkému třesku předcházel stav, kdy nebyl vesmír naplněn hmotou a zářením, ale spíše obrovským množstvím energie neodmyslitelnou součástí samotné struktury vesmíru , Guth dokázala vyřešit všechny tyto problémy. Jak postupovala osmdesátá léta, navíc došlo k dalšímu vývoji, který jasně ukázal, že k tomu, aby inflační modely mohly reprodukovat vesmír, jsme viděli:

  • naplnit to hmotou a zářením,
  • aby byl vesmír izotropní (stejný ve všech směrech),
  • aby byl vesmír homogenní (stejný na všech místech),
  • a dát jí horký, hustý, rozpínavý stav,

bylo docela dost tříd modelů, které to dokázaly, jak je vyvinuli Andrei Linde, Paul Steinhardt, Andy Albrecht, s dalšími detaily vypracovanými lidmi jako Henry Tye, Bruce Allen, Alexej Starobinskii, Michael Turner, David Schramm, Rocky Kolb a další. Ale ty nejjednodušší - ty, které problém vyřešily a měly nejméně parametry zdarma - spadají pouze do dvou kategorií.

Zápočet: Ethan Siegel s grafickým nástrojem Google. Dvě nejjednodušší třídy inflace. [+] potenciály se zobrazenou chaotickou inflací (L) a novou inflací (R).

Zde bylo nová inflace, kde jste měli potenciál, který byl nahoře velmi plochý a že inflatonové pole se mohlo „valit dolů, pomalu“, aby dosáhlo na dno, a chaotická inflace, kde jste měli potenciál ve tvaru písmene U, který byste zase pomalu sjížděli.

V obou těchto případech by se váš prostor exponenciálně rozšířil, byl by napnutý, měl by všude stejné vlastnosti, a když by inflace skončila, dostali byste zpět vesmír, který se velmi podobal našemu. Kromě toho byste taky získejte šest nových nových předpovědí, které všechny v té době ještě nebyly pozorovány.

  1. Dokonale plochý vesmír . Protože inflace způsobuje tuto rychlou, exponenciální expanzi, nabývá jakéhokoli tvaru, jaký byl vesmír, a natahuje jej do obrovských měřítek: do měřítek mnohem, mnohem větších, než jaké můžeme pozorovat. Výsledkem je část, kterou vidíme vzhled k nerozeznání od bytu, stejně jako může vypadat plochá země mimo vaše okno, ale je to vlastně součást celé zakřivené Země. Prostě nevidíme dost, abychom věděli, co to pravé zakřivení ve skutečnosti je.
  2. Vesmír s fluktuacemi na vaháchvětší než světlomohl cestovat. Inflace - způsobením exponenciálního rozpínání prostoru vesmíru - způsobí, že to, co se děje ve velmi malých měřítcích, bude vybuchnuto do mnohem větších. To zahrnuje kvantové fluktuace, které obvykle kolísají na místě v prázdném prostoru.Ale během inflace se díky rychlé, exponenciální expanzi tyto malé energetické výkyvy roztáhnou napříč vesmírem do gigantických, makroskopických měřítek, které by se měly rozvinout do celého viditelného vesmíru!
  3. Vesmír s maximální teplotou ne libovolně vysoká. Kdybychom mohli vzít Velký třesk zpět na svévolně vysoké teploty a hustoty, našli bychom důkaz, že kdysi vesmír dosáhl alespoň teplotní stupnice, při které se fyzikální zákony rozpadají: Planckova stupnice nebo kolem energií 10 19 GeV. Pokud však došlo k inflaci, muselo k ní dojít na energetických stupnicích nižších, než je toto, což mělo za následek, že maximální teplota postinflačního vesmíru musí být nějaká energetická stupnice nižší než 10 19 GeV.
  4. Vesmír, jehož výkyvy bylyadiabatické nebo stejné entropievšude . Výkyvy mohly přijít v různých typech: adiabatické, izokřivení nebo jejich kombinace. Inflace předpovídala, že tyto výkyvy měly být 100% adiabatické, což znamená, že podrobná měření indexu typy Kvantové fluktuace, s nimiž vesmír začínal, by měly odhalit podpisy v mikrovlnném pozadí a ve velké kosmické struktuře.
  5. Vesmír, kde bylo spektrum fluktuací spravedlivé mírně menší než mít měřítkový invariant (ns & lt 1) příroda . To je velký! Jistě, inflace obecně předpovídá, že tyto výkyvy by měly být neměnné. Ale je tu malá výhrada nebo korekce: tvar inflačních potenciálů, které fungují - jejich svahy a konkávnosti - ovlivňují, jak spektrum fluktuací odjíždí z invariance dokonalého měřítka. Dvě nejjednodušší třídy inflačních modelů, nová inflace a chaotická inflace, předpovídají ns které obvykle pokrývají rozmezí mezi 0,92 a 0,98.
  6. A konečně vesmír s určitým spektrem fluktuací gravitačních vln . Toto je poslední a jediný hlavní ne dosud potvrzeno. Některé modely - jako jednoduchý chaotický inflační model - dávají gravitační vlny velké velikosti (takové, jaké by mohl vidět BICEP2), zatímco jiné, jako jednoduchý nový inflační model, mohou dát gravitační vlny velmi malé velikosti.

Image credit: ESA and the Planck Collaboration.

Za posledních 35 let jsme provedli neuvěřitelná měření kolísání kosmického mikrovlnného pozadí na celém obloze, od měřítek velkých jako celý viditelný vesmír až po úhlové rozlišení pouhých 0,07 °. Vzhledem k tomu, že vesmírné satelity se postupem času staly stále schopnějšími - COBE v 90. letech, WMAP v 2000s a nyní Planck v 2010s - získali jsme neuvěřitelný vhled do vesmíru, když to bylo méně než 0,003% jeho současného stáří.

Image credit: Sloan Digital Sky Survey (SDSS), including the current depth of the survey.

Podobně se průzkumy rozsáhlých struktur staly neuvěřitelně všudypřítomnými, přičemž některé pokrývaly celou oblohu a jiné pokrývaly obrovské skvrny v ještě větších hloubkách. Díky průzkumu Sloan Digital Sky Survey, který poskytuje nejlepší moderní datové soubory, jsme byli schopni potvrdit prvních pět z těchto šesti předpovědí, čímž jsme inflaci postavili na velmi pevný základ.

  1. Vesmír je pozorován jako přesně prostorově plochý - se zakřivením 1 přesně - s přesností 1 0007 ± 0,0025, jak nejlépe ukazuje rozsáhlá struktura vesmíru.
  2. Kolísání kosmického mikrovlnného pozadí ukazuje vesmír s měřítky, které sahají až k a mimo horizont pozorovatelného vesmíru.
  3. Maximální teplota, jaké kdy náš vesmír mohl dosáhnout, jak ukazují fluktuace v kosmickém mikrovlnném pozadí, je pouze

To poslední číslo ns, je opravdu, opravdu důležité, pokud chceme hledat šestý a poslední predikce inflace: fluktuace gravitačních vln.

Obrazový kredit: vědecký tým NASA / WMAP.

Spektrum fluktuací v mikrovlnném pozadí vypadá dnes jako klikatá čára, ale vyrostlo to ze souhry všech různých forem energie v čase, od konce inflace až do doby, kdy byl vesmír starý 380 000 let. Vyrostlo to z fluktuací hustoty na konci inflace: vodorovná čára. Jen ten řádek není docela vodorovně je k linii mírný sklon a sklon představuje odklon spektrálního indexu, ns , od 1.

Důvodem, proč je to důležité, je to, že inflace vytváří konkrétní predikci zvláštního poměru (r), kde r je poměr fluktuací gravitačních vln k indexu skalárního spektra, ns . U dvou hlavních tříd inflačních modelů - stejně jako u jiných modelů - existuje obrovský rozdíl v tom, co r se předpokládá, že bude.

Image credit: Kamionkowski and Kovetz, to appear in ARAA, 2016, from. [+] http://lanl.arxiv.org/abs/1510.06042. Výsledky uvedené na AAS227.

U chaotických modelů r je obvykle velmi velký: ne menší než asi 0,01, kde 1 je maximální myslitelná hodnota. Ale u nových inflačních modelů r se může pohybovat od asi 0,05 do malých, nepatrných čísel, jako je 10-60! Ale tyto různé r hodnoty často korelují se specifickými hodnotami pro ns, jak vidíte výše. Li ns ve skutečnosti se ukázalo být hodnota, kterou jsme právě teď nejlépe změřili - 0,968 - pak nejjednodušší modely, které si můžete zapsat jak pro chaotickou inflaci, tak pro novou inflaci pouze uveďte hodnoty r které jsou větší než asi 10 -3.

Jak uvedl Mark Kamionkowski ve svém projevu na AAS (a na základě svého příspěvku zde), všechny jednoduché modely, které lze zapsat, pro naměřenou hodnotu ns, znamená, že r se nemůže pohybovat v rozmezí 10 - 60 až 1, může se pohybovat pouze v rozmezí 10 - 3 až 1. A to by mohlo být v krátkém čase velmi, velmi problematické, protože existuje celá řada pozemních průzkumů, které měří typ signál, který lze měřit r, již je omezeno na méně než 0,09, pokud je větší nebo rovno

Image credit: Kamionkowski and Kovetz, to appear in ARAA, 2016, from. [+] http://lanl.arxiv.org/abs/1510.06042. Výsledky uvedené na AAS227.

Kolísání gravitačních vln produkované inflací způsobuje polarizaci v režimu E i B, ale fluktuace hustoty (a ns) se zobrazují pouze v režimech E. Pokud tedy změříte polarizace v režimu B, můžete zjistit fluktuace gravitačních vln a určit je r!

Na tom právě teď pracují na měření experimenty jako BICEP2, POLARBEAR, SPTPOL a SPIDER. Existují polarizační signály v režimu B způsobené efekty čočky, ale pokud jsou inflační fluktuace větší než r

0,001, budou moci být viděni za 5-10 let probíhajícími experimenty a plánovanými během této doby.

Obrazový kredit: Vědecký tým Planck.

Pokud najdeme pozitivní signál pro r, buď chaotická inflace (obvykle pokud r & gt 0,02) nebo nová inflace (obvykle pro r & lt 0,04, a ano, existuje překrytí) model by mohl být silně, silně upřednostňován. Ale pokud naměřená hodnota pro ns zůstane to, co se teď považuje za správné, a po deseti letech jsme to omezili r & lt 10 -3, pak jsou nejjednodušší modely inflace špatné. Neznamená to, že inflace je špatná, ale znamená to, že inflace je něco složitějšího, než jsme si původně mysleli, a možná ani skalární pole.

Pokud k nám příroda nebude laskavá, poslední velká předpověď kosmické inflace - existence prvotních gravitačních vln - nám bude po mnoho dalších desetiletí nepolapitelná a bude i nadále nepotvrzená.

Předchozí článek byl částečně založen na informacích získaných během 227. zasedání Americké astronomické společnosti, z nichž některé mohou být nepublikovány.


Podívejte se na video: Miroslav Havránek - Inflační kosmologie Pátečníci PEN (Říjen 2022).