Según la teoría de la inflación cósmica, el universo primitivo comenzó a expandirse exponencialmente, inmediatamente después del Big Bang. Los cosmólogos propusieron esta teoría en 1981 para explicar varios problemas importantes en cosmología.
Uno de esos problemas es el problema del horizonte. Supongamos por un momento que el universo no se está expandiendo. Ahora imagine que en el universo muy primitivo, se disparó un fotón de vuelo libre hasta que chocó con el Polo Norte de la Tierra. Ahora imagine que se disparó un fotón al mismo tiempo, esta vez en dirección opuesta al primero. Debería haber golpeado el Polo Sur de la Tierra.
¿Pueden dos fotones dados intercambiar información que sucedió en el momento de su creación? Obviamente no. Porque el tiempo necesario para transferir datos de un fotón a otro, en este caso, será de dos edades del Universo. Los fotones están aislados. Están más allá del horizonte del otro.
Sin embargo, las observaciones muestran que los fotones provenientes de direcciones opuestas interactuaban de alguna manera. Dado que la radiación cósmica de microondas de fondo tiene una temperatura casi idéntica en todos los puntos de nuestro cielo.
Este problema se puede resolver suponiendo que algún tiempo después del Big Bang, el universo se expandió exponencialmente. Hasta este punto, el universo podría haber tenido un contacto causal y una temperatura general equilibrada. Las regiones que están muy separadas hoy en día estaban muy cerca en el universo primitivo. Esto explica por qué los fotones que vienen de diferentes direcciones casi siempre tienen la misma temperatura.
Un modelo simple para comprender la expansión del universo es como inflar un globo. Para un observador a ambos lados de la pelota, puede parecer que está en el centro de la expansión, ya que todos los puntos vecinos se alejan.
Cuando el globo está inflado, las distancias entre los objetos en la superficie del globo son aproximadamente e60 = 1026. Este es un número seguido de veintiséis ceros. Trasciende los debates político-económicos normales sobre la inflación.
fluctuaciones cuánticas
Imaginemos que antes de inflar el globo, había una inscripción escrita en él. Tan pequeño que no se podía leer. Inflar el globo hizo legible el mensaje. Esto significa que el inflado actúa como un microscopio que muestra lo que estaba escrito en el globo original.
De manera similar, podemos considerar las fluctuaciones cuánticas que se formaron al comienzo de la inflación. La expansión del cosmos durante la era de la inflación actúa como un enorme microscopio que muestra las fluctuaciones cuánticas. Esto deja huellas en la radiación cósmica de microondas de fondo (regiones más calientes y más frías) y en la expansión de las galaxias.
Cuando se usa la física clásica, la evolución del Universo inflacionario es homogénea: cada punto en el espacio se desarrolla de manera idéntica. Sin embargo, la física cuántica introduce cierta incertidumbre en las condiciones iniciales para diferentes puntos del espacio.
Estas variaciones actúan como semillas en la formación de la estructura. Después de un período de inflación, cuando las fluctuaciones se intensifiquen, la distribución de la materia será ligeramente diferente de un lugar a otro en el universo. La fuerza de la gravedad forma regiones más densas, lo que conduce a la formación de galaxias.
¿Qué pasaría si, en un pasado lejano, el espacio del universo estuviera en un estado de falso vacío? Si la densidad de la materia en esa era era menor que la requerida para equilibrar el universo, entonces la gravedad repulsiva habría dominado. Esto haría que el universo se expandiera, incluso si inicialmente no se expandió.
Para hacer nuestras ideas más definidas, supondremos que el Universo es cerrado. Luego se infla como un globo. A medida que crece el volumen del Universo, la materia se enrarece y su densidad disminuye. Sin embargo, la densidad de masa del falso vacío es una constante fija; siempre permanece igual. Entonces, muy rápidamente, la densidad de la materia se vuelve insignificante, nos quedamos con un mar de falso vacío en expansión uniforme.
La expansión es causada por la tensión del falso vacío, que es mayor que la atracción asociada con su densidad de masa. Dado que ninguna de estas cantidades cambia con el tiempo, la tasa de expansión permanece constante con un alto grado de precisión. Esta tasa se caracteriza por la proporción en que el universo se expande por unidad de tiempo (digamos, un segundo). En significado, este valor es muy similar a la tasa de inflación en la economía: el aumento porcentual de los precios por año. En 1980, cuando Guth impartía un seminario en Harvard, la tasa de inflación de Estados Unidos era del 14 %. Si este valor se mantuviera sin cambios, los precios se duplicarían cada 5,3 años. De manera similar, una tasa constante de expansión del universo implica que hay un intervalo de tiempo fijo durante el cual el tamaño del universo se duplica.
El crecimiento que se caracteriza por un tiempo de duplicación constante se llama crecimiento exponencial. Se sabe que conduce a números gigantescos muy rápidamente. Si hoy una rebanada de pizza cuesta $1, luego de 10 ciclos de duplicación (53 años en nuestro ejemplo), su precio será de $10^(24)$ dólares, y después de 330 ciclos alcanzará los $10^(100)$ dólares. Este número colosal, uno seguido de 100 ceros, tiene un nombre especial: googol. Guth sugirió usar el término inflación en cosmología para describir la expansión exponencial del universo.
El tiempo de duplicación de un universo lleno de un falso vacío es increíblemente corto. Y cuanto mayor es la energía del vacío, más corta es. En el caso de un vacío electrodébil, el universo se expandirá por un factor de un googol en una trigésima parte de un microsegundo, y en presencia de un gran vacío unificado, esto sucederá $10^(26)$ veces más rápido. En una fracción de segundo tan corta, una región del tamaño de un átomo se inflará a un tamaño mucho mayor que todo el universo observable en la actualidad.
Debido a que el falso vacío es inestable, eventualmente se desintegra y su energía enciende una bola de fuego de partículas. Este evento marca el final de la inflación y el comienzo de la evolución cosmológica normal. Así, a partir de un diminuto embrión inicial obtenemos un enorme Universo caliente en expansión. Y como bono adicional, este escenario elimina milagrosamente los problemas de horizonte y geometría plana que son característicos de la cosmología del Big Bang.
La esencia del problema del horizonte es que las distancias entre algunas partes del universo observable son tales que parecen haber sido siempre mayores que la distancia recorrida por la luz desde el Big Bang. Esto sugiere que nunca interactuaron entre sí, y entonces es difícil explicar cómo lograron una igualdad casi exacta de temperaturas y densidades. En la teoría estándar del Big Bang, el camino recorrido por la luz crece en proporción a la edad del universo, mientras que la distancia entre las regiones aumenta más lentamente a medida que la gravedad frena la expansión cósmica. Las áreas que no pueden interactuar hoy podrán influirse mutuamente en el futuro, cuando la luz finalmente cubra la distancia que las separa. Pero en el pasado, la distancia recorrida por la luz se vuelve aún más corta de lo que debería ser, por lo que si las regiones no pueden interactuar hoy, ciertamente no pudieron hacerlo antes. La raíz del problema, por lo tanto, está relacionada con la naturaleza atractiva de la gravedad, por lo que la expansión se ralentiza gradualmente.
Sin embargo, en un falso universo de vacío, la gravedad es repulsiva y, en lugar de ralentizar la expansión, la acelera. En este caso, la situación se invierte: las áreas que pueden intercambiar señales luminosas perderán esta oportunidad en el futuro. Y, lo que es más importante, esas áreas que hoy son inaccesibles entre sí deben haber interactuado en el pasado. ¡El problema del horizonte se ha ido!
El problema del espacio plano se resuelve con la misma facilidad. Resulta que el Universo se aleja de la densidad crítica solo si su expansión se ralentiza. En el caso de una expansión inflacionaria acelerada, ocurre lo contrario: el Universo se está acercando a una densidad crítica, lo que significa que se está volviendo más plano. Debido a que la inflación agranda el universo en un factor colosal, solo vemos una pequeña fracción de él. Esta región observable parece plana, similar a nuestra Tierra, que también parece plana cuando se ve cerca de la superficie.
Entonces, un breve período de inflación hace que el universo sea grande, caliente, uniforme y plano, creando exactamente el tipo de condiciones iniciales requeridas para la cosmología estándar del Big Bang.
La teoría de la inflación comenzó a conquistar el mundo. En cuanto al propio Gut, su estado de posdoctorado ha terminado. Aceptó una oferta de su alma mater, el Instituto Tecnológico de Massachusetts, donde sigue trabajando en la actualidad.
Extracto del libro de A. Vilenkin "Muchos mundos en uno: la búsqueda de otros universos"
En el que describe brevemente el surgimiento y desarrollo de la teoría del universo inflacionario, que da una nueva explicación al Big Bang y predice la existencia de muchos otros universos junto al nuestro.
La cosmología es de alguna manera afín a la filosofía. En primer lugar, en términos de la inmensidad de su objeto de estudio: es todo el Universo como un todo. En segundo lugar, por el hecho de que algunas de las premisas que contiene son aceptadas por los científicos como permisibles sin posibilidad de realizar ningún tipo de experimento de verificación. En tercer lugar, el poder predictivo de muchas teorías cosmológicas solo funcionará si podemos entrar en otros universos, lo cual no es de esperar.
Sin embargo, de todo esto no se deduce que la cosmología moderna sea un área tan agitada y no del todo científica donde, como los antiguos griegos, uno puede acostarse a la sombra de los árboles y hacer hipótesis sobre el número de dimensiones del espacio-tiempo: ¿Diez de ellos u once? Los modelos cosmológicos se basan en los datos de observación de la astronomía, y cuantos más datos, más material para los modelos cosmológicos, que deberían conectar y coordinar estos datos. La dificultad es que en cosmología se plantean cuestiones fundamentales que requieren de algunos supuestos iniciales, que son elegidos por los autores de los modelos en base a sus ideas personales sobre la armonía del universo. De hecho, no hay nada excepcional en esto: al construir cualquier teoría, uno debe tomar algunos puntos de referencia. Es solo que para la cosmología, que opera en las escalas más grandes de espacio y tiempo, es especialmente difícil elegirlos.
Primero, algunas definiciones importantes.
La cosmología es una ciencia que estudia las propiedades de nuestro Universo como un todo. Sin embargo, todavía no tiene ninguna teoría unificada que describa todo lo que sucede y ha sucedido alguna vez. Ahora bien, existen cuatro modelos cosmológicos principales que intentan describir el origen y la evolución del universo, y cada uno de ellos tiene sus pros y sus contras, sus adeptos y detractores. El modelo Lambda-CDM se considera el más autorizado, aunque no indiscutible. Es importante comprender que los modelos cosmológicos no necesariamente compiten entre sí. Simplemente pueden describir etapas fundamentalmente diferentes de evolución. Por ejemplo, Lambda-CDM no aborda en absoluto el problema del Big Bang, aunque hace un excelente trabajo al explicar todo lo que sucedió después.
La estructura del multiverso con burbujas de miniuniversos en su interior.
Diseño: Andréi Linde
Lo sorprendente de esto es que la constante cosmológica (es decir, la energía del vacío) no cambia en el tiempo a medida que el universo se expande, mientras que la densidad de la materia solo cambia de forma completamente predecible y depende del volumen del espacio. Resulta que en el universo primitivo la densidad de la materia era mucho mayor que la densidad del vacío, en el futuro, a medida que las galaxias se separan, la densidad de la materia disminuirá. Entonces, ¿por qué, en este momento, cuando podemos medirlos, tienen un valor tan cercano entre sí?
La única forma conocida de explicar una coincidencia tan increíble, sin involucrar ninguna hipótesis acientífica, es solo con la ayuda del principio antrópico y el modelo inflacionario, es decir, de los muchos universos existentes, la vida se originó en uno donde la constante cosmológica en un momento dado resultó ser igual a la densidad de la materia (esto a su vez determina el tiempo transcurrido desde el inicio de la inflación, y da el tiempo justo para la formación de galaxias, la formación de elementos pesados y el desarrollo de la vida ).
Otro punto de inflexión en el desarrollo del modelo inflacionario fue la publicación en 2000 de un artículo de Busso y Polchinski, en el que propusieron utilizar la teoría de cuerdas para explicar un gran conjunto de diferentes tipos de vacío, en cada uno de los cuales la constante cosmológica podría tomar en diferentes valores. Y cuando uno de los creadores de la teoría de cuerdas, Leonard Susskind, se unió al trabajo de unificar la teoría de cuerdas y el modelo inflacionario, esto no solo ayudó a pintar una imagen más completa, que ahora se llama el "paisaje antrópico de la teoría de cuerdas", pero también de alguna manera agregó peso a todo el modelo en el mundo científico. El número de artículos sobre inflación ha aumentado durante el año de cuatro a treinta y dos.
El modelo inflacionario pretende no solo explicar el ajuste fino de las constantes fundamentales, sino también ayudar a descubrir algunos de los parámetros fundamentales que determinan la magnitud de estas constantes. El hecho es que en el Modelo Estándar actual hay 26 parámetros (la constante cosmológica fue la última descubierta) que determinan el valor de todas las constantes que te has encontrado en un curso de física. Esto es bastante, y Einstein ya creía que su número podría reducirse. Propuso un teorema que, según él, no puede ser más que una creencia en la actualidad, de que no hay constantes arbitrarias en el mundo: está tan sabiamente dispuesto que debe haber algunas conexiones lógicas entre cantidades aparentemente completamente diferentes. En el modelo inflacionario, estas constantes pueden ser solo un parámetro ambiental que nos parece localmente sin cambios debido al efecto de la inflación, aunque será completamente diferente en otra parte del universo y está determinado por valores verdaderamente no identificados, pero ciertamente existentes. parámetros fundamentales.
En la conclusión del artículo, Linde escribe que las críticas al modelo inflacionario a menudo se basan en el hecho de que no podremos penetrar en otros universos en un futuro previsible. Por lo tanto, es imposible probar la teoría y aún no tenemos respuestas a las preguntas más básicas: ¿Por qué es tan grande el universo? ¿Por qué es lo mismo? ¿Por qué es isótropo y no rota como nuestra galaxia? Sin embargo, si miramos estas preguntas desde un ángulo diferente, resulta que incluso sin viajar a otros miniuniversos, tenemos muchos datos experimentales. Tales como el tamaño, el plano, la isotropía, la homogeneidad, el valor de la constante cosmológica, la relación entre las masas de protones y neutrones, etc. Y la única explicación razonable hasta la fecha para este y muchos otros datos experimentales se da en el marco de la teoría de los multiversos y, en consecuencia, del modelo de cosmología inflacionaria.
, 1990. Andréy Linde
"El paisaje antrópico de la teoría de cuerdas" 2003. Leonard Susskind
Marat Musín
Parecía poco probable que pudiera llegarnos un eco de los hechos ocurridos en los primeros milisegundos del nacimiento del Universo. Sin embargo, resultó ser posible.
La cosmología, la estructura del Universo, el pasado, presente y futuro de nuestro mundo: estas preguntas siempre han ocupado las mejores mentes de la humanidad. Para el desarrollo de la cosmología y de la ciencia en general, es sumamente importante comprender el Universo como un todo. Un papel especial lo juega la verificación experimental de construcciones abstractas, su confirmación por datos de observación, la comprensión y comparación de resultados de investigación, y una evaluación adecuada de ciertas teorías. Ahora estamos en medio del camino que lleva desde la solución de las ecuaciones de Einstein al conocimiento del secreto del nacimiento y la vida del Universo.
El siguiente paso en este camino lo dio el creador de la teoría de la inflación caótica, un graduado de la Universidad Estatal de Moscú, ahora profesor en la Universidad de Stanford, Andrey Dmitrievich Linde, quien hizo una contribución significativa para comprender la etapa más temprana en el desarrollo de el universo. Durante muchos años trabajó en uno de los principales institutos académicos rusos: el Instituto de Física. La Academia de Ciencias de Lebedev (FIAN), estudió las consecuencias de las teorías modernas de las partículas elementales, en colaboración con el profesor David Abramovich Kirzhnits.
En 1972, Kirzhnits y Linde llegaron a la conclusión de que las transiciones de fase peculiares tuvieron lugar en el Universo primitivo, cuando las diferencias entre los diferentes tipos de interacciones desaparecieron repentinamente: las interacciones fuertes y electrodébiles se fusionaron en una sola fuerza. (Una teoría unificada de las interacciones débiles y electromagnéticas llevadas a cabo por quarks y leptones a través del intercambio de fotones sin masa (interacción electromagnética) y bosones vectoriales intermedios pesados (interacción débil) fue creada a fines de la década de 1960 por Steven Weinberg, Sheldon Glashow y Abdus Salam. .) Más tarde, Linde se centró en el estudio de los procesos en etapas incluso más tempranas del desarrollo del Universo, en los primeros 10 a 30 s después de su nacimiento. Anteriormente, parecía poco probable que pudiera llegarnos un eco de los acontecimientos que tuvieron lugar en los primeros milisegundos del nacimiento del Universo. Sin embargo, en los últimos años, los métodos modernos de observación astronómica han hecho posible mirar hacia el pasado lejano.
Problemas de cosmología
Teniendo en cuenta la teoría del Big Bang, los investigadores se enfrentaron a problemas que antes se percibían como metafísicos. Sin embargo, invariablemente surgían preguntas que exigían respuestas.
¿Qué pasó cuando no había nada? Si el universo nació de una singularidad, entonces no existió en un momento dado. En Física Teórica de Landau y Lifshitz se dice que la solución de las ecuaciones de Einstein no puede continuarse en la región del tiempo negativo, y por tanto, en el marco de la teoría general de la relatividad, la pregunta "¿Qué había antes del nacimiento del Universo?" ?" no tiene sentido Sin embargo, esta pregunta sigue emocionándonos a todos.
¿Las rectas paralelas se cortan? En la escuela nos dijeron que no. Sin embargo, cuando se trata de cosmología, la respuesta no es tan clara. Por ejemplo, en un universo cerrado similar a la superficie de una esfera, las líneas que eran paralelas en el ecuador se cruzan en los polos norte y sur. Entonces, ¿Euclides tiene razón? ¿Por qué el universo parece ser plano? ¿Era así desde el principio? Para responder a estas preguntas, es necesario establecer cómo era el Universo en una etapa muy temprana de desarrollo.
¿Por qué el universo es homogéneo? Actualmente, esto no es verdad. Hay galaxias, estrellas y otras heterogeneidades. Si observamos esa parte del Universo que está dentro del rango de visibilidad de los telescopios modernos y analizamos la densidad de distribución promedio de la materia en una escala cósmica, resulta que es la misma en todas las direcciones con una precisión de 10 -5 . ¿Por qué el universo es homogéneo? ¿Por qué se aplican las mismas leyes de la física en diferentes partes del universo? ¿Por qué el universo es tan grande? ¿De dónde provino la energía necesaria para crearlo?
Siempre surgían dudas, y cuanto más aprendían los científicos sobre la estructura y la historia de nuestro mundo, más preguntas quedaban sin respuesta. Sin embargo, la gente trató de no pensar en ellos, percibiendo un gran Universo homogéneo y líneas paralelas que no se cruzan como algo dado, no sujeto a discusión. El colmo que obligó a los físicos a reconsiderar su actitud hacia la teoría del Universo primitivo fue el problema de los monopolos reliquia.
La existencia de monopolos magnéticos fue propuesta en 1931 por el físico teórico inglés Paul Dirac. Si tales partículas existen realmente, entonces su carga magnética debe ser un múltiplo de algún valor dado, que, a su vez, está determinado por el valor fundamental de la carga eléctrica. Durante casi medio siglo este tema estuvo prácticamente olvidado, pero en 1975 se hizo un sensacional anuncio de que se había descubierto un monopolo magnético en los rayos cósmicos. La información no fue confirmada, pero el mensaje despertó el interés por el problema y contribuyó al desarrollo de un nuevo concepto.
Según una nueva clase de teorías de partículas elementales que surgió en la década de 1970, los monopolos podrían aparecer en el Universo primitivo como resultado de las transiciones de fase predichas por Kirzhnits y Linde. La masa de cada monopolo es un millón de billones de veces mayor que la masa de un protón. En 1978-1979 Zel'dovich, Khlopov y Preskill descubrieron que nacieron muchos de esos monopolos, de modo que ahora habría un monopolo para cada protón, lo que significa que el Universo sería muy pesado y tendría que colapsar rápidamente por su propio peso. El hecho de que todavía existamos refuta esa posibilidad.
Revisando la teoría del universo primitivo
La respuesta a la mayoría de estas preguntas se obtuvo solo después de la aparición de la teoría inflacionaria.
La teoría inflacionaria tiene una larga historia. La primera teoría de este tipo fue propuesta en 1979 por Aleksey Aleksandrovich Starobinsky, miembro correspondiente de la Academia Rusa de Ciencias. Su teoría era bastante compleja. A diferencia de trabajos posteriores, no trató de explicar por qué el universo es grande, plano, homogéneo e isotrópico. Sin embargo, tenía muchas características importantes de la cosmología inflacionaria.
En 1980, un empleado del Instituto Tecnológico de Massachusetts, Alan Goose ( alan guth) en el artículo "El universo inflado: una posible solución al problema del horizonte y la planitud" describió un escenario interesante para un universo inflado. Su principal diferencia con la teoría tradicional del Big Bang fue la descripción del nacimiento del universo en el período de 10–35 a 10–32 s. Gus sugirió que en ese momento el universo se encontraba en un estado del llamado "falso" vacío, en el que su densidad de energía era excepcionalmente alta. Por lo tanto, la expansión ocurrió más rápido que según la teoría del Big Bang. Esta etapa de expansión exponencialmente rápida se denominó inflación (inflación) del Universo. Entonces el falso vacío se desintegró y su energía pasó a la energía de la materia ordinaria.
La teoría de Goose se basó en la teoría de las transiciones de fase en el universo primitivo desarrollada por Kirzhnits y Linde. A diferencia de Starobinsky, Gus intentó explicar, usando un principio simple, por qué el universo es grande, plano, homogéneo, isotrópico y también por qué no hay monopolos. Una etapa de inflación podría resolver estos problemas.
Desafortunadamente, después del colapso del falso vacío en el modelo de Goos, el Universo resultó ser muy heterogéneo o vacío. El hecho es que la descomposición de un falso vacío, como el agua hirviendo en una tetera, se produjo debido a la formación de burbujas de una nueva fase. Para que la energía liberada en este caso se convierta en la energía térmica del Universo, fue necesario que las paredes de las enormes burbujas chocaran, y esto debería haber llevado a una violación de la uniformidad y la isotropía del Universo después de la inflación. , lo que contradice el problema planteado.
Aunque el modelo de Gus no funcionó, estimuló el desarrollo de nuevos escenarios para un universo inflado.
Nueva teoría inflacionaria
A mediados de 1981, Linde propuso la primera versión de un nuevo escenario para un universo en expansión, basado en un análisis más detallado de las transiciones de fase en el modelo de Gran Unificación. Llegó a la conclusión de que, en algunas teorías, la expansión exponencial no termina inmediatamente después de la formación de burbujas, por lo que la inflación puede ir no solo antes de la transición de fase con la formación de burbujas, sino también después, ya dentro de ellas. En este escenario, se considera que la parte observable del Universo está contenida dentro de una sola burbuja.
En el nuevo escenario, Linde demostró que el calentamiento después del inflado ocurre debido a la creación de partículas durante las oscilaciones del campo escalar (ver más abajo). Así, las colisiones de las paredes de las burbujas, generando inhomogeneidades, se hicieron innecesarias, y así se resolvió el problema de la homogeneidad e isotropía del Universo a gran escala.
El nuevo escenario contenía dos puntos clave: primero, las propiedades del estado físico dentro de las burbujas deberían cambiar lentamente para asegurar la inflación dentro de la burbuja; en segundo lugar, en etapas posteriores deben ocurrir procesos que aseguren el calentamiento del Universo después de la transición de fase. Un año después, el investigador revisó su enfoque, propuesto en la nueva teoría inflacionaria, y llegó a la conclusión de que las transiciones de fase no son necesarias en absoluto, así como el superenfriamiento y el falso vacío, de los que partió Alan Hus. Fue un choque emocional, ya que era necesario abandonar las ideas que se consideraban ciertas sobre el Universo caliente, las transiciones de fase y la hipotermia. Era necesario encontrar una nueva forma de resolver el problema. Luego se planteó la teoría de la inflación caótica.
inflación caótica
La idea que subyace a la teoría de la inflación caótica de Linde es muy simple, pero para explicarla necesitamos introducir el concepto de campo escalar. Hay campos direccionales: electromagnéticos, eléctricos, magnéticos, gravitatorios, pero puede haber al menos uno más: escalar, que no está dirigido a ninguna parte, sino que es simplemente una función de coordenadas.
El análogo más cercano (aunque no exacto) de un campo escalar es el potencial electrostático. El voltaje en las redes eléctricas de Estados Unidos es de 110 V, y en Rusia es de 220 V. Si una persona agarrara el cable americano con una mano y el ruso con la otra, la diferencia de potencial lo mataría. Si el voltaje fuera el mismo en todas partes, no habría diferencia de potencial y no fluiría corriente. Entonces, en un campo escalar constante, no hay diferencia de potencial. Por lo tanto, no podemos ver un campo escalar constante: parece un vacío, que en algunos casos puede tener una alta densidad de energía.
Se cree que sin campos de este tipo es muy difícil crear una teoría realista de las partículas elementales. En los últimos años se han descubierto casi todas las partículas predichas por la teoría de las interacciones electrodébiles, excepto la escalar. La búsqueda de tales partículas es uno de los principales objetivos del enorme acelerador que se está construyendo actualmente en el CERN, Suiza.
El campo escalar estuvo presente en casi todos los escenarios inflacionarios. Gus sugirió explotar el potencial con varios mínimos profundos. La nueva teoría inflacionaria de Linde necesitaba un potencial casi plano, pero luego, en el caótico escenario de inflación, resultó que era suficiente para tomar una parábola ordinaria y todo funcionó.
Considere el campo escalar más simple, cuya densidad de energía potencial es proporcional al cuadrado de su magnitud, tal como la energía de un péndulo es proporcional al cuadrado de su desviación de la posición de equilibrio:
Un pequeño campo no sabrá nada del Universo y comenzará a fluctuar cerca de su mínimo. Sin embargo, si el campo es lo suficientemente grande, rodará hacia abajo muy lentamente, acelerando el Universo debido a su energía. A su vez, la velocidad del Universo (y no de cualquier partícula) ralentizará la caída del campo escalar.
Por lo tanto, un gran campo escalar conduce a una alta tasa de expansión del Universo. La alta tasa de expansión del Universo evita que el campo caiga y, por lo tanto, no permite que disminuya la densidad de energía potencial. Y la alta densidad de energía continúa acelerando el Universo a una velocidad cada vez mayor. Este régimen autosuficiente conduce a la inflación, la expansión exponencialmente rápida del Universo.
Para explicar este asombroso efecto, es necesario resolver conjuntamente la ecuación de Einstein para el factor de escala del Universo:
y la ecuación de movimiento para el campo escalar:
Aquí H es la llamada constante de Hubble, proporcional a la densidad de energía del campo escalar de masa m (esta constante en realidad depende del tiempo); G - constante gravitacional.
Los investigadores ya han considerado cómo se comportará el campo escalar en la vecindad de un agujero negro y durante el colapso del universo. Pero por alguna razón no se encontró el modo de expansión exponencial. Y solo era necesario escribir la ecuación completa para el campo escalar, que en la versión estándar (es decir, sin tener en cuenta la expansión del Universo) parecía una ecuación para un péndulo:
Pero intervino algún término adicional: la fuerza de fricción, que estaba asociada con la geometría; nadie lo tuvo en cuenta al principio. Es el producto de la constante de Hubble y la velocidad del campo:
Cuando la constante de Hubble era grande, la fricción también era grande y el campo escalar disminuía muy lentamente. Por lo tanto, la constante de Hubble, que es una función del campo escalar, permaneció casi sin cambios durante mucho tiempo. La solución a la ecuación de Einstein con una constante de Hubble que varía lentamente describe un universo en expansión exponencialmente rápida.
Esta etapa de la expansión exponencialmente rápida del Universo se llama inflación.
¿En qué se diferencia este régimen de la expansión habitual del Universo lleno de materia ordinaria? Supongamos que el universo lleno de polvo se ha expandido 2 veces. Luego su volumen aumentó 8 veces. Esto significa que en 1 cm 3 hay 8 veces menos polvo. Si resolvemos la ecuación de Einstein para tal universo, resulta que después del Big Bang, la densidad de la materia cayó rápidamente y la tasa de expansión del universo disminuyó rápidamente.
Lo mismo sería cierto para un campo escalar. Pero mientras el campo siguió siendo muy grande, se sostuvo a sí mismo, como el barón Munchausen saliendo del pantano agarrándose de la coleta. Esto fue posible debido a la fuerza de fricción, que fue significativa a valores de campo altos. De acuerdo con las teorías de un nuevo tipo, el universo se expandió rápidamente y el campo permaneció casi sin cambios; en consecuencia, la densidad de energía tampoco cambió. Así que la expansión fue exponencial.
Gradualmente, el campo disminuyó, la constante de Hubble también disminuyó, la fricción se hizo pequeña y el campo comenzó a oscilar, generando partículas elementales. Estas partículas chocaron, intercambiaron energía y gradualmente llegaron a un estado de equilibrio termodinámico. Como resultado, el universo se calentó.
Solía ser que el universo estaba caliente desde el principio. A esta conclusión se llegó estudiando la radiación de microondas, que se interpretó como consecuencia del Big Bang y su posterior enfriamiento. Luego comenzaron a pensar que al principio el Universo estaba caliente, luego ocurrió la inflación y después el Universo volvió a calentarse. Sin embargo, en la teoría de la inflación caótica, la primera etapa caliente resultó innecesaria. Pero, ¿por qué necesitamos una etapa de inflación, si al final de esta etapa el Universo se calentó de todos modos, como en la antigua teoría del Big Bang?
Expansión exponencial
Hay tres modelos simples del Universo: plano, abierto y cerrado. Un universo plano es como la superficie de una mesa plana; las líneas paralelas en tal universo siempre permanecen paralelas. El universo abierto es similar a la superficie de un hiperboloide, y el universo cerrado es similar a la superficie de una pelota. Las líneas paralelas en tal universo se cruzan en sus polos norte y sur.
Supongamos que vivimos en un universo cerrado, que al principio era pequeño como una pelota. Según la teoría del Big Bang, creció hasta un tamaño decente, pero siguió siendo relativamente pequeño. Y según la teoría inflacionaria, una pequeña bola como resultado de una explosión exponencial en muy poco tiempo se volvió enorme. Estando sobre él, el observador vería una superficie plana.
Imagine el Himalaya, donde hay muchas cornisas, grietas, abismos, huecos, rocas, es decir, heterogeneidades. Pero de repente, alguien o algo de una manera absolutamente increíble aumentó las montañas a proporciones gigantescas, o nos encogimos, como Alicia en el País de las Maravillas. Luego, estando en la cima del Everest, veremos que es completamente plano: se ha estirado, por así decirlo, y las faltas de homogeneidad han dejado de tener ningún significado. Las montañas permanecen, pero para escalar al menos un metro, debes ir increíblemente lejos. Por lo tanto, el problema de la homogeneidad puede ser resuelto. Esto también explica por qué el universo es plano, por qué las líneas paralelas no se cortan y por qué no existen los monopolos. Las líneas paralelas pueden cruzarse y pueden existir monopolos, pero solo tan lejos que no podamos verlo.
El surgimiento de las galaxias.
El pequeño universo se volvió colosal y todo se volvió homogéneo. Pero, ¿y las galaxias? Resultó que durante la expansión exponencial del Universo, pequeñas fluctuaciones cuánticas que siempre existen, incluso en el espacio vacío, debido al principio de incertidumbre de la mecánica cuántica, se estiraron a tamaños colosales y se convirtieron en galaxias. De acuerdo con la teoría inflacionaria, las galaxias son el resultado de fluctuaciones cuánticas aumentadas, es decir, ruido cuántico mejorado y congelado.
Esta asombrosa posibilidad fue señalada por primera vez por los investigadores de FIAN Vyacheslav Fedorovich Mukhanov y Gennady Vasil'evich Chibisov en un artículo basado en el modelo propuesto en 1979 por Starobinsky. Poco tiempo después, se descubrió un mecanismo similar en el nuevo escenario inflacionario y en la teoría de la inflación caótica.
cielo punteado
Las fluctuaciones cuánticas condujeron no solo al nacimiento de las galaxias, sino también a la aparición de la anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas con una temperatura de aproximadamente 2,7 K, que nos llega desde regiones distantes del Universo.
Los satélites terrestres artificiales modernos ayudan a los científicos a investigar la radiación reliquia. Los datos más valiosos se obtuvieron utilizando la sonda espacial WMAP ( Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson), llamado así por el astrofísico David Wilkinson ( david wilkinson). La resolución de su equipo es 30 veces mayor que la de su antecesora, la nave espacial COBE.
Anteriormente se pensaba que la temperatura del cielo era de 2,7 K en todas partes, pero WMAP pudo medirla con una precisión de 10 a 5 K con alta resolución angular. De acuerdo con los datos obtenidos durante los primeros 3 años de observaciones, el cielo resultó ser heterogéneo: en algún lugar cálido y en algún lugar más frío. Los modelos más simples de la teoría inflacionaria predijeron ondas en el cielo. Pero hasta que los telescopios fijaron su localización, solo se observó una radiación de tres grados, lo que sirvió como la confirmación más poderosa de la teoría de un Universo caliente. Ahora resultó que la teoría de un universo caliente no es suficiente.
Fue posible obtener fotografías de fluctuaciones cuánticas hinchadas, que aparecieron entre 10 y 30 s después del nacimiento del universo y han sobrevivido hasta el día de hoy. Los investigadores no solo detectaron parches en el cielo, sino que también estudiaron el espectro de puntos, es decir, la intensidad de la señal en diferentes direcciones angulares.
Los resultados de mediciones de alta precisión de la polarización de la radiación realizadas con WMAP confirmaron la teoría de la expansión del Universo y permitieron establecer cuándo ocurrió la ionización del gas intergaláctico, provocada por las primeras estrellas. La información recibida del satélite confirmó la posición de la teoría inflacionaria de que vivimos en un gran universo plano.
En la figura, la línea roja muestra la predicción de la teoría de la inflación y los puntos negros corresponden a los datos experimentales de WMAP. Si el Universo no fuera plano, entonces el pico de la gráfica estaría a la derecha oa la izquierda.
eterno e interminable
Miremos nuevamente la figura que muestra el potencial más simple de un campo escalar (ver arriba). En una región donde el campo escalar es pequeño, oscila y el universo no se expande exponencialmente. En una región donde el campo es lo suficientemente fuerte, se desvanece lentamente y aparecen pequeñas fluctuaciones. En este momento, hay una expansión exponencial y hay un proceso de inflación. Si el campo escalar fuera aún más grande (marcado en azul en el gráfico), difícilmente disminuiría debido a la gran fricción, las fluctuaciones cuánticas serían enormes y el Universo podría volverse fractal.
Imagine que el Universo se está expandiendo rápidamente y, en algún momento, el campo escalar, en lugar de rodar hasta el mínimo de energía, salta debido a las fluctuaciones cuánticas (ver arriba). Donde saltó el campo, el universo se está expandiendo exponencialmente más rápido. Es poco probable que un campo bajo salte, pero cuanto más alto es, mayor es la probabilidad de que se desarrollen eventos y, por lo tanto, un volumen exponencialmente mayor de la nueva área. En cada una de estas áreas planas, el campo también puede saltar, lo que conduce a la creación de nuevas partes del universo que crecen exponencialmente. Como resultado de esto, en lugar de parecer una enorme bola en crecimiento, nuestro mundo se vuelve como un árbol en constante crecimiento, que consta de muchas de esas bolas.
La teoría inflacionaria nos da la única explicación actualmente conocida de la homogeneidad de la parte observable del universo. Paradójicamente, la misma teoría predice que, a una escala extremadamente grande, nuestro Universo es absolutamente heterogéneo y parece un enorme fractal.
La figura muestra esquemáticamente cómo una región inflada del Universo genera más y más de sus partes. En este sentido, se vuelve eterna y autorregeneradora.
Las propiedades del espacio-tiempo y las leyes de interacción de las partículas elementales entre sí en diferentes regiones del Universo pueden ser diferentes, así como las dimensiones del espacio y los tipos de vacío.
Este hecho merece una explicación más detallada. De acuerdo con la teoría más simple con un mínimo de energía potencial, el campo escalar desciende hasta este mínimo. Sin embargo, las versiones más realistas permiten muchos mínimos con diferentes físicas, que se asemejan al agua, que puede estar en diferentes estados: líquido, gaseoso y sólido. Diferentes partes del Universo también pueden estar en diferentes estados de fase; esto es posible en la teoría inflacionaria incluso sin fluctuaciones cuánticas.
El siguiente paso, basado en el estudio de las fluctuaciones cuánticas, es la teoría de un universo autorreparable. Esta teoría tiene en cuenta el proceso de reconstrucción constante de regiones expansivas y saltos cuánticos de un estado de vacío a otro, sorteando diferentes posibilidades y dimensiones.
Así el Universo se vuelve eterno, infinito y diverso. El universo entero nunca colapsará. Sin embargo, esto no significa que no haya singularidades. Por el contrario, una parte significativa del volumen físico del Universo se encuentra siempre en un estado cercano al singular. Pero dado que diferentes volúmenes lo pasan en diferentes momentos, no hay un final único del espacio-tiempo, después del cual desaparecen todas las regiones. Y entonces la cuestión de la pluralidad de mundos en el tiempo y el espacio adquiere un significado completamente diferente: el Universo puede reproducirse infinitamente en todos sus estados posibles.
Esta afirmación, que se basó en el trabajo de Linde en 1986, adquirió un nuevo significado hace unos años cuando los teóricos de cuerdas (el principal candidato para la teoría de todas las fuerzas fundamentales) concluyeron que 10 100 -10 1000 son posibles en esta teoría. estados Estos estados difieren debido a la extraordinaria diversidad de la posible estructura del mundo a distancias ultrapequeñas.
Junto con la teoría de un Universo inflacionario autorreparable, esto significa que el Universo se divide en infinitas partes con una cantidad increíblemente grande de propiedades diferentes durante la inflación. Los cosmólogos llaman a este escenario la eterna teoría del multiverso inflacionario ( multiverso), y los teóricos de cuerdas lo llaman paisaje de cuerdas.
Hace 25 años, la cosmología inflacionaria parecía algo entre la teoría física y la ciencia ficción. Con el tiempo, muchas de las predicciones de esta teoría se han probado y gradualmente adquirió las características de un paradigma cosmológico estándar. Pero es demasiado pronto para calmarse. Esta teoría continúa evolucionando y cambiando rápidamente. El principal problema es el desarrollo de modelos de cosmología inflacionaria basados en versiones realistas de la teoría de partículas elementales y la teoría de cuerdas. Esta cuestión puede ser objeto de un informe aparte.
Inmediatamente después de su nacimiento, el universo se expandió increíblemente rápido.
Desde los años 30 del siglo XX, los astrofísicos ya sabían que, según la ley de Hubble, el Universo se está expandiendo, lo que significa que tuvo su comienzo en un momento determinado del pasado. La tarea de los astrofísicos, por lo tanto, aparentemente parecía simple: rastrear todas las etapas de la expansión del Hubble en cronología inversa, aplicando las leyes físicas apropiadas en cada etapa y, habiendo ido de esta manera hasta el final, más precisamente, hasta el principio. - para entender exactamente cómo sucedió todo.
Sin embargo, a fines de la década de 1970, varios problemas fundamentales relacionados con el universo primitivo permanecieron sin resolver, a saber:
- El problema de la antimateria. De acuerdo con las leyes de la física, la materia y la antimateria tienen el mismo derecho a existir en el Universo ( cm. antipartículas), pero el universo está compuesto casi en su totalidad por materia. ¿Por qué sucedió?
- Problema del horizonte. Según la radiación cósmica de fondo ( cm. Big Bang), podemos determinar que la temperatura del Universo es aproximadamente la misma en todas partes, pero sus partes individuales (cúmulos de galaxias) no podrían estar en contacto (como dicen, estaban fuera horizonte El uno al otro). ¿Cómo sucedió que se estableció el equilibrio térmico entre ellos?
- El problema de enderezar el espacio. El universo parece tener exactamente la masa y la energía necesarias para frenar y detener la expansión del Hubble. ¿Por qué, de todas las masas posibles, el universo tiene esta?
La clave para resolver estos problemas fue la idea de que inmediatamente después de su nacimiento, el universo era muy denso y muy caliente. Toda la materia que contenía era una masa al rojo vivo de quarks y leptones ( cm. Modelo estándar), que no tenía forma de combinarse en átomos. Varias fuerzas que actúan en el Universo moderno (como las fuerzas electromagnéticas y gravitatorias) correspondieron entonces a un solo campo de interacción de fuerzas ( cm. teorías universales). Pero cuando el Universo se expandió y se enfrió, el hipotético campo unificado se dividió en varias fuerzas ( cm. universo primitivo).
En 1981, el físico estadounidense Alan Guth se dio cuenta de que la separación de las interacciones fuertes de un campo unificado, que ocurrió entre 10 y 35 segundos después del nacimiento del Universo (piense, ¡son 34 ceros y uno después del punto decimal!), Fue un punto de inflexión en su desarrollo. sucedió transición de fase materia de un estado a otro en la escala del universo - un fenómeno similar a la transformación del agua en hielo. Y así como cuando el agua se congela, sus moléculas que se mueven al azar repentinamente se "agarran" y forman una estructura cristalina estricta, bajo la influencia de las fuertes interacciones liberadas, se produjo un reordenamiento instantáneo, una especie de "cristalización" de la materia en el Universo.
Cualquiera que haya visto reventar tuberías de agua o reventar tubos de radiadores de automóviles en heladas severas, tan pronto como el agua en ellos se convierte en hielo, sabe por experiencia propia que el agua se expande cuando se congela. Alan Guth pudo demostrar que cuando se separaron las interacciones fuertes y débiles, sucedió algo similar en el Universo: una expansión similar a un salto. Esta extensión se llama inflacionista, muchas veces más rápido que la expansión habitual del Hubble. En alrededor de 10 a 32 segundos, el Universo se expandió en 50 órdenes de magnitud: era más pequeño que un protón y se volvió del tamaño de una toronja (a modo de comparación: cuando el agua se congela, se expande solo un 10%). Y esta rápida expansión inflacionaria del universo elimina dos de los tres problemas anteriores, explicándolos directamente.
Solución problemas de enderezamiento del espacio El siguiente ejemplo lo ilustra mejor: imagine una cuadrícula de coordenadas dibujada en un mapa elástico delgado, que luego se arruga al azar. Si ahora tomamos y sacudimos con fuerza este mapa elástico arrugado, volverá a tener una forma plana, y las líneas de coordenadas en él se restaurarán, sin importar cuánto lo deformamos cuando lo arrugamos. De manera similar, no importa cuán curvo sea el espacio del Universo en el momento del comienzo de su expansión inflacionaria, lo principal es que al final de esta expansión, el espacio resultó estar completamente enderezado. Y dado que sabemos por la teoría de la relatividad que la curvatura del espacio depende de la cantidad de materia y energía que contiene, queda claro por qué hay suficiente materia en el Universo para equilibrar la expansión de Hubble.
Explica el modelo inflacionario y problema del horizonte, aunque no tan directamente. De la teoría de la radiación de cuerpo negro, sabemos que la radiación emitida por un cuerpo depende de su temperatura. Así, a partir de los espectros de emisión de partes remotas del universo, podemos determinar su temperatura. Tales mediciones dieron resultados sorprendentes: resultó que en cualquier punto observable del Universo, la temperatura (con un error de medición de hasta cuatro decimales) es la misma. Basado en el modelo de la expansión habitual del Hubble, la materia inmediatamente después del Big Bang debería haberse dispersado demasiado para que las temperaturas se igualaran. Según el modelo inflacionario, la materia del Universo hasta el momento t = 10 -35 segundos permaneció mucho más compacta que durante la expansión de Hubble. Este período extremadamente corto fue suficiente para que se estableciera el equilibrio térmico, que no se alteró en la etapa de expansión inflacionaria y se ha conservado hasta el día de hoy.
Físico estadounidense, especialista en partículas elementales y cosmología. Nacido en Nuevo Brunswick, Nueva Jersey. Recibió su doctorado del Instituto de Tecnología de Massachusetts, donde regresó en 1986, convirtiéndose en profesor de física. Guth desarrolló su teoría de la expansión inflacionaria del Universo mientras aún estaba en la Universidad de Stanford, mientras trabajaba en la teoría de las partículas elementales. Conocido por su revisión del universo como un "mantel interminable de autoensamblaje".