Что такое космическая инфляция
Пять величайших предсказаний космической инфляции
Это уже не спекулятивная теория, поскольку четыре из них подтвердились.
Научные идеи должны быть простыми, поясняющими и предсказывающими. А насколько сегодня известно, инфляционная мультивселенная такими свойствами не обладает.
— Пол Штейнхарт, 2014
Думая о Большом взрыве, мы представляем себе исходную точку Вселенной: горячее, плотное, расширяющееся состояние, из которого всё появилось. Заметив и измерив сегодняшнее расширение Вселенной – разлетающиеся друг от друга галактики, мы можем не только определить судьбу Вселенной, но и её начало.
Но вот только это горячее и плотное состояние таит в себе много вопросов, включая:
• Почему очень отдалённые, разные регионы космоса, которые не могли с начала времён обменяться информацией, заполнены с одинаковой плотностью вещества и излучением одинаковой температуры?
• Почему Вселенная, реколлапсировавшая бы, если бы в ней было больше вещества, или же расширявшаяся бы до состояния небытия, если бы в ней было меньше вещества, так идеально сбалансирована?
• И где же, если Вселенная раньше находилась в очень горячем и плотном состоянии, все эти высокоэнергетические реликтовые частицы (типа магнитных монополей), которые теоретически сегодня должно быть легко обнаружить?
Ответы на вопросы нашлись в конце 1979, начале 1980 года, когда Алан Гут выдвинул теорию космической инфляции.
Приняв, что Большому взрыву предшествовало состояние, в котором Вселенная не была заполнена веществом и излучением, а лишь большим количеством присущей ткани самого космоса энергии, Гут сумел решить все эти проблемы. Кроме того, в 1980-м случились и другие разработки, позволившие найти новые классы моделей, помогающих инфляционным моделям воспроизвести сегодняшнюю Вселенную:
• наполненную веществом и излучением,
• изотропную (одинаковую во всех направлениях),
• гомогенную (одинаковую во всех точках),
• горячую, плотную и расширяющуюся в начальном состоянии.
Такие модели разработали Андрей Линде, Пол Штейнхарт, Энди Альбрехт, а дополнительные детали прорабатывали Генри Тай, Брюс Аллен, Алексей Старобинский, Майкл Тёрнер, Дэвид Шрамм, Роки Колб и другие.
Мы обнаружили нечто примечательное: два обобщённых класса моделей давали нам всё, что нужно. Была новая инфляция, с потенциалом плоским наверху, с которого инфляционное поле могло «медленно скатываться» на дно, и была хаотическая инфляция с U-образным потенциалом, с которого можно было также медленно скатываться.
В обоих случаях пространство расширялось экспоненциально, распрямлялось, его свойства были везде одинаковыми, и когда инфляция заканчивалась, вы возвращались во Вселенную, очень похожую на нашу. Кроме того, вы получали пять дополнительных предсказаний, наблюдений по которым в то время ещё не было.
1) Плоская Вселенная. В начале 1980-х мы завершили обзорные исследования галактик, галактических скоплений, и начали понимать крупномасштабную структуру Вселенной. На основании увиденного мы смогли измерить два показателя:
• Критическую плотность Вселенной, то есть плотность вещества, необходимую для идеального баланса Вселенной между реколлапсом и вечным расширением.
• Реальную плотность материи во Вселенной, не только светящегося вещества, газа, пыли и плазмы, но всех источников, включая тёмную материю, оказывающую гравитационное воздействие.
Мы обнаружили, что второй показатель составлял от 10% до 35% от первого, в зависимости от источника данных. Иначе говоря, материи во Вселенной было гораздо меньше критического количества – а значит, Вселенная открыта.
Но инфляция предсказывала плоскую Вселенную. Она берёт Вселенную любой формы и растягивает её до плоского состояния, или, по крайней мере, до состояния, неотличимого от плоского. Множество людей пыталось построить модели инфляции, дававшие Вселенную отрицательной кривизны (открытую), но не достигли успеха.
С наступлением эпохи тёмной энергии в результате наблюдения за сверхновой в 1998 году, за которым последовал сбор данных в проекте WMAP, впервые вышедших в 2003 году (и данных проекта Boomerang, вышедших чуть раньше), мы пришли к выводу, что Вселенная на самом деле плоская, и причина низкой плотности вещества заключалась в наличии этой новой, неожиданной формы энергии.
2) Вселенная с флуктуациями на масштабах больших, чем способен преодолеть свет. Инфляция – заставляя пространство Вселенной экспоненциально расширяться – раздувает то, что происходит на очень малых масштабах, до очень больших. У сегодняшней Вселенной есть присущая ей неопределённость на квантовом уровне, небольшие флуктуации энергии, происходящие из-за принципа неопределенности Гейзенберга.
Но во время инфляции эти мелкомасштабные флуктуации энергии должны были растянуться по всей Вселенной на гигантские макроскопические масштабы, протягивающиеся по всей её протяжённости! (А вообще, и ещё дальше, поскольку мы не можем наблюдать ничего, что лежит за пределами наблюдаемой Вселенной).
Но взглянув на флуктуации реликтового излучения на крупнейших масштабах, что в какой-то мере смог сделать проект COBE в 1992 году, мы обнаружили эти флуктуации. А с улучшенными результатами от WMAP мы смогли измерить их величину и увидеть, что они соответствуют предсказаниям инфляции.
3) Вселенная с адиабатическими флуктуациями, то есть с повсеместно одинаковой энтропией. Флуктуации могут быть разные: адиабатические, постоянной кривизны, или же смесью обоих типов. Инфляция предсказывала на 100% адиабатические флуктуации, а это означало наличие вполне определённых параметров реликтового излучения, которые можно было измерить в WMAP, и крупномасштабных структур, измерявшихся в проектах 2dF и SDSS. Если реликтовое излучение и крупномасштабные флуктуации связаны друг с другом, они адиабатические, а если нет – они могут быть постоянной кривизны. Если бы во Вселенной был другой набор флуктуаций, мы бы не знали об этом до 2000 года!
Но этот пункт был настолько принят, как должное, благодаря остальным успехам теории инфляции, что его подтверждение прошло практически незамеченным. Это просто было подтверждение того, что мы уже «знаем», хотя на самом деле оно было таким же революционным, как и все остальные.
4) Вселенная, в которой спектр флуктуаций был немного меньше, чем у масштабно-инвариантной (ns
Инфляция космических масштабов
Как появилась и к чему пришла космологическая инфляционная модель
Один из ведущих мировых космологов, Андрей Линде, недавно опубликовал обзор, в котором кратко описывает возникновение и развитие теории инфляционной вселенной, дающей новое объяснение Большому взрыву и предсказывающейт существование наряду с нашей множества других вселенных.
Космология в некотором роде сродни философии. Во-первых, по обширности своего предмета исследования — им является вся Вселенная в целом. Во-вторых, по тому, что некоторые посылки в ней принимаются учеными в качестве допустимых без возможности провести какой-либо проверочный эксперимент. В-третьих, предсказательная сила многих космологических теорий заработает только если мы сможем попасть в другие вселенные — чего ожидать не приходится.
Однако из этого всего вовсе не следует, что современная космология — это такая рукомахательная и не совсем научная область, где можно, подобно древним грекам, лежать в тени дерев и гипотетизировать о количестве измерений пространства-времени — десять их или одиннадцать? Космологические модели базируются на наблюдательных данных астрономии, и чем больше этих данных, тем больше материала для космологических моделей — которые должны эти данные связывать и согласовывать между собой. Сложность в том, что в космологии затрагиваются фундаментальные вопросы требующие некоторых изначальных предположений, которые выбираются авторами моделей исходя из их личных представлений о гармонии мироздания. В этом, вообще-то, нет ничего исключительного: при построении всякой теории нужно брать какие-то опорные точки. Просто для космологии, которая оперирует самыми большими масштабами пространства и времени, их выбрать особенно трудно.
Для начала несколько важных определений.
Космология — наука, изучающая свойства нашей Вселенной как единого целого. Однако в ней пока нет какой-то единой теории, которая бы описывала все происходящее и когда-либо произошедшее. Сейчас существуют четыре основных космологических модели, которые пытаются описать происхождение и эволюцию вселенной и каждая из них имеет свои плюсы и минусы, своих адептов и противников. Модель Лямбда-CDM считается наиболее авторитетной, хотя и не бесспорной. Важно понимать, что космологические модели не обязательно соперничают друг с другом. Просто они могут описывать принципиально разные этапы эволюции. Например, Лябмда-CDM вообще не рассматривает вопрос Большого взрыва, хотя прекрасно объясняет все, что произошло после него.
Антропный принцип — это подход, который позволяет решить проблему «тонкой» настройки фундаментальных физических констант в нашей вселенной наличием в ней наблюдателя. Дело в том, что любое, казалось бы, незначительное изменение физических законов делает невозможным появление мира, каким мы его видим. Увеличение массы протона на 0,2 процента, например, приведет к его нестабильности и во вселенной не будет элементов сложнее нейтрона. Если же увеличить массу нейтрона на те же 0,2 процента, то он становится нестабильным в составе ядер и будет превращаться в протон. В этом случае ядра, состоящие только из протонов, будут распадаться из-за электрического отталкивания — мы снова получаем скучный и однообразный мир, где нет элементов тяжелее водорода. Примерно такая же «точная настройка» есть и у четырех фундаментальных взаимодействий (сильного, слабого, электромагнитного и гравитационного). То есть создается впечатление, что все параметры подобраны таким образом, чтобы мы как наблюдатели могли существовать.
Антропный принцип существует в двух формах: сильной и слабой. Слабый антропный принцип заключается в том, что значения всех физических и космологических величин не равновероятны, но должны быть совместимы с существованием наблюдателя. Именно в этом значении антропный принцип употребляют в космологии (да и в биологиитоже). Сильный антропный принцип налагает на вселенную условие долженствования (вселенная должна быть такой, чтобы появился наблюдатель) и, таким образом, уже выходит за пределы науки. Различие довольно тонкое, так что неудивительно, что космологи довольно долго избегали в антропной аргументации.
Квантовая гравитация — еще не законченная физическая модель, которая должна одновременно описывать поведение частиц на квантовом (микро) уровне и в обычных (макро) условиях, где основную роль играет гравитация. Одним из подходов, чтобы «поженить» гравитацию и квантовую механику является теория струн.
Зачем вообще понадобилась новая, инфляционная модель Вселенной? Результаты космологических исследований и анализа уже существующих моделей, а также компьютерное моделирование образования скоплений и галактик отлично совпадало с результатами астрономических наблюдений. Казалось бы, в чем же проблема?
До конца 1970-х годов почти никто из ученых не брался за объяснение причин образования Большого взрыва и таких необычных его свойств. Первый серьезный интерес к этой области связан с именем американского астрофизика Алана Гута, который предпринял попытку решить эту задачу, введя отталкивающее тяготение (не путать с антигравитацией) приводящее к раздуванию пространства. Оно объясняло резкое увеличение размеров вселенной в первые моменты ее существования. Этот процесс был назван инфляцией.
Суть Модели инфляционной космологии (в упрощенном и лаконичном варианте тут) в том, что изначально вселенная не была бесконечно малой. Это очень важно, потому что убирает сингулярность, где не работают законы физики. Кроме того, она постулирует существование несколько типов вакуума. Тот, который заполняет космос (его называют истинным вакуумом) — самый низкоэнергетичный. Кроме него существуют как минимум электрослабый вакуум и вакуум Великого объединения. В рамках модели Гута считается, что это их энергия привела к началу инфляции и к появлению вселенной (фактически считается, что вместо Большого взрыва был период инфляции). Наконец, последним важным пунктом модели является введение в расчеты некоего скалярного поля, инфлатона, который и является источником энергии вакуума (пример скалярного поля — это значение температуры в каждой точке комнаты).
Любая новая физическая модель сначала рассматривает самую простую версию какого-нибудь явления. Не учитываются частные случаи, взаимодействия высоких порядков, исключения — если их сразу принять во внимание, недоработанная теория может не выдержать большого количества противоречий и рассыпаться. Дальше, если теория прошла первоначальную проверку, она обрастает «мясом», ее физические модели усложняются, она становится более гибкой и устойчивой к объяснению различных наблюдений. Поэтому в предложенной Гутом модели важная и существенная идея первоначально не могла похвастать проработанным физическим аппаратом и на многие вопросы (которые Гуту задали прямо на его первом выступлении с этой моделью в Стенфорде зимой 1980-го года) еще не было ответов.
Инфляционная модель не стала ни популярной, ни известной сразу после публикации, однако ряд физиков, среди которых были Алексей Старобинский, Андрей Линде и Вячеслав Муханов, поверили в нее и продолжили творчески развивать изначальные идеи Гута.
По мере развития инфляционной модели ее положения привели к отрицанию одного из основных принципов, незыблемых со времен Ньютона — принципа однородности и изотропности Вселенной. Все остальные модели принимают, что точка, с которой мы смотрим по сторонам, ничем не лучше и не хуже любой другой, а также то, что на больших масштабах вселенная заполнена веществом равномерно (что уже противоречит современным данным). Основная идея инфляционной космологии состоит в том, что наша часть вселенной более-менее однородна потому, что изначальные неоднородности — квантовые флуктуации — сильно растянулись и увеличились со временем и явные «дефекты», такие как монополи или границы вселенной, находятся от нас за горизонтом событий и мы не имеем возможности узнать про них. При этом менее значимые неоднородности со временем привели к образованию галактик.
Работы Линде, начатые через два года после первого доклада Гута, привели к появлению следующего утверждения: возможно существование других частей вселенной, каждая из которых инфляции стала локально однородной и настолько большой, что ее обитатели (гипотетические) также не увидят другие части общей вселенной. В такой вселенной (которой придумали название Мультивселенная или multiverse) каждая обособленная область может иметь совершенно особые свойства, физические законы и даже размерность пространства. Более продвинутая версия инфляционной модели, разработанная к 1987 году, описывает наш мир как вечно расширяющийся самовоспроизводящийся фрактал, который состоит из множества отдельных частей (в статье Линде называет их мини-вселенными). Таким образом, это не вселенная создана для нас, а это мы появились в той ее части, что пригодна для (нашей) жизни.
В обзоре Андрей Линде иронично отмечает «первые десять лет моего путешествия сквозь мультивселенную были крайне интересными, но уж слишком одинокими». Очень мало людей интересовались этой теорией и почти все статьи ему приходилось писать без соавторов. По словам Линде, ситуация изменилась в 1990-х благодаря нескольким факторам.
Во-первых, после запуска ресурса arxiv.org ученые смогли выкладывать препринты своих статей в открытый доступ, даже если журналы не были готовы их печатать. Это ускорило распространение информации среди астрофизиков и позволило им знакомиться даже со спорными идеями, которые отказывались публиковать журналы вроде Astrophysical Journal.
Во-вторых, работы Артура Межлумяна, Хуана Гарсия-Беллидо, Дмитрия Линде и вернувшегося к идее инфляционной модели Александра Виленкина помогли разрешить часть противоречий, существующих в модели вечно-расширяющейся инфляционной вселенной.
Поворотным моментом в истории инфляционной модели стало открытие темной энергии в 1998 году группами Адама Риса, Сола Перлмуттера и Брайана Шмидта. Оно заставило многих ученых изменить свое отношение к проблеме космологической константы. Эта константа была введена Эйнштейном в Общей Теории Относительности еще в 1915 году из математических соображений и долгое время никакого физического смысла не несла. Более того, около полувека ученые предпринимали попытки доказать, что она равна нулю, и, хотя строго математически и должна стоять в уравнении, но вообще ни на что не влияет. Результаты Риса, Перлмуттера и Шмидта показали, что эта постоянная не просто не ноль, но она еще и совпадает по значению с плотностью обычной материи. Здесь невозможно не вспомнить прекрасную цитату из повести Стругацких «За миллиард лет до конца света»: «А интегральчик-то не ноль! То есть он до такой степени не ноль, мой интегральчик, что величина вовсе существенно положительная…»
Структура мультивселенной с пузырями мини-вселенных внутри нее.
Рисунок: Andrei Linde
Единственным известным способом объяснить такое невероятное совпадение, не привлекая какие-то ненаучные гипотезы, можно только с помощью антропного принципа и инфляционной модели — то есть из множества существующих вселенных жизнь зародилась в той, где космологическая постоянная в данный момент времени оказалась равна плотности материи (это в свою очередь определяет время, прошедшее с начала инфляции, и дает как раз достаточно времени для формирования галактик, образования тяжелых элементов и развития жизни).
Еще одним поворотным моментом в развитии инфляционной модели был выход в 2000 году статьи Буссо и Полчински, в которой они предложили использовать теорию струн для объяснения большого набора разных типов вакуума, в каждом из которых космологическая постоянная могла принимать свои значения. А когда в работу над объединением теории струн и инфляционной модели включился один из создателей самой теории струн, Леонард Сасскинд, это не только помогло составить более законченную картину, которую сейчас называют «антропным ландшафтом теории струн», но и в некотором роде добавило вес всей модели в научном мире. Число статей по инфляции увеличилось за год с четырех до тридцати двух.
Инфляционная модель претендует на то, чтобы не просто объяснить тонкую настройку фундаментальных констант, но и помочь обнаружить некоторые фундаментальные параметры, которые определяют величину этих констант. Дело в том, что в Стандартной модели сегодня 26 параметров (космологическая постоянная стала последним из открытых), которые определяют величину всех констант, с которыми вы когда-либо сталкивались в курсе физики. Это достаточно много и уже Эйнштейн считал, что их количество можно уменьшить. Он предложил теорему, которая, по его словам, не может в настоящее время быть более чем верой, о том, что в мире нет произвольных констант: он так мудро устроен, что должны быть какие-то логические связи между казалось бы совсем разными величинами. В инфляционной модели эти константы могут быть всего лишь параметром окружающей среды, который кажется нам локально неизменным из-за эффекта инфляции, хотя будет совершенно иным в другой части вселенной и определяется еще не выявленными, но наверняка существующими истинно фундаментальными параметрами.
В заключении статьи Линде пишет, что критика инфляционной модели часто основана на том, что мы не сможем в обозримом будущем проникнуть в другие вселенные. Поэтому проверить теорию невозможно и у нас до сих пор нет ответов на самые базовые вопросы: Почему вселенная такая большая? Почему она однородна? Почему она изотропна и не вращается как наша галактика? Однако, если взглянуть на эти вопросы под другим углом, то оказывается, что и без путешествия в другие мини-вселенные у нас есть множество экспериментальных данных. Таких как размер, плоскость, изотропность, однородность, значение космологической постоянной, соотношение масс протона и нейтрона и так далее. И единственное на сегодняшний день разумное объяснение этим и многим другим экспериментальным данным дается в рамках теории мультиверсов и, следовательно, модели инфляционной космологии.
Отдельно хочется отметить список литературы, указанный в конце этой статьи. Он достаточно необычен для научной статьи, в нем множество научно-популярной литературы и открытых лекций, в которой авторы, участвовавшие в создании инфляционной модели, разъясняют свои открытия.
Библиография
«Мир многих миров», 2010. Александр Виленкин
«Антропный космологический принцип»,1986. Барроу и Типлера
«Инфляция и квантовая космология», 1990. Андрей Линде (ссылка ведет на лекцию, основанную на содержании книги).
Инфляционная модель Вселенной
Инфляционная модель Вселенной – научная космологическая теория о законе и состоянии расширения Вселенной на раннем этапе Большого взрыва. В отличие от стандартной модели горячей Вселенной, данная теория предполагает ускоренный период расширения Вселенной на раннем этапе при температуре выше 10 28 Кельвинов.
Общие сведения
Инфляционная модель Вселенной была разработана относительно недавно. Еще в 30-х годах 20 века ученые знали, что наша Вселенная непрестанно расширяется. Важную роль в этом сыграло открытие закона Хаббла, который указывал на данный факт. Ученые поняли, что процессу расширения Вселенной предшествовало свое начало. По этой причине они решили, применяя физико-математические законы, теоретически воссоздать процесс формирования Вселенной и понять, что именно послужило толчком к ее расширению.
Создавая теорию формирования Вселенной, ученые столкнулись с рядом вопросом, например: почему во Вселенной так мало антивещества, если оно должно состоять с веществом в примерно равных пропорциях; как получилось, что температура всех областей Вселенной примерно одинакова, если отдельные ее части никак не могли контактировать друг с другом; почему Вселенная обладает именно такой массой и энергией, которая способна замедлить хаббловское расширение и многое другое. Занимаясь поиском ответов на эти вопросы, ученые вывели стандартную модель горячей Вселенной, которая гласит, что в самом начале своего зарождения Вселенная была очень плотной и горячей, и в ней существовало единое поле взаимодействия между всеми частицами. Впоследствии, когда Вселенная расширилась и остыла, это поле распалось на электромагнитное, гравитационное, сильное и слабое взаимодействие, которое позволили частицам, из которых состояла первобытная Вселенная, объединяться в атомы и другие сложные структуры.
В 1981 году американский ученый Алан Гут понял, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, а также фазовый переход первобытного вещества Вселенной из одного состояния в другое произошел примерно через 10 –35 секунды после рождения Вселенной. Этот период можно условно назвать «первоначальной кристаллизацией Вселенной» или «экстренным расширением Вселенной». В чем-то этот процесс напоминает процедуру замерзания воды и превращения ее в лед. Всем известно, что вода при замерзании расширяется. Алану Гут предположил, что на самом начальном этапе формирования Вселенной произошло ее скачкообразное расширение, благодаря которому Вселенная за крохотные доли секунды расширилась в 50 раз. Свою теорию ученый назвал инфляционной моделью Вселенной (инфляция от англ. Inflate – раздувать, накачивать). При помощи этой модели можно объяснить, почему Вселенная обладает такой массой и энергией, которая позволяет замедлить хаббловское расширение, а также, почему температура всех областей нашей Вселенной примерно одинакова.
Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной
Распределение энергии во Вселенной
Хаббловское расстояние совпадает с размерами наблюдаемой нами Вселенной. Это говорит нам о том, что из-за конечности возраста нашей Вселенной и скорости света можно наблюдать сейчас только те области Вселенной, которые находятся на равном или меньшем расстоянии горизонта наблюдений.
В планковскую эпоху Большого взрыва (самая ранняя стадия развития Вселенной) в наблюдаемой Вселенной состояло около 10 90 областей, взаимодействие и причинная связь между которыми отсутствовала. Схожесть начальных условий в таком огромном количестве областей считалась маловероятной. Даже в более поздние периоды Большого взрыва проблема схожести начальных условий в несвязанных причинно областях остается.
Материалы по теме
Коротко о теории струн
Например, в эпоху рекомбинации приходящие к нам с близких направлений фотоны реликтового излучения должны были содействовать с областями первичной плазмы, между которыми за все время их существования не успела установиться причинная связь. Другими словами, можно было рассчитывать на значительную анизотропность реликтового излучения, но наблюдения показывают, что оно изотропно, причем в достаточно высокой степени.
Проблема плоской Вселенной
Согласно последним научным данным плоскость Вселенной весьма близка к критической плоскости, при которой кривизна пространства равна нулю. Согласно научной гипотезе, отклонение плотности Вселенной от критической плотности должно увеличиваться в процессе течения времени. Для объяснения пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели, необходимо принять отклонение ее плотности в планковскую эпоху.
Говоря максимально простым языком, стандартная модель горячей Вселенной не способна объяснить плоскость Вселенной, в то время, как инфляционная модель Вселенной позволяет это сделать. Ее постулаты гласят, что неважно насколько сильно было искривлено пространство нашей Вселенной в миг ее инфляционного расширения – по окончанию этого расширения ее пространство оказалось почти полностью прямым. Кривизна пространства, согласно общей теории относительности, зависит от количества энергии и материи, которые в нем находятся. По этой причине в нашей Вселенной находится достаточно материи, чтобы уравновесить хаббловское расширение.
Проблема крупномасштабной структуры Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Иерархическая модель крупномасштабного распределения материи во Вселенной представляет собой следующую вертикаль: сверхскопления галактик – скопление галактик – галактики.
Материалы по теме
Войды – огромные пустоты Вселенной
Для образования такой четкой иерархической структуры из малых флуктуаций плотности, нужна определенная форма спектра и амплитуда первичных возмущений. Все эти параметры приходится принимать в рамках стандартной модели.
Критика инфляционной теории
Главным критиком инфляционной модели Вселенной выступает английский астрофизик, сэр Роджер Пенроуз. Он утверждает, что хотя инфляционная модель Вселенной является весьма успешной и интересной теорией, однако у нее есть некоторые недостатки. К примеру, данная теория не предлагает никаких веских фундаментальных обоснований того, что на доинфляционной стадии возмущения плотности должны быть настолько малыми, чтобы после инфляции возникла наблюдаемая степень однородности Вселенной.
Еще одно слабое место инфляционной теории, по словам ученого, это ее объяснение пространственной кривизны. Согласно научной гипотезе, во время инфляции пространственная кривизна сильно уменьшается, однако в то же время ничто не мешало пространственной кривизне иметь настолько большое значение, чтобы проявлять себя и на современном этапе развития Вселенной.
Экспериментальные подтверждения инфляционной модели Вселенной
Карта реликтового излучения
Не так давно, в 2014 году был проведен эксперимент, по результатам которого ученым удалось получить косвенные подтверждения инфляционной модели Вселенной. Этим подтверждением в частности послужила поляризация реликтового излучения. Ученые посчитали, что она могла быть вызвана первичными гравитационными колебаниями.
Однако в более позднем опубликованном результате схожего эксперимента от 19 сентября 2014 года, который был проведен коллективом других астрономов при помощи космической обсерватории-спутника «Планк» показал, что результат вышеназванного эксперимента можно отнести к влиянию не первичных гравитационных колебаний, а межгалактической пыли. Таким образом, ученым еще предстоит доказать на опыте инфляционную модель Вселенной.
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!