Користувач:Hlopuk/Чернетка

Хаотична теорія інфляції — сценарій розвитку Всесвіту для інфляційної теорії розвитку світу. Теорія пропонує простий спосіб описання інфляції Всесвіту за допомогою осцилюйочого скалярного поля. За деяких припущень, з'являється можливість існування у Всесвіті областей з різними наборами елементарних частинок і законів їх взаємодії.

Опис теорії

Сценарій хаотичної інфляції вперше був описаний в роботі А. Лінде 1983 року. До цього, в інляційній теорії використовувались сценарії різної складності, але хаотична теорія інфляції виявилась дуже простою, в порівнянні з попередніми. Вона не потребувала ні термодинамічної рівноваги, надохолодження, ні рожширення в фальшивому вакуумі.

Для пояснення хаотичної теорії інфляції розглядають скалярне поле з квадратичною густиною потенціальної енергії:

$V(\phi )={m^{2} \over 2}\phi ^{2}$

Функція енергії має мінімум при $\phi =0$, в околі якого, можна очікувати осциляції скалярного поля. Але дане твердження правдиве лише за умови нерозширюваного Всесвіту. Для Всесвіту, який швидко розширюється, скалярне поле повільно зменшується, причому чим швидше розширюється Всесвіт, тим повільніше зменшується потенціальна енергія поля.

Для опису еволюції даного поля використовуються два рівняння - рівняння поля і рівняння Айнштайна:

${\ddot {\phi }}+3H{\dot {\phi }}=-m^{2}\phi$

$H^{2}+{\frac {k}{a^{2}}}={\frac {8\pi }{3M_{p}^{2}}}\left({{\frac {1}{2}}{\dot {\phi }}+V\left(\phi \right)}\right)$

де $H={\dot {a}}/a$ — стала Хаббла для Всесвіту з маштабним фактором $a(t)$ (размір Всесвіту), $k=-1,0,1$ відповідно для відкритої, плоскої і закритої моделей, $M_{p}$ — планківська маса, $M_{p}^{-2}=G$, де $G$ — гравітаційна стала. Перше рівняння нагадує рівняння руху гармонічного осцилятора, де замість x(t) використовується $\phi (t)$, а $3H{\dot {\phi }}$ описує в'язкість навколишнього середовища осцилятора.

В якості умов пропонується велике значення скалярного поля $\phi$, в результаті чого на початкових етапах (до $10^{-35}$ секунд) размір Всесвіту $a(t)$ росте експотенціально. Як тільки, через ріст Всесвіту, скалярне поле $\phi$ стане достатньо малим, інфляція закінчується і поле починає осцилювати в околі $V(\phi )$. Далі теорія пропонує, що як і для будь-якого швидко осцилюючого поля, воно починає втрачати енергію за рахунок народження пар частинок. Ці частинки, в результаті взаємодії між собою, прийдуть до стану термодинамічної рівноваги, і починаючи з цього моменту, Всесвіт описується стандартною теорією гарячого всесвіту.

Головною відмінністю нової теорії є дуже велика швидкість росту Всесвіту — за $10^{-35}$ секунди від ппланківської довжини до величезних розмірів $10^{10^{12}}$ см. Хоча розмір залежить від моделі, яку використовують, але в усіх реалістичних варіантах, Всесвіт виходить набагато більший видимий Всесвіт.

Якщо розглянути Всесвіт з великою кількістю областей з скалярним полем $\phi$, розподіленим хаотично, то в деяких зонах поле буде занадто малим для початку інфляції, а в інших — достатньо великим. Саме з цих областей з початкового хаосу будуть виникати області всесвіту, при цьому розміри оббластей будуть значно перевищувати розмір видимого Всесвіту. Саме тому автор назвав дану теорію теорією хаотичної інфляції.

Важливим є варіант, коли скалярне поле має складніший вигляд, через що можливе існування декількох мінімумів. Тоді, якщо з цих мінімумів виникнуть області стабільності з початкового хаосу, маси елементарних частонок і закони взаємодії в них також будуть різними.

Ссылки

• Андрій Лінде. Хаотична інфляція //Інфляція, квантова космологія і антропний принцип - Лекція, прочитана на конференції, присвяченій 90-річчю Джона Уілера «Science and Ultimate Reality: From Quantum to Cosmos», опубликовано в архіві препринтів: hep-th/0211048(англ.)
• Багатолика Всесвіт // Лекція, прочитана А. Лінде в ФІАН в 2007 г.