Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
1988; Миллер У., Симметрия и разделение переменных, пер. с англ., М., 1981. Ю. А. Данилов.
РАЗДУВАЮЩАЯСЯ ВСЕЛЁННАЯ (инфляционная Вселенная) — название теории начальной стадии развития Вселенной, предложенной в нач. 80-х гг. 20 в. с целью исправить ряд недостатков стандартного варианта горячей Вселенной теории (см. также Космология).
Согласно теорнн горячей Вселенной, пространст-венно-в реме иные свойства Вселенной с большой степенью точности описываются одной нз трёх моделей Фридмана — открытой, замкнутой нлн плоской. Во всех случаях Вселенная должна была родиться в сингулярном состоянии с бесконечно большими плотностью н темп-рой в нек-рый нач. момент времени t = 0 (модель Большого Взрыва). Прн последующем расширении темп-ра Вселенной должна была падать и постепенно достигнуть сов р. значения T « 2,7 К (темп-ры микроволнового фонового излучения). В дальнейшем замкнутая Вселенная должна была бы снова сжаться до состояния с бесконечной плотностью н темп-рой, а открытая илк плоская Вселенная — неограниченно расширяться, продолжая постепенно остывать.
Обладая рядом несомненных достоинств, теория горячей Вселенной в нек-рых отношениях оставалась не вполне удовлетворительной. К нач. 1980-х гг. выяс-ннлось, что в рамках этой теорнн большинство создава- 239
РАЗДУВАЮЩАЯСЯ
РАЗДУВАЮЩАЯСЯ
емых единых теорий элементарных частиц приводит к космология, следствиям, несовместимым с данными наблюдений. Так, напр., согласно единым теориям слабых, сильных и эл.-магн. взаимодействий (см. Великое объединение), в горячей Вселенной на самых ранних стадиях её существования должно было рождаться много сверхтяжёлых частиц — магнитных монополей. Плотность вещества, обусловленная этими частицами, к настоящему моменту должна была бы на 15 порядков превосходить наблюдаемую плотность вещества во Все леки ой р0 ~ IO"28 г/см®. Теория горячей Вселенной не даёт ответов на вопросы: что было до Большого Взрыва; почему рнманова геометрия, описывающая свойства пространства нашей Вселенной, с такой огромной степенью точности близка к евклидовой геометрии плоского мира; почему наблюдаемая часть Вселенной в ср. является однородной; откуда в этом однородном мире взялись нач. неоднородности, необходимые для образования галактик; Почему разные частк Вселенной, сформировавшиеся независимо друг от друга, в настоящее время выглядят практически одинаково; почему все части бесконечной плоской илн открытой Вселенной должны были начать своё расширение одновременно. Если же Вселенная замкнута, то было непонятно, как она могла прожить ~1010 лет, несмотря на то, что типичное время жизни замкнутой горячей Вселенной не должно было бы сильно превосходить т. и. планковское время tp ~ Mp ~ IO-43 с (рис. 1). Здесь 4 Mp ~ IOie ГэВ — планковская масса, Mp = — G~l/\ где G — гравитационная постоянная !все величины приведены в системе единиц (принятой в теории элементарных частиц), в к-рой скорость света с и постовиная Планка h положены равными единице].
Ныне приобрели особую популярность Калуцы. — Клейна теория и теория суперструн, согласно к-рым пространство-время Вселенной изначально имело размерность d > 4, но в нек-рых направлениях пространство как бы сжалось (скомпактифицкровалось) в тонкую трубочку толщиной I ~ Mp ~ IO-33 см. Поэтому мак-роскопич. тела не могут двигаться в этих направлениях н пространство-время представляется четырёхмерным. Oi того, сколько измерений скомпактифнцнровалось и как именно произошла компантнфикация, зависят и эфф. размерность пространства Вселенной, н свойства элементарных частиц в нём. Пока не выяснено, почему скомпактифицировались именно d—4 измерения (пространство-время окааалось четырёхмерным) и почему после компактифнкации (и последующих процессов нарушения симметрии) фиг. взаимодействия разделились на слабые, сильные и эл.-магнитные.
Осн. часть этих проблем можно решить (или обойти) в рамках теории Р. В. Общая черта разл. вариантов теории Р. В.— это наличие стадии экспоненциального (или квазиэкспоненциального) расширения Вселенной, находившейся в вакуумоподобиом состоянии с большой плотностью энергии. Эту стадию наз. стадией раздувания или инфляции. После раздувания вакуумоподобное состояние распадается, рождающиеся прк этом частицы взаимодействуют друг с другом, устанавливается термодинамич. равновесие н последующая эволюция происходит согласно теории горячей Вселенной (рис. 1).
В простейшем варианте теории Р. В. в изначальном вакуумоподобном состоянии находится пространство, заполненное достаточно однородным медленно меняющимся скалярным полем ф. Поля такого типа часто фигурируют в единых теориях элементарных частиц (т. н. Хиггса пол я). Свойства полей Хиггса во многом схожи со свойствами бозе-конденсата куперовских пар в теории сверхпроводимости (см. Бозе — Эйнштейна конденсация). Однако в отличие от обычного бозе-кокденсата, однородное скалярное поле <р, рассматри-ваемое в совр. теориях элементарных частиц, выгля-240 дит одинаково как для движущегося, так и для покоя-
Настоящнй момент времени
-"Ч
