Космостық қабыну теориясы

Кіріспе

Ғаламның жылдам кеңею теориясы

Физикалық космологияда ғаламдық инфляция, космологиялық инфляция немесе жай ғана инфляция – ғаламның ертедегі экспоненциалдық кеңею теориясы. Инфляциялық эпоханың шамамен секундтан секунд аралығында созылғаны есептеледі. Инфляциялық кезеңнен кейін ғалам кеңейе берді, бірақ бұл кеңеюдің жылдамдығы азайды. Қара энергияның әсерінен кеңеюдің бұл баяулауы қайта жеделдеуі ғалам 7,7 миллиард жылдан астам болғаннан кейін (5,4 миллиард жыл бұрын) басталды. Инфляция теориясы 1970-ші жылдардың соңы мен 1980-ші жылдардың басында дамыды, оған Алексей Старобинский (Ландау теориялық физика институты), Алан Гут (Корнелл университеті) және Андрей Линде (Лебедев физикалық институты) сияқты бірнеше теориялық физиктер үлкен үлес қосты. Алексей Старобинский, Алан Гут және Андрей Линде 2014 жылғы Кавли сыйлығын «ғаламдық инфляция теориясын дамытқандары үшін» жеңіп алды. Ол 1980-ші жылдардың басында одан әрі жетілдірілді. Бұл теория ғаламның ірі масштабты құрылымының қалай пайда болғанын түсіндіреді. Микроскопиялық инфляциялық аймақтағы кванттық ауытқулар ғарыштық өлшемге дейін ұлғайтылып, ғаламдағы құрылымның өсуіне бастама береді (галактикалардың қалыптасуы мен эволюциясы, сондай-ақ құрылымның қалыптасуына қараңыз). Көптеген физиктер инфляцияның ғаламның барлық бағытта бірдей көрінуіне (изотроптық), ғарыштық микротолқынды сәулеленудің тең таралуына, ғаламның жазық болуына және магниттік монопольдердің байқалмауына себеп болатынын сенеді. Инфляцияға жауапты бөлшектер физикасының нақты механизмі әлі белгісіз. Көптеген физиктер негізгі инфляциялық парадигманы қабылдайды, өйткені инфляциялық модельдердің көптеген болжамдары байқаулар арқылы расталды. Дегенмен, ғалымдардың айтарлықтай бөлігі бұл пікірмен келіспейді. 2002 жылы теорияның бастапқы әзірлеушілерінің үшеуі – физиктер Алан Гут (M.I.T.), Андрей Линде (Стэнфорд университеті) және Пол Стейнхардт (Принстон университеті) «космологиядағы инфляция тұжырымын дамытқандары үшін» беделді Дирак сыйлығымен марапатталды. 2012 жылы Гут пен Линде инфляциялық космологияны ойлап тапқандары мен дамытқандары үшін Фундаментальды физика саласындағы «Жаңару» сыйлығын алды.

In physical cosmology, cosmic inflation, cosmological inflation, or just inflation, is a theory of exponential expansion of space in the early universe. The inflationary epoch is believed to have lasted from seconds to between and seconds after the Big Bang. Following the inflationary period, the universe continued to expand, but at a slower rate. The re acceleration of this slowing expansion due to dark energy began after the universe was already over 7.7 billion years old (5.4 billion years ago). Inflation theory was developed in the late 1970s and early 80s, with notable contributions by several theoretical physicists, including Alexei Starobinsky at Landau Institute for Theoretical Physics, Alan Guth at Cornell University, and Andrei Linde at Lebedev Physical Institute. Alexei Starobinsky, Alan Guth, and Andrei Linde won the 2014 Kavli Prize "for pioneering the theory of cosmic inflation". It was developed further in the early 1980s. It explains the origin of the large scale structure of the cosmos. Quantum fluctuations in the microscopic inflationary region, magnified to cosmic size, become the seeds for the growth of structure in the Universe (see galaxy formation and evolution and structure formation). Many physicists also believe that inflation explains why the universe appears to be the same in all directions (isotropic), why the cosmic microwave background radiation is distributed evenly, why the universe is flat, and why no magnetic monopoles have been observed. The detailed particle physics mechanism responsible for inflation is unknown. The basic inflationary paradigm is accepted by most physicists, as a number of inflation model predictions have been confirmed by observation; however, a substantial minority of scientists dissent from this position. In 2002 three of the original architects of the theory were recognized for their major contributions; physicists Alan Guth of M. I. T., Andrei Linde of Stanford, and Paul Steinhardt of Princeton shared the prestigious Dirac Prize "for development of the concept of inflation in cosmology". In 2012 Guth and Linde were awarded the Breakthrough Prize in Fundamental Physics for their invention and development of inflationary cosmology.

Шолу

1930 жылы Эдвин Хаббл алыстағы галактикалардан келетін жарық қызылға қарай ығысатынын анықтады; галактикалар неғұрлым алыс болса, ығысу соғұрлым күшті болады. Бұл галактикалар Жерден алыстап бара жатқанын, ал одан да алыстағы галактикалар одан да жылдам алыстап бара жатқанын көрсетеді, сондықтан галактикалар бір-бірінен де алыстайды. Мұндай ғаламның кеңеюін бұрын Александр Фридман мен Жорж Леметр жалпы салыстырмалылық теориясы негізінде болжаған болатын. Бұл бастапқы серпіліс салдарынан туындаған болуы мүмкін, ол ғаламның құрамын олардың өзара гравитациялық тартылысы олардың айырылуын тоқтатуға үлкермейтіндей жылдамдықпен таратып жіберді. Инфляция осы бастапқы серпілістің себебі болуы мүмкін. Кеңейіп жатқан ғаламның динамикасын сипаттайтын Фридман теңдеулеріне сәйкес, жеткілікті теріс қысымы бар сұйықтық космологиялық контексте гравитациялық итергіш күшті тудырады. Оң энергиясы бар жалған вакуумдық күйдегі өріс мұндай сұйықтықты бейнелей алады, ал одан туындаған итергіш күш ғаламды экспоненциалды кеңеюге түсіреді. Бұл инфляция фазасын алғаш рет 1979 жылы Алан Гут ұсынды, себебі экспоненциалды кеңею сол кездегі біріктірілген теориялардың болжаған магниттік монопольдер сияқты экзотикалық реликтілерді сейілтуге мүмкіндік береді. Бұл осындай реликтілердің неге табылмайтынын түсіндіреді. Осы үдемелі кеңею горизонт және жазықтық проблемаларын шешеді дегені тез түсінілді. Бұл проблемалар ғаламның қазіргідей болуы үшін, оның өте дәл реттелген, немесе "ерекше" бастапқы жағдайлардан, Ұлы жарылыстан басталуы керек деген ойдан туындайды.

Теория

Кеңейіп жатқан әлемде әдетте космологиялық көкжиегі болады, ол Жердің бетінің қисығынан туындаған, көбірек таныс көкжиекпен салыстырғанда, бақылаушы көре алатын Әлемнің бөлігінің шекарасын белгілейді. Үдеп кеңейіп жатқан әлемде космологиялық көкжиектен тыс заттардан шығарылған жарық (немесе басқа сәулелену) бақылаушыға ешқашан жетпейді, себебі бақылаушы мен зат арасындағы кеңістік тым жылдам кеңейіп жатыр. Көрінетін әлем – әлдеқайда үлкен көрінбейтін әлемнің бір себептік аймағы; Әлемнің басқа бөліктері әлі Жермен байланыса алмайды. Әлемнің бұл бөліктері қазіргі космологиялық көкжиегімізден тысқары орналасқан. Стандартты Ыстық Ұлы Жарылыс моделінде, инфляциясыз, космологиялық көкжиек сыртқа жылжиды, жаңа аймақтарды көруге мүмкіндік береді. Бірақ жергілікті бақылаушы мұндай аймақты алғаш рет көргенде, ол бұрын көрген кеңістіктің басқа аймақтарынан ешқандай айырмашылығы жоқ: оның фондық сәулеленуі басқа аймақтардың фондық сәулеленуімен шамалас температурада, ал оның кеңістік-уақыт қисығы басқаларымен бірге дамиды. Бұл жұмбақ тудырады: жаңа аймақтар қандай температура мен қисықтыққа ие болу керектігін қалай білді? Олар сигналдарды қабылдау арқылы біле алмады, себебі олар бұрын біздің өткен жарық конусымен байланыста болған жоқ. Инфляция бұл сұраққа барлық аймақтар үлкен вакуумдық энергия немесе космологиялық тұрақтысы бар ертерек дәуірден шыққан деген жауап береді. Космологиялық тұрақты кеңістік сапалық тұрғыдан өзгеше: сыртқа қарай жылжудың орнына космологиялық көкжиек өз орнында қалады. Кез келген бақылаушы үшін космологиялық көкжиекке дейінгі қашықтық тұрақты. Экспоненциалды түрде кеңейіп жатқан кеңістікте екі жақын бақылаушы өте жылдам бөлінеді; сондықтан олардың арасындағы қашықтық байланыс шегінен асып кетеді. Кеңістіктік қималар үлкен көлемді қамту үшін өте жылдам кеңейіп жатыр. Заттар үнемі космологиялық көкжиектен тысқары жылжиды, ол белгілі бір қашықтықта, және барлығы біртекті болады. Инфляциялық өріс босқа қарай баяулағанда, космологиялық тұрақты нөлге жетеді және кеңістік қалыпты түрде кеңейе бастайды. Қалыпты кеңею кезеңінде көрінетін жаңа аймақтар инфляция кезінде көкжиектен шығарылған дәл сол аймақтар болып табылады, сондықтан олар шамалас температурада және қисықтықта, өйткені олар бастапқыда бірдей кішкентай кеңістіктен шыққан. Осылайша инфляция теориясы әртүрлі аймақтардың температурасы мен қисықтығының неге шамалас екенін түсіндіреді. Бұдан әрі, ол тұрақты ғаламдық уақытта кеңістіктің жалпы қисықтығы нөлге тең екенін болжайды. Бұл болжам Әлемдегі жалпы қарапайым материя, қараңғы материя және қалдық вакуумдық энергияның критикалық тығыздыққа дейін қосылуы керек екенін білдіреді және дәлелдер оны қолдайды. Көбірек таң қалдыратыны, инфляция физиктерге инфляциялық дәуірдегі кванттық ауытқулардан әртүрлі аймақтардың температурасындағы шағын айырмашылықтарды есептеуге мүмкіндік береді және осы сандық болжамдардың көптегені расталды.

An expanding universe generally has a cosmological horizon, which, by analogy with the more familiar horizon caused by the curvature of Earth's surface, marks the boundary of the part of the Universe that an observer can see. Light (or other radiation) emitted by objects beyond the cosmological horizon in an accelerating universe never reaches the observer, because the space in between the observer and the object is expanding too rapidly. The observable universe is one causal patch of a much larger unobservable universe; other parts of the Universe cannot communicate with Earth yet. These parts of the Universe are outside our current cosmological horizon. In the standard hot big bang model, without inflation, the cosmological horizon moves out, bringing new regions into view. Yet as a local observer sees such a region for the first time, it looks no different from any other region of space the local observer has already seen: its background radiation is at nearly the same temperature as the background radiation of other regions, and its space time curvature is evolving lock step with the others. This presents a mystery: how did these new regions know what temperature and curvature they were supposed to have? They couldn't have learned it by getting signals, because they were not previously in communication with our past light cone. Inflation answers this question by postulating that all the regions come from an earlier era with a big vacuum energy, or cosmological constant. A space with a cosmological constant is qualitatively different: instead of moving outward, the cosmological horizon stays put. For any one observer, the distance to the cosmological horizon is constant. With exponentially expanding space, two nearby observers are separated very quickly; so much so, that the distance between them quickly exceeds the limits of communication. The spatial slices are expanding very fast to cover huge volumes. Things are constantly moving beyond the cosmological horizon, which is a fixed distance away, and everything becomes homogeneous. As the inflationary field slowly relaxes to the vacuum, the cosmological constant goes to zero and space begins to expand normally. The new regions that come into view during the normal expansion phase are exactly the same regions that were pushed out of the horizon during inflation, and so they are at nearly the same temperature and curvature, because they come from the same originally small patch of space. The theory of inflation thus explains why the temperatures and curvatures of different regions are so nearly equal. It also predicts that the total curvature of a space slice at constant global time is zero. This prediction implies that the total ordinary matter, dark matter and residual vacuum energy in the Universe have to add up to the critical density, and the evidence supports this. More strikingly, inflation allows physicists to calculate the minute differences in temperature of different regions from quantum fluctuations during the inflationary era, and many of these quantitative predictions have been confirmed.

Ғарыш кеңіседі

Уақыт өте келе экспоненциалды түрде (немесе шамамен экспоненциалды түрде) кеңейетін кеңістікте, бастапқыда тыныш күйде болған еркін қозғалатын кез келген екі нысан бір-бірінен үдемелі жылдамдықпен алыстайды, кем дегенде оларды ешқандай күш байланыстырып ұстамаса. Мұндай нысанның көзқарасынан, кеңістік-уақыт іштен сыртқа айналған Шварцшильд қара тесігі сияқты болады – әрбір нысан шар тәрізді оқиғалар горизонтімен оралған. Екінші нысан осы горизонттың ішіне түскеннен кейін, ол ешқашан қайта оралмайды, тіпті одан жіберілген жарық сигналы да бірінші нысанға жетпейді (кем дегенде кеңістік экспоненциалды түрде кеңейіп жатқанша). Егер кеңею дәл экспоненциалды болса, горизонт стационарлы болып қалады және физикалық қашықтығы өзгермейді. Осы кеңейіп жатқан ғаламның бұл бөлігін келесі метрика арқылы сипаттауға болады: Бұл экспоненциалды кеңейіп жатқан кеңістік-уақыт де Ситтер кеңістігі деп аталады, оны сақтау үшін космологиялық тұрақты қажет, ол кеңістікте де, уақытта да тұрақты вакуум энергиясының тығыздығы болып табылады және жоғарыдағы метрикада Λ-ға пропорционалды. Дәл экспоненциалды кеңею жағдайында вакуум энергиясының теріс қысымы p оның энергия тығыздығы ρ-ға тең; күй теңдеуі p = -ρ. Инфляция көбінесе дәл экспоненциалды емес, квази немесе жақындап экспоненциалды болады. Мұндай ғаламда горизонт уақыт өте келе, вакуум энергиясының тығыздығы біртіндеп төмендеген сайын, баяу өседі.

Біртектілік аз

Өйткені кеңістіктің үдемелі кеңеюі тығыздық пен температураның бастапқы кез келген өзгешеліктерін өте үлкен масштабтарға дейін созады, инфляцияның маңызды ерекшелігі – ол біртектілік пен анизотропияны тегістеп, кеңістіктің қисықтығын азайтады. Бұл Әлемді инфлатон өрісінің толық үстемдік құрған өте қарапайым күйге түсіреді, ал жалғыз маңызды өзгешелік – бұл ұсақ кванттық ауытқулар. Инфляция сондай-ақ экзотикалық ауыр бөлшектерді, мысалы, бөлшектер физикасының Стандартты моделінің көптеген кеңейтімдерімен болжанған магниттік монопольдарды сейілтеді. Егер Әлем инфляция кезеңінен бұрын мұндай бөлшектерді құруға жеткілікті ыстық болса, олар табиғатта байқалмайтын болар еді, себебі олар өте сирек кездесетін, сондықтан байқалатын Әлемде олардың болуы өте күмәнді. Бұл әсерлердің жиынтығы инфляциялық «шаш жоқ теоремасы» деп аталады, бұл қара тесіктер үшін қолданылатын «шаш жоқ» теоремасына ұқсас. «Шаш жоқ» теоремасы негізінен космологиялық горизонттың қара тесік горизонттан ешқандай айырмашылығы жоқ болғандықтан жұмыс істейді, тек екінші жағында не бар екендігі туралы тексеруге келмейтін келіспеушіліктер бар. «Шаш жоқ» теоремасының түсіндірмесі – Әлем (байқалатын және байқалмайтын) инфляция кезінде зор фактормен кеңейеді. Кеңейіп жатқан Әлемде энергия тығыздығы әдетте төмендейді немесе сұйытылады, өйткені Әлемнің көлемі артады. Мысалы, қарапайым «салқын» материяның (тозанның) тығыздығы көлемнің кері пропорционалдығы ретінде төмендейді: сызықтық өлшемдер екі еселенгенде, энергия тығыздығы сегіз есе төмендейді; сәулелену энергиясы тығыздығы Әлем кеңейген сайын одан да жылдам төмендейді, себебі әрбір фотонның толқын ұзындығы созылады (қызылға қарай жылжиды), сонымен қатар фотондар кеңею арқылы таралады. Сызықтық өлшемдер екі еселенгенде, сәулеленудегі энергия тығыздығы он алты есе төмендейді (үльтрарелятивистік сұйықтық үшін энергия тығыздығы үзділігі теңдеуінің шешімін қараңыз). Инфляция кезінде инфлатон өрісінің энергия тығыздығы шамамен тұрақты болады. Алайда, барлық басқа материяның энергия тығыздығы, оның ішінде өзгешеліктер, қисықтық, анизотропия, экзотикалық бөлшектер және Стандартты модель бөлшектері төмендеп келеді, ал жеткілікті инфляция арқылы олардың барлығы мардымсыз болып қалады. Бұл Әлемді жалпақ және симметриялық қалдырады, және (біртекті инфлатон өрісінен басқа) көбінесе бос, инфляция аяқталған және қайта қыздыру басталған сәтте.

Because the accelerating expansion of space stretches out any initial variations in density or temperature to very large length scales, an essential feature of inflation is that it smooths out inhomogeneities and anisotropies, and reduces the curvature of space. This pushes the Universe into a very simple state in which it is completely dominated by the inflaton field and the only significant inhomogeneities are tiny quantum fluctuations. Inflation also dilutes exotic heavy particles, such as the magnetic monopoles predicted by many extensions to the Standard Model of particle physics. If the Universe was only hot enough to form such particles before a period of inflation, they would not be observed in nature, as they would be so rare that it is quite likely that there are none in the observable universe. Together, these effects are called the inflationary "no hair theorem" by analogy with the no hair theorem for black holes. The "no hair" theorem works essentially because the cosmological horizon is no different from a black hole horizon, except for not testable disagreements about what is on the other side. The interpretation of the no hair theorem is that the Universe (observable and unobservable) expands by an enormous factor during inflation. In an expanding universe, energy densities generally fall, or get diluted, as the volume of the Universe increases. For example, the density of ordinary "cold" matter (dust) goes down as the inverse of the volume: when linear dimensions double, the energy density goes down by a factor of eight; the radiation energy density goes down even more rapidly as the Universe expands since the wavelength of each photon is stretched (redshifted), in addition to the photons being dispersed by the expansion. When linear dimensions are doubled, the energy density in radiation falls by a factor of sixteen (see the solution of the energy density continuity equation for an ultra relativistic fluid). During inflation, the energy density in the inflaton field is roughly constant. However, the energy density in everything else, including inhomogeneities, curvature, anisotropies, exotic particles, and standard model particles is falling, and through sufficient inflation these all become negligible. This leaves the Universe flat and symmetric, and (apart from the homogeneous inflaton field) mostly empty, at the moment inflation ends and reheating begins.

Ұзақтығы

Негізгі талап – инфляция қазіргі байқалатын ғаламды бір ғана, кішкентай инфляциялық Хаббл көлемінен тудыру үшін жеткілікті ұзаққа созылуы тиіс. Бұл Ғаламның ең үлкен байқалатын масштабтарында жазық, біртекті және изотропты болып көрінуін қамтамасыз ету үшін қажет. Бұл талап, әдетте, Ғалам инфляция кезінде кем дегенде еселік кеңейсе орындалады деп саналады.

Қайта қыздыру

Инфляция – температураның шамамен 100 000 есе төмендеуімен, аса суық кеңею кезеңі. (Дәл төмендеу модельге байланысты, бірақ алғашқы модельдерде ол әдетте K-ден K-ға дейін болды.) Бұл салыстырмалы төмен температура инфляциялық фазаның барысында сақталады. Инфляция аяқталғанда температура инфляцияға дейінгі деңгейге қайта оралады; бұл қайта қыздыру немесе термалдану деп аталады, себебі инфлатон өрісінің зор потенциалдық энергиясы бөлшектерге ыдырайды және Ғаламды Стандартты модель бөлшектерімен, соның ішінде электромагниттік сәулеленумен толтырады, осылайша Ғаламның сәулеленумен басым кезеңі басталады. Инфлатон өрісінің мәні әлі белгісіз болғандықтан, бұл процесс толыққанды түсініксіз, бірақ ол параметрлік резонанс арқылы жүзеге асады деп саналады.

Көңіл көтеру

Инфляция 1970-ші жылдары Большой жарылыс космологиясында анықталған бірнеше мәселені шешуге тырысады. Инфляцияны алғаш рет 1979 жылы Алан Гут ұсынды, ол бүгінде магниттік монопольдердің неге көрінбейтінін зерттеген кезде; ол оң энергиялы жалған вакуумның жалпы салыстырмалылық теориясына сәйкес кеңістіктің экспоненциалдық кеңеюін тудыратынын тапты. Мұндай кеңею көптеген ұзақ жылдар бойы шешілмей келген басқа да мәселелерді шешеді деген қорытындыға тез келді. Бұл мәселелердің туындауы, ғаламның қазіргідей көрінуі үшін, Большой жарылыста өте дәл реттелген, немесе "ерекше" бастапқы жағдайлардан басталуы керек деген байқауларға байланысты. Инфляция бұл мәселелерді шешу үшін ғаламды осы ерекше күйге жеткізетін динамикалық механизм ұсынады, осылайша біздің ғаламымыз сияқты ғаламның Большой жарылыс теориясы аясында пайда болу ықтималдығы артады.

Айналадағы проблема

Горизонт мәселесі – ғаламның космологиялық принципке сәйкес статистикалық жағынан біртекті және изотроптық болып көрінуінің себебін анықтау мәселесі. Мысалы, газ баллонындағы молекулалар біртекті және изотроптық түрде таралады, себебі олар жылулық тепе-теңдікте болады: баллон ішіндегі газдың біртектілік пен анизотропиясын тарату үшін өзара әрекеттесуге жеткілікті уақыт болды. Инфляциясыз Үлкен жарылыс моделіндегі жағдай мүлдем басқаша, өйткені гравитациялық кеңею ерте ғаламға тепе-теңдікке жету үшін жеткілікті уақыт бермейді. Үлкен жарылыста, тек Стандартты модельдегі материя мен сәулеленудің болуымен, байқалатын ғаламның екі алыс аймағы тепе-теңдікке жете алмайды, себебі олар бір-бірінен жарық жылдамдығынан артық жылдамдықпен алыстайды және сондықтан ешқашан себеп-салдар байланысына түспейді. Ерте ғаламда екі аймақ арасында жарық сигналын жіберу мүмкін болмады. Олар өзара әрекеттеспегендіктен, олардың температурасының бірдей болуын (жылулық тепе-теңдікте болуын) түсіндіру қиын. Тарихи тұрғыдан қарағанда, ұсынылған шешімдерге Жорж Леметрдің «Феникс ғалымы», Ричард Чейз Толманның осыған байланысты «Тербелістік ғалымы» және Чарльз Мизнердің «Миксмастер ғалымы» кірді. Леметр мен Толман ғаламның қысылу мен кеңеюдің бірнеше циклін бастан өткерсе, жылулық тепе-теңдікке жете алатынын ұсынды. Алайда, олардың модельдері бірнеше цикл бойы энтропияның жиналуынан сәтсіз аяқталды. Мизнер Ғаламды хаотикалық ететін «Миксмастер» механизмі статистикалық біртектілік пен изотропияға әкелуі мүмкін деген (кейін дұрыс емес деп дәлелденген) болжам жасады.

Жазықтық мәселесі

Жазықтық проблемасы кейде Диккелік кездейсоқтықтардың бірі деп аталады (космологиялық тұрақты проблемасымен бірге). 1960 жылдары Ғаламдағы материяның тығыздығы, жазық Ғалам үшін қажетті сындық тығыздыққа шамалас екені анықталды (яғни, Ғаламның ірі масштабты геометриясы, еуропалық гиперболалық немесе сфералық геометрия емес, дәстүрлі еуропалық геометрия). Сондықтан, Ғаламның пішініне қарамастан, кеңістіктік қисықтың Ғаламның кеңеюіне қосатын үлесі, материяның үлесінен әлдеқайда көп болмауы керек. Бірақ Ғалам кеңейген сайын, қисықтық, материя мен сәулеленуге қарағанда баяу қызыл жылжуға ұшырайды. Бұл, өткенге қарай экстраполяцияланғанда, нақты реттеу мәселесін тудырады, себебі қисықтықтың Ғаламға қосатын үлесі экспоненциалды түрде кішкентай болуы керек (мысалы, Үлкен жарылыс нуклеосинтезі кезіндегі сәулелену тығыздығынан он алты есе кем). Бұл мәселені, Ғаламның бірнеше процентке дейін жазық екенін көрсеткен ғарыштық микротолқындық фонды зерттеулер одан әрі күшейтеді.

Алдын ала өнімдер

Жалпы салыстырмалылық теориясының алғашқы жылдары Альберт Эйнштейн материяның біркелкі тығыздығына ие үш өлшемді сфераны көрсететін статикалық шешімді мүмкін ету үшін космологиялық тұрақтыны енгізді. Кейін Виллем де Ситтер жоғары симметриялы кеңейіп жатқан ғаламды тапты, ол космологиялық тұрақтыға ие, бірақ басқа жағынан бос ғаламды сипаттайды. Эйнштейннің ғаламы тұрақсыз екені анықталды, ал шағын ауытқулар оның құлауына немесе де Ситтер ғаламына айналуына әкеледі. 1965 жылы Эраст Глинер Эйнштейн-Фридманн теңдеулері аясында ерте ғаламның қысымына қатысты ерекше ұсыныс жасады. Оның идеясына сәйкес, қысым энергия тығыздығына кері пропорционалды болды. Қысым мен энергия тығыздығы арасындағы осы қатынас қара энергияның алғашқы теориялық болжамы болды. 1970 жылдардың басында Зелдович Ұлы жарылыс космологиясының жазықтық және горизонт проблемаларын атап өтті; оның жұмысына дейін космология таза философиялық негізде симметриялық деп есептелген.

Монополиялық проблема

1978 жылы Зельдович магниттік монополь мәселесін атап өтті, ол горизонт мәселесінің нақты сандық түрі болатын, бұл жолы бөлшектер физикасы саласында, және оны шешуге бағытталған бірнеше теориялық әрекеттерге әкелді. 1980 жылы Алан Гут ерте ғаламдағы жалған вакуумнің ыдырауы осы мәселені шешеді деген қорытындыға келді, соның нәтижесінде ол скалярлық инфляция теориясын ұсынды. Старобинский мен Гуттың екеуі де бастапқы де Ситтер фазасын болжады, олардың айырмашылығы тек механизмдерде болды.

Баяу инфляция

Көпіршелердің соқтығысу мәселесін Линде және Андреас Альбрехт пен Пол Штайнхардт жаңа инфляция немесе баяу ролл инфляциясы деп аталатын модельде дербес шешті (Гуттың моделі кейіннен ескі инфляция деп аталды). Бұл модельде, жалған вакуумдық күйден туннельдеудің орнына, инфляция потенциалдық энергия төбесінен сырғалған скалярлық өріс арқылы жүзеге асты. Егер өріс Ғаламның кеңеюімен салыстырғанда өте баяу қозғалса, инфляция пайда болады. Дегенмен, төбе тіктелгенде инфляция тоқталып, қайта қыздыру процесі басталуы мүмкін.

Асимметриялардың әсері

Ақырында, жаңа инфляция толық симметриялық ғаламды жаратпайтыны, бірақ инфлатондағы кванттық флуктуациялар пайда болатыны көрсетілді. Осы флуктуациялар кейінірек пайда болған барлық құрылымдардың бастапқы тұқымын құрайды. Бұл флуктуацияларды алғаш рет В.В. Муханов пен Г.В. Чибисов Старобинскийдің ұқсас моделін талдағанда есептеген. Инфляция контекстінде, олар 1982 жылы Кембридж университетінде өткен «Өте ерте ғалам» тақырыбындағы үш апталық Нюфилд семинарында Муханов пен Чибисовтың жұмысынан тәуелсіз зерттелді. Семинар барысында жеке-жеке жұмыс істеген төрт топ флуктуацияларды есептеп шығарды: Стивен Хокинг, Старобинский, Гут және Со Янг Пи, сондай-ақ Бардин, Штайнхардт және Тернер.

Байқау мәртебесі

Инфляция – физикалық космологияның стандартты моделінің негізі болып табылатын космологиялық принципті іске асыру механизмі: ол байқалатын ғаламның біртектілігі мен изотропиясын қамтамасыз етеді. Сонымен қатар, ол байқалған жазықтығы мен магниттік монопольдердің жоқтығын түсіндіреді. Гуттың алғашқы жұмысынан бері осы бақылаулардың әрқайсысы қосымша расталды, ең әсерлісі – Планк ғарыш кемесі жасаған ғарыштық микротолқындық фонды (ҒМТ) егжей-тегжейлі бақылаулар. Бұл талдау ғаламның бір проценттен аспайтын дәлдікпен жазық екенін, ал оның біртектілігі мен изотропиясы 100 000-нан бір бөлігіне дейін сақталатынын көрсетті. Инфляция бүгінгі ғаламда көрінетін құрылымдардың инфляциялық эпохадағы кванттық механикалық флуктуациялар ретінде пайда болған бұзылыстардың гравитациялық құлдырауы арқылы қалыптасқандығын болжайды. Бұзылыстар спектрінің егжей-тегжейлі нысаны, «шамаға жақын инвариантты Гаусс кездейсоқ өрісі» деп аталады, өте нақты және тек екі еркін параметрге ие. Бірі – спектрдің амплитудасы, екіншісі – спектрлік индекс, ол инфляциямен болжанған масштабтық инварианттықтан аздап ауытқуды өлшейді (толық масштабтық инварианттық идеалданған де Ситтер ғаламына сәйкес келеді). Басқа еркін параметр – тензорлық және скалярлық қатынас. Ең қарапайым инфляциялық модельдер, яғни «нақты реттеусіз» модельдер, тензорлық және скалярлық қатынастың 0,1-ге жуық болатынын болжайды. Инфляция байқалатын бұзылыстардың бір-бірімен термодинамикалық тепе-теңдікте болуы керек екенін болжайды (олар адиабатикалық немесе изоэнтропиялық бұзылыстар деп аталады). Бұл бұзылыстардың мүсілі Планк ғарыш кемесі, WMAP ғарыш кемесі және басқа да ҒМТ эксперименттерімен, сондай-ақ галактикаларды зерттеулермен, әсіресе, жалғасып жатқан Слоан цифрлық аспан зерттеуімен расталды. Бұл эксперименттер 100 000-нан бір бөлікті құрайтын біртектіліктердің теориямен болжанған формаға сәйкес екенін көрсетті. Масштабтық инварианттықтан сәл ауытқудың белгілері бар. Спектрлік индекс, n, масштабтық инвариантты Харрисон-Зельдович спектрі үшін бірге тең. Ең қарапайым инфляциялық модельдер n-нің 0,92 мен 0,98 аралығында болатынын болжайды. Бұл энергиямен байланысты параметрлерді нақты реттеусіз мүмкін болатын диапазон. Сондай-ақ, тензорлық және скалярлық қатынас 0,11-ден кем болуы керек. Бұл инфляция теориясының маңызды растауы саналады. Алайда, үшінші жылғы деректер көрсеткендей, бұл эффект статистикалық аномалия болып табылған. Инфляцияны толыққанды тексеру үшін эксперименттік бағдарлама жүргізілуде. Атап айтқанда, ҒМТ поляризациясының «B режимдері» деп аталатын жоғары дәлдікті өлшеу инфляциямен туындаған гравитациялық сәулеленудің дәлелін беруі мүмкін, сондай-ақ ең қарапайым модельдермен болжанған инфляцияның энергиялық шкаласы (~ ГэВ) дұрыс екенін көрсетуі мүмкін. Алайда, 2014 жылғы 19 маусымда нәтижелерді растауға қатысты сенім төмендегені хабарланды; 2014 жылғы 19 қыркүйекте сенімнің одан әрі төмендегені хабарланды, ал 2015 жылғы 30 қаңтарда сенімнің одан да төмендегені хабарланды. 2018 жылға қарай қосымша деректер 95% сенімділікпен көрсеткендей, мәні 0,06 немесе одан төмен: бұл «нөлдік гипотезамен» сәйкес келеді, бірақ инфляцияның көптеген қалған модельдерімен де сәйкес келеді. Алдағы уақытта басқа да өлшеулер, мысалы, 21 сантиметрлік сәулелену (алғашқы жұлдыздар пайда болғанға дейін бейтарап сутектен шығарылатын және сіңірілетін сәулелену) ҒМТ және галактикалық зерттеулерге қарағанда қуат спектрін жоғары ажыратымдылықпен өлшеуі мүмкін, бірақ мұндай өлшеулер мүмкін бола ма, жоқ па, немесе Жер бетіндегі және галактикадағы радио көздерінен кедергі тым үлкен бола ма, әлі белгісіз.

Inflation is a mechanism for realizing the cosmological principle, which is the basis of the standard model of physical cosmology: it accounts for the homogeneity and isotropy of the observable universe. In addition, it accounts for the observed flatness and absence of magnetic monopoles. Since Guth's early work, each of these observations has received further confirmation, most impressively by the detailed observations of the cosmic microwave background made by the Planck spacecraft. This analysis shows that the Universe is flat to within percent, and that it is homogeneous and isotropic to one part in 100,000. Inflation predicts that the structures visible in the Universe today formed through the gravitational collapse of perturbations that were formed as quantum mechanical fluctuations in the inflationary epoch. The detailed form of the spectrum of perturbations, called a nearly scale invariant Gaussian random field is very specific and has only two free parameters. One is the amplitude of the spectrum and the spectral index, which measures the slight deviation from scale invariance predicted by inflation (perfect scale invariance corresponds to the idealized de Sitter universe). The other free parameter is the tensor to scalar ratio. The simplest inflation models, those without fine tuning, predict a tensor to scalar ratio near 0.1
Inflation predicts that the observed perturbations should be in thermal equilibrium with each other (these are called adiabatic or isentropic perturbations). This structure for the perturbations has been confirmed by the Planck spacecraft, WMAP spacecraft and other cosmic microwave background (CMB) experiments, and galaxy surveys, especially the ongoing Sloan Digital Sky Survey. These experiments have shown that the one part in 100,000 inhomogeneities observed have exactly the form predicted by theory. There is evidence for a slight deviation from scale invariance. The spectral index, n is one for a scale invariant Harrison–Zel'dovich spectrum. The simplest inflation models predict that n is between 0.92 and 0.98 This is the range that is possible without fine tuning of the parameters related to energy. and a tensor to scalar ratio that is less than 0.11 These are considered an important confirmation of the theory of inflation. However, the third year data revealed that the effect was a statistical anomaly. An experimental program is underway to further test inflation with more precise CMB measurements. In particular, high precision measurements of the so called "B modes" of the polarization of the background radiation could provide evidence of the gravitational radiation produced by inflation, and could also show whether the energy scale of inflation predicted by the simplest models (~ GeV) is correct. However, on 19 June 2014, lowered confidence in confirming the findings was reported; on 19 September 2014, a further reduction in confidence was reported and, on 30 January 2015, even less confidence yet was reported. By 2018, additional data suggested, with 95% confidence, that is 0.06 or lower: consistent with the null hypothesis, but still also consistent with many remaining models of inflation. Other forthcoming measurements, such as those of 21 centimeter radiation (radiation emitted and absorbed from neutral hydrogen before the first stars formed), may measure the power spectrum with even greater resolution than the CMB and galaxy surveys, although it is not known if these measurements will be possible or if interference with radio sources on Earth and in the galaxy will be too great.

Теориялық жағдай

Гуттың алғашқы ұсынысында инфлатон – элементар бөлшектердің массасын түсіндіретін Хиггс өрісі деп есептелген. Бірақ, Хиггс бозонының жақындағы ашылуы Хиггс өрісін инфлатон ретінде қарастыратын зерттеулердің санын арттырды. Бұл идентификацияның бір мәселесі – қазіргі уақытта Үлкен адрондық коллайдерде (LHC) зерттеліп жатқан электрослабық масштабтағы экспериментальдық деректермен байқалатын қарама-қайшылық. Басқа инфляция модельдері Ұлы Біріктірілген Теориялардың қасиеттеріне негізделген. Жаңа инфляция үшін Ғаламда өте тегіс потенциалы және ерекше бастапқы жағдайлары бар скалярлық өріс болуы керек. Дегенмен, мұндай нақты түзетулерге түсіндірмелер ұсынылған. Мысалы, классикалық масштабты инвариантты өріс теориялары, онда масштабты инварианттылық кванттық эффектілермен бұзылады, теорияны бұрылыс теориясы арқылы зерттеуге мүмкіндік берсе, инфляциялық потенциалдардың тегістігін түсіндіреді. Линде хаотикалық инфляция деп аталатын теорияны ұсынды, онда инфляция шарттары өте жалпы жағдайда орындалатынын көрсетті. Инфляция, негізінен, хаотикалық, жоғары энергиялы күйде басталатын және шексіз потенциалдық энергиясы бар скалярлық өріске ие кез келген Ғаламда жүреді. Бірақ, оның моделінде инфлатон өрісінің мәні бір Планк бірлігінен асып түседі. Сондықтан, бұл модельдер көбінесе «үлкен өріс модельдері» деп аталады, ал олармен бәсекелес жаңа инфляция модельдері «кіші өріс модельдері» деп аталады. Мұндай жағдайда тиімді өріс теориясының болжамдары дұрыс емес деп есептеледі, себебі қайта нормалау инфляцияның жүруіне кедері келтіретін үлкен түзетулерге алып келуі мүмкін. Бұл мәселе әлі шешілмеген, және кейбір космологтар энергия деңгейі әлдеқайда төмен болатын кіші өріс модельдері жақсырақ деп санайды. Инфляция кванттық өріс теориясына (және кванттық гравитацияның жартылай классикалық жуықтауына) маңызды түрде байланысты болғанымен, ол осы теориялармен толыққандай үйлесім тапқан жоқ. Бранденбергер басқа бір жағдайда тондық реттеу туралы пікір білдірді. Инфляция кезінде пайда болатын бастапқы біртектіліктердің амплитудасы инфляцияның энергия масштабымен тікелей байланысты. Бұл масштаб шамамен GeV немесе Планк энергиясының бірнеше еселенгені болуы мүмкін. Табиғи масштаб – Планк масштабы, сондықтан бұл кішкентай мәнді де тондық реттеудің бір түрі деп қарастыруға болады (бұл «иерархиялық мәселе» деп аталады): скалярлық потенциалдан туындаған энергия тығыздығы Планк тығыздығынан бірнеше есе төмен. Бірақ, бұл әдетте маңызды мәселе деп есептелмейді, себебі инфляция масштабы табиғи түрде өлшемдердің бірігу масштабымен сәйкес келеді.

In Guth's early proposal, it was thought that the inflaton was the Higgs field, the field that explains the mass of the elementary particles. although the recent discovery of the Higgs boson has increased the number of works considering the Higgs field as inflaton. One problem of this identification is the current tension with experimental data at the electroweak scale, which is currently under study at the Large Hadron Collider (LHC). Other models of inflation relied on the properties of Grand Unified Theories. New inflation requires the Universe to have a scalar field with an especially flat potential and special initial conditions. However, explanations for these fine tunings have been proposed. For example, classically scale invariant field theories, where scale invariance is broken by quantum effects, provide an explanation of the flatness of inflationary potentials, as long as the theory can be studied through perturbation theory. Linde proposed a theory known as chaotic inflation in which he suggested that the conditions for inflation were actually satisfied quite generically. Inflation will occur in virtually any universe that begins in a chaotic, high energy state that has a scalar field with unbounded potential energy. However, in his model the inflaton field necessarily takes values larger than one Planck unit: for this reason, these are often called large field models and the competing new inflation models are called small field models. In this situation, the predictions of effective field theory are thought to be invalid, as renormalization should cause large corrections that could prevent inflation. This problem has not yet been resolved and some cosmologists argue that the small field models, in which inflation can occur at a much lower energy scale, are better models. While inflation depends on quantum field theory (and the semiclassical approximation to quantum gravity) in an important way, it has not been completely reconciled with these theories. Brandenberger commented on fine tuning in another situation. The amplitude of the primordial inhomogeneities produced in inflation is directly tied to the energy scale of inflation. This scale is suggested to be around GeV or times the Planck energy. The natural scale is naïvely the Planck scale so this small value could be seen as another form of fine tuning (called a hierarchy problem): the energy density given by the scalar potential is down by compared to the Planck density. This is not usually considered to be a critical problem, however, because the scale of inflation corresponds naturally to the scale of gauge unification.

Мәңгілік инфляция

Көптеген модельдерде Ғаламның кеңеюінің инфляциялық фазасы Ғаламның кем дегенде бір бөлігінде мәңгілікке созылады. Бұл инфляцияланатын аймақтар өте жылдам кеңейіп, көбейе түсетін болғандықтан болады. Егер инфляцияланбайтын фазаға ауысу жылдамдығы жеткілікті болмаса, жаңа инфляцияланатын аймақтар инфляцияланбайтын аймақтардан гөрі жылдам пайда болады. Мұндай модельдерде Ғаламның көлемінің көп бөлігі кез келген уақытта үздіксіз инфляцияланады. Мәңгілік инфляцияның барлық модельдері шексіз, гипотетикалық көпқанатты әлемді, әдетте фракталды жасайды. Көпқанатты әлем теориясы инфляциялық модельдің дұрыстығына қатысты ғылыми қауымдастықта маңызды дау тудырды. Инфляциялық модельдің бастапқы жасаушыларының бірі Пол Стейнхардт 1983 жылы мәңгілік инфляцияның алғашқы мысалын ұсынды. Ол инфляцияның ыстық материя мен сәулеленуге толы, инфляцияланбайтын кеңістіктің көпіршіктерін жасау арқылы мәңгілікке созылатынын көрсетті, бұл көпіршіктер инфляцияланатын бос кеңістікпен қоршалған. Бұл көпіршіктер инфляциямен бірге жылдамдап өсе алмады. Содан кейін сол жылы Александр Виленкин мәңгілік инфляцияның жалпы екенін көрсетті. Жаңа инфляция классикалық түрде потенциал бойынша төмендейді, бірақ кванттық ауытқулар кейде оны бұрынғы деңгейге көтере алады. Инфлатонның жоғары ауытқуы бар бұл аймақтар инфлатонның төмен потенциалдық энергиясы бар аймақтардан әлдеқайда жылдам кеңейеді және физикалық көлем тұрғысынан басымдық танытуы мүмкін. Кез келген инфляциялық теорияның шексіз потенциалы мәңгілік екені дәлелденді. Бұл тұрақты күйдің мәңгілікке дейін жалғаса алмайтынын көрсететін белгілі теоремалар бар. Де Ситтер кеңістігіне ұқсас инфляциялық кеңістік-уақыт, қысқаратын аймақсыз толық емес. Алайда, Де Ситтер кеңістігінен айырмашылығы, инфляцияланатын кеңістіктегі ауытқулар күшті тартылыс сингулярлығын құру үшін құлдырайды, онда тығыздықтар шексіз болады. Сондықтан Ғаламның бастапқы жағдайларына қатысты теория болуы қажет. Мәңгілік инфляцияда инфляцияланатын аймақтар экспоненциалды түрде өсетін көлемге ие, ал инфляцияланбайтын аймақтарда мұндай өсім байқалмайды. Бұл Ғаламның жаһандық суретінде инфляцияланатын бөлігінің көлемі инфляция тоқтаған бөліктен түсініксіз үлкен екенін көрсетеді, тіпті инфляция кез келген инфляцияға дейінгі бақылаушының көзімен аяқталса да. Ғалымдар осы гипотетикалық антропоморфты ландшафтқа ықтималдық таралуын қалай тағайындау керектігі туралы келіспейді. Егер әртүрлі аймақтардың ықтималдығы көлем бойынша есептелсе, инфляция ешқашан аяқталмайды деп күтуге болады немесе жергілікті бақылаушының болуына қатысты шекаралық шарттарды қолдану инфляцияның мүмкіндігінше кеш аяқталуына әкеледі. Кейбір физиктер бұл парадокс инфляцияға дейінгі көлемдері бойынша бақылаушыларды салмақтап шешуге болады деп санайды. Басқалары парадокстың шешімі жоқ екенін және көпқанатты әлемнің инфляциялық парадигмадағы маңызды кемшілік екенін сенеді. Пауль Стейнхардт, мәңгілік инфляциялық модельді алғаш ұсынған,

In many models, the inflationary phase of the Universe's expansion lasts forever in at least some regions of the Universe. This occurs because inflating regions expand very rapidly, reproducing themselves. Unless the rate of decay to the non inflating phase is sufficiently fast, new inflating regions are produced more rapidly than non inflating regions. In such models, most of the volume of the Universe is continuously inflating at any given time. All models of eternal inflation produce an infinite, hypothetical multiverse, typically a fractal. The multiverse theory has created significant dissension in the scientific community about the viability of the inflationary model. Paul Steinhardt, one of the original architects of the inflationary model, introduced the first example of eternal inflation in 1983. He showed that the inflation could proceed forever by producing bubbles of non inflating space filled with hot matter and radiation surrounded by empty space that continues to inflate. The bubbles could not grow fast enough to keep up with the inflation. Later that same year, Alexander Vilenkin showed that eternal inflation is generic. Although new inflation is classically rolling down the potential, quantum fluctuations can sometimes lift it to previous levels. These regions in which the inflaton fluctuates upwards expand much faster than regions in which the inflaton has a lower potential energy, and tend to dominate in terms of physical volume. It has been shown that any inflationary theory with an unbounded potential is eternal. There are well known theorems that this steady state cannot continue forever into the past. Inflationary spacetime, which is similar to de Sitter space, is incomplete without a contracting region. However, unlike de Sitter space, fluctuations in a contracting inflationary space collapse to form a gravitational singularity, a point where densities become infinite. Therefore, it is necessary to have a theory for the Universe's initial conditions. In eternal inflation, regions with inflation have an exponentially growing volume, while regions that are not inflating don't. This suggests that the volume of the inflating part of the Universe in the global picture is always unimaginably larger than the part that has stopped inflating, even though inflation eventually ends as seen by any single pre inflationary observer. Scientists disagree about how to assign a probability distribution to this hypothetical anthropic landscape. If the probability of different regions is counted by volume, one should expect that inflation will never end or applying boundary conditions that a local observer exists to observe it, that inflation will end as late as possible. Some physicists believe this paradox can be resolved by weighting observers by their pre inflationary volume. Others believe that there is no resolution to the paradox and that the multiverse is a critical flaw in the inflationary paradigm. Paul Steinhardt, who first introduced the eternal inflationary model,

Бастапқы шарттар

Кейбір физиктер бастапқы жағдайлар мәселесін шешуге тырысып, мәңгілік инфляцияға ұшыраған ғалам үшін модельдер ұсынды, оның бастауы жоқ. Бұл модельдер ғаламның ең ірі масштабта экспоненциалды түрде кеңейетінін, кеңістікте шексіз болып қалатынын және мәңгілікке дейін бар болатынын көрсетеді. Басқа ұсыныстар кванттық космология мен одан кейінгі инфляция негізінде ғаламның құдайдан жаралғанындай (ex nihilo) пайда болуын сипаттауға тырысады. Виленкин мұндай сценарийлердің бірін ұсынды. Гут инфляциялық ғаламды "соңғы тегін тамақ" деп сипаттады: біздің ғаламымызға ұқсас жаңа ғаламдар үлкен инфляциялық фондық кеңістікте үздіксіз пайда болады. Бұл жағдайда гравитациялық өзара әрекеттесулер термодинамиканың бірінші заңын (энергия сақталуы) және термодинамиканың екінші заңын (энтропия және уақыт жебесі мәселесі) бұзбайды. Дегенмен, бұл бастапқы жағдайлар мәселесін шешеді деген консенсус болғанымен, кейбіреулер оған қарсы шықты, себебі ғалам кванттық флуктуация нәтижесінде пайда болуы әлдеқайда ықтимал. Дон Пейдж осы аномалияға байланысты инфляцияны ашық сынады. Ол термодинамикалық уақыт жебесінің төмен энтропиялы бастапқы жағдайларды талап ететінін, мұндай жағдайдың болуы өте қиын екенін атап өтті. Олардың пікірінше, инфляция теориясы бұл мәселені шешудің орнына оны ушықтырады – инфляция дәуірінің соңындағы қайта қызу энтропияны арттырады, сондықтан ғаламның бастапқы жағдайы инфляциялық фазасы жоқ басқа Ұлы жарылыс теорияларына қарағанда одан да реттелген болуы керек. Хокинг пен Пейдж кейіннен Хартл-Хокинг бастапқы күйінде инфляцияның ықтималдығын есептеуге тырысқанда, нәтижелердің әртүрлі екенін анықтады. Басқа авторлар инфляция мәңгілік болғандықтан, ықтималдығы нөлге тең болмаса, маңызды емес деп мәлімдеді: бір рет басталғаннан кейін инфляция өзін-өзі жалғастырады және ғаламды жылдам басып алады. Кейде айтылатын тағы бір мәселе – транспланктық мәселе немесе транспланктық эффектілер. Инфляцияның энергия шкаласы мен Планк шкаласы салыстырмалы түрде жақын болғандықтан, біздің ғалам құрылымын құраған кейбір кванттық флуктуациялар инфляциядан бұрын Планк ұзындығынан кішірек болды. Сондықтан Планк шкаласы физикасынан, әсіресе гравитацияның белгісіз кванттық теориясынан түзетулер болуы керек. Бұл эффектінің шамасы туралы әлі де келіспеушіліктер бар: оны анықтау мүмкін бе, әлде мүлдем анықталмай ма?

Some physicists have tried to avoid the initial conditions problem by proposing models for an eternally inflating universe with no origin. These models propose that while the Universe, on the largest scales, expands exponentially it was, is and always will be, spatially infinite and has existed, and will exist, forever. Other proposals attempt to describe the ex nihilo creation of the Universe based on quantum cosmology and the following inflation. Vilenkin put forth one such scenario. Guth described the inflationary universe as the "ultimate free lunch": new universes, similar to our own, are continually produced in a vast inflating background. Gravitational interactions, in this case, circumvent (but do not violate) the first law of thermodynamics (energy conservation) and the second law of thermodynamics (entropy and the arrow of time problem). However, while there is consensus that this solves the initial conditions problem, some have disputed this, as it is much more likely that the Universe came about by a quantum fluctuation. Don Page was an outspoken critic of inflation because of this anomaly. He stressed that the thermodynamic arrow of time necessitates low entropy initial conditions, which would be highly unlikely. According to them, rather than solving this problem, the inflation theory aggravates it – the reheating at the end of the inflation era increases entropy, making it necessary for the initial state of the Universe to be even more orderly than in other Big Bang theories with no inflation phase. Hawking and Page later found ambiguous results when they attempted to compute the probability of inflation in the Hartle–Hawking initial state. Other authors have argued that, since inflation is eternal, the probability doesn't matter as long as it is not precisely zero: once it starts, inflation perpetuates itself and quickly dominates the Universe. Another problem that has occasionally been mentioned is the trans Planckian problem or trans Planckian effects. Since the energy scale of inflation and the Planck scale are relatively close, some of the quantum fluctuations that have made up the structure in our universe were smaller than the Planck length before inflation. Therefore, there ought to be corrections from Planck scale physics, in particular the unknown quantum theory of gravity. Some disagreement remains about the magnitude of this effect: about whether it is just on the threshold of detectability or completely undetectable.

Гибридті инфляция

Инфляцияның тағы бір түрі, гибридтік инфляция деп аталады, ол жаңа инфляцияның кеңейтілген нұсқасы болып табылады. Ол қосымша скалярлық өрістерді енгізеді, сондықтан бір скалярлық өріс қалыпты баяу қозғалыс инфляциясына жауапты болса, екіншісі инфляцияның аяқталуын қозғауға тиіс: инфляция жеткілікті ұзаққа созылғанда, екінші өріс үшін энергия деңгейінің күрт төмендеуіне жағдай туады. Гибридтік инфляцияда бір скалярлық өріс энергия тығыздығының басым бөлігіне жауапты (осылайша кеңею жылдамдығын анықтайды), ал екіншісі баяу қозғалысқа жауапты (осылайша инфляция кезеңі мен оның аяқталуын анықтайды). Сондықтан, бірінші инфляциядағы флуктуациялар инфляцияның аяқталуына әсер етпейді, ал екіншісіндегі флуктуациялар кеңею жылдамдығына әсер етпейді. Осы себепті гибридтік инфляция мәңгілік емес. Екінші (баяу қозғалатын) инфляция өзінің потенциалының ең төменгі нүктесіне жеткенде, ол бірінші инфляцияның потенциалының минимум орнын өзгертеді, бұл инфляцияның потенциалы бойынша жылдам құлауға және инфляцияның аяқталуына әкеледі.

Қара энергиямен байланысы

Қара энергия инфляцияға ұқсас және қазіргі ғаламның кеңеюін үдетіп жіберіп отыр деп саналады. Дегенмен, қара энергияның энергия деңгейі инфляция деңгейінен шамамен 27 есе төмен, GeV шамасында.

Инфляция және жіп космологиясы

Ағымы тығыздалудың ашылуы инфляция мен жол теориясын (string theory) үйлестіруге мүмкіндік берді. Бранды инфляция инфляцияның тығыз геометрияда D-брандардың қозғалысынан туындайтынын, әдетте анти-D-брандар жиынтығына қарай қозғалысын ұсынады. Дирак-Борн-Инфельд әрекетімен басқарылатын бұл теория, қалыпты инфляциядан өзгеше. Динамикасы толыққанды түсініксіз. Инфляция жол ландшафтындағы екі вакуум арасында туннельдеу арқылы жүзеге асатындықтан, ерекше жағдайлар қажет болып көрінеді. Екі вакуум арасындағы туннельдеу процесі ескі инфляцияның бір түрі, бірақ жаңа инфляция басқа механизм арқылы жүруі тиіс.

Инфляция және циклдік кванттық гравитация

Күлгілік кванттық гравитация теориясының космологияға тигізер әсерін зерттеу барысында, космологиялық инфляцияның ықтимал механизмін ұсынатын күлгілік кванттық космология моделі қалыптасты. Күлгілік кванттық гравитация квантталған кеңістік-уақытты қабылдайды. Егер энергия тығыздығы квантталған кеңістік-уақыт көтере алатын деңгейден жоғары болса, кері соққы болады деп саналады.

Баламалар мен қосымшалар

Басқа модельдер де ұсынылған, олар инфляция теориясымен қарастырылған кейбір немесе барлық деректерді түсіндіруге мүмкіндік береді.

Үлкен шапшаң

Үлкен серпіліс гипотезасы ғарыштық сингулярлықты ғарыштық жиырылу мен серпіліспен алмастыруға тырысады, осылайша Ұлы жарылысқа әкелген бастапқы шарттарды түсіндіреді. Жазықтық және көкжиек проблемалары Эйнштейн-Картан-Сциама-Киббл гравитация теориясында экзотикалық материяның немесе еркін параметрлердің қажеті болмай, табиғи түрде шешіледі. Бұл теория аффиндік байланыстың симметриясының шектеуін алып тастау және оның антисимметриялық бөлігі – бұрылыс тензорын динамикалық айнымалы ретінде қарастыру арқылы жалпы салыстырмалылықты кеңейтеді. Бұрылыс пен Дирак спинерлері арасындағы ең төменгі байланыс спин-спин өзара әрекеттесуін тудырады, ол өте жоғары тығыздықтағы фермиондық материяда маңызды. Мұндай өзара әрекеттесу физикалық емес Ұлы жарылыс сингулярлығын болдырмай, оны шекті ең төменгі масштаб фактордағы серпіліс сияқты алмастырады, ал одан бұрын Ғалам жиырылып жатқан. Ұлы серпілістен кейін бірден болған жылдам кеңею қазіргі Ғаламның ең үлкен масштабта жазық, біртекті және изотропты болып көрінуінің себебін түсіндіреді. Ғаламның тығыздығы төмендегенде, бұрылыс әсерлері әлсірейді және Ғалам сәулелену доминирленген кезеңге бірте-бірте кіреді.

Экпиротикалық және циклдік модельдер

Эпиротиялық және циклдік модельдер де инфляцияға қосымша саналады. Бұл модельдер көкжиек проблемасын Үлкен жарылыстан әлдеқайда бұрын кеңейген кезең арқылы шешеді, содан кейін Үлкен тығырыққа (Big Crunch) алып келетін жиырылу фазасында бастапқы тығыздық perturbation-ының қажетті спектрін тудырады. Ғалам Үлкен тығырықтан өтіп, ыстық Үлкен жарылыс фазасында пайда болады. Осы тұрғыдан алғанда, олар Ричард Чейс Толманның осцилляциялық ғаламын еске түсіреді; алайда, Толманның моделінде Ғаламның жалпы жасы міндетті түрде шекті, ал бұл модельдерде мұндай міндеттілік жоқ. Тығыздық fluctuation-ының дұрыс спектрін жасауға бола ма және Ғалам Үлкен жарылыс/Үлкен тығырық өтуін сәтті жүзеге асыра ала ма, деген мәселе әлі де даулы және қазіргі зерттеулердің тақырыбы болып табылады. Эпиротиялық модельдер, егер Үлкен тығырық/Үлкен жарылыс өтуіндегі температура Үлкен Біріккен Шкаладан төмен болса, магниттік монополь проблемасынан қашады, себебі осы температурада ғана магниттік монопольдер пайда болады. Қазіргі кезде кеңеюдің "баяулауына" ешқандай дәлел жоқ, бірақ бұл күтпеген нәрсе емес, өйткені әрбір циклдың триллион жылға жуық уақытқа созылуы күтілуде.

Сызықты газдар космологиясы

Сызық теориясы үш байқалатын кеңістік өлшемінен өзге, иілген немесе тығыздалған қосымша өлшемдердің болуын қажет етеді (Каллуза-Клейн теориясын да қараңыз). Қосымша өлшемдер супергравитациялық модельдерде және кванттық гравитацияның басқа да тәсілдерінде жиі кездесетін құрауыш болып табылады. Бұл төрт кеңістік-уақыт өлшемінің неге үлкен болып, қалғандарының байқауға келмейтіндей кішкентайға айналу себебін анықтауға күмәнді сұрақ тудырады. Осы мәселені шешуге бағытталған Роберт Бранденбергер мен Камрун Вафаның "Сым газ космологиясы" атты ұсынысы жасалған. Бұл модель ерте ғаламның ыстық сымдар газы ретінде қарастырылатын динамикасына назар аударады. Бранденбергер мен Вафа кеңістік-уақыт өлшемі оны айналып өтетін сымдар тиімді түрде бір-бірін жоя алса ғана кеңейе алатынын көрсетті. Әр сым – бір өлшемді нысан, ал екі сымның кездесіп (және, болжам бойынша, жойылатын) ең көп өлшемдері үшке тең. Сондықтан, тығыздалмаған (үлкен) кеңістік өлшемдерінің ең мүмкін саны – үш. Қазіргі уақыттағы зерттеулер осы модельдің тығыздалған өлшемдердің мөлшерін тұрақтандыруға және бастапқы тығыздық дұрыс спектрін алуға қабілеттілігіне бағытталған. Бастапқы модель "стандартты космологияның энтропия және тегіс еместік проблемаларын шешпеді", бірақ Бранденбергер және авторлар кейінірек осы проблемаларды сымдық газ космологиясын секіріп тұратын ғалам сценарийі аясында қолдану арқылы жоюға болатынын дәлелдеді.

Түрлі c

Жарықтың өзгермелі жылдамдығын қолданатын космологиялық модельдер, көкжиек проблемасын шешу және ғарыштық инфляцияға балама ұсыну мақсатымен жасалған. VSL модельдерінде, вакуумдағы жарық жылдамдығын көрсететін негізгі тұрақты шама c, ерте ғаламда қазіргісінен жоғары болған, бұл бөлшектердің горизонтын ажырасып кету кезінде КМБ-ның байқалған изотропиясын түсіндіруге жеткілікті деңгейде кеңейтеді.