Original: http://astroweb.case.edu/ssm/USNA287/InflationGuthSteinhardt.html
V roce 1980 většina vědců věřila, že teorie velkého třesku - která tvrdí, že vesmír byl vytvořen z jedné obrovské exploze a následné expanze - byla nejpravděpodobnějším vysvětlením původu vesmíru. Původní teorie velkého třesku však měla několik nedostatků. V roce 1981 americký kosmolog Alan Guth představil novou teorii známou jako inflační model, která představuje podrobnější vysvětlení toho, co se mohlo stát v prvním zlomku sekundy existence vesmíru. Guthovy myšlenky, vyvinuté z oblasti studia známé jako sjednocená teorie pole, byly upraveny a rozpracovány americkým teoretickým fyzikem Paulem Steinhardtem a dalšími na počátku 80. let 20. století. Inflační model má mnoho zajímavých důsledků, včetně možnosti, že náš vesmír je pouze jedním z miliard vesmírů a že mohl být stvořen z ničeho – což jeden kosmolog vtipně nazval „ultimátním obědem zdarma“. Guth a Steinhardt vysvětlují inflační teorii v tomto článku Scientific American z roku 1984.
Inflační vesmír
Nová teorie kosmologie naznačuje, že pozorovatelný vesmír je zasazen do mnohem větší oblasti vesmíru, která zaznamenala mimořádný růstový skok zlomek sekundy po prvotním velkém třesku.
Autor: Alan H. Guth a Paul J. Steinhardt
V posledních několika letech určité nedostatky ve standardní teorii velkého třesku kosmologie vedly k vývoji nového modelu velmi rané historie vesmíru. Model, známý jako inflační vesmír, přesně souhlasí s obecně přijímaným popisem pozorovaného vesmíru pro všechny časy po prvních 10-30 sekundách. Pro tento první zlomek vteřiny je však příběh dramaticky odlišný. Podle inflačního modelu měl vesmír krátké období mimořádně rychlé inflace neboli expanze, během níž se jeho průměr zvětšil o faktor možná 1050krát větší, než se předpokládalo. V průběhu tohoto ohromného nárůstu mohla být veškerá hmota a energie ve vesmíru vytvořena prakticky z ničeho. Inflační proces má také důležité důsledky pro současný vesmír. Pokud je nový model správný, je pozorovaný vesmír jen velmi malým zlomkem celého vesmíru.
Inflační model má mnoho společných rysů se standardním modelem velkého třesku. V obou modelech vesmír začal před 10 až 15 miliardami let jako prvotní ohnivá koule extrémní hustoty a teploty a od té doby se rozpíná a ochlazuje. Tento obrázek byl úspěšný ve vysvětlení mnoha aspektů pozorovaného vesmíru, včetně červeného posunu světla ze vzdálených galaxií, kosmického mikrovlnného záření na pozadí a prvotního množství nejlehčích prvků. Všechny tyto předpovědi mají co do činění pouze s událostmi, které se pravděpodobně odehrály po první sekundě, kdy se oba modely shodují.
Až asi před pěti lety bylo několik vážných pokusů popsat vesmír během jeho první sekundy. Předpokládá se, že teplota v tomto období byla vyšší než 10 miliard stupňů Kelvina a o vlastnostech hmoty za takových podmínek se vědělo jen málo. Na základě nedávného vývoje ve fyzice elementárních částic se však nyní kosmologové pokoušejí porozumět historii vesmíru zpět do 10-45sekund po jeho počátku. (V ještě dřívějších dobách by hustota energie byla tak velká, že by Einsteinova obecná teorie relativity musela být nahrazena kvantovou teorií gravitace, která zatím neexistuje.) Když se standardní model velkého třesku rozšíří na tyto v dřívějších dobách vznikají různé problémy. Za prvé je jasné, že model vyžaduje řadu přísných, nevysvětlených předpokladů o počátečních podmínkách vesmíru. Navíc většina nových teorií elementárních částic naznačuje, že standardní model by vedl k ohromné nadprodukci exotických částic zvaných magnetické monopoly (každý z nich odpovídá izolovanému severnímu nebo jižnímu magnetickému pólu).
K překonání těchto problémů byl vynalezen inflační vesmír [teorie]. Rovnice, které popisují období inflace, mají velmi atraktivní rys: z téměř jakýchkoli počátečních podmínek se vesmír vyvine přesně do stavu, který musel být ve standardním modelu považován za výchozí. Navíc se předpokládaná hustota magnetických monopólů stane dostatečně malou, aby byla v souladu s pozorováními. V kontextu nedávného vývoje v teorii elementárních částic se inflační model zdá být přirozeným řešením mnoha problémů standardního obrazu velkého třesku.
Standardní model velkého třesku je založen na několika předpokladech. Za prvé se předpokládá, že základní fyzikální zákony se s časem nemění a že účinky gravitace jsou správně popsány Einsteinovou obecnou teorií relativity. Předpokládá se také, že raný vesmír byl naplněn téměř dokonale rovnoměrným, expandujícím, intenzivně horkým plynem elementárních částic v tepelné rovnováze. Plyn vyplnil celý prostor a plyn a prostor expandovaly společně stejnou rychlostí. Když jsou zprůměrovány na velké oblasti, hustoty hmoty a energie zůstaly téměř stejné z místa na místo, jak se vesmír vyvíjel. Dále se předpokládá, že jakékoli změny ve stavu hmoty a záření byly tak hladké, že měly zanedbatelný vliv na termodynamickou historii vesmíru. Porušení posledního předpokladu je klíčem k modelu inflačního vesmíru.
Model velkého třesku vede ke třem důležitým, experimentálně testovatelným předpovědím. Za prvé, model předpovídá, že jak se vesmír rozpíná, galaxie se od sebe vzdalují s rychlostí úměrnou vzdálenosti mezi nimi. Ve 20. letech 20. století Edwin P. Hubble odvodil právě takový expanzní zákon ze své studie červených posunů vzdálených galaxií. Za druhé, model velkého třesku předpovídá, že by mělo existovat pozadí mikrovlnného záření, které koupalo vesmír jako pozůstatek intenzivního tepla jeho původu. Vesmír se pro toto záření stal transparentním několik set tisíc let po velkém třesku. Od té doby se hmota shlukovala do hvězd, galaxií a podobně, ale záření se prostě dál rozpínalo a posouvalo do červena a ve skutečnosti se ochlazovalo. V roce 1964 Arno A. Penzias a Robert W. Wilson z Bell Telephone Laboratories objevili pozadí mikrovlnného záření přijímaného rovnoměrně ze všech směrů s efektivní teplotou asi tři stupně K. Za třetí, model vede k úspěšným předpovědím vzniku světla atomová jádra z protonů a neutronů během prvních minut po velkém třesku. Tímto způsobem lze získat úspěšné předpovědi pro množství helia 4, deuteria, helia 3 a lithia 7. (Předpokládá se, že těžší jádra vznikla mnohem později v nitru hvězd.)
Na rozdíl od úspěchů modelu velkého třesku, které se všechny týkají událostí sekundy nebo více po velkém třesku, se všechny problémy týkají dob, kdy byl vesmír mnohem méně než sekundu starý. Jeden soubor problémů souvisí se speciálními podmínkami, které model vyžaduje, když se vesmír vynořil z velkého třesku.
Prvním problémem je obtížnost vysvětlení rozsáhlé uniformity pozorovaného vesmíru. Tato stejnoměrnost ve velkém měřítku je nejzřetelnější u záření mikrovlnného pozadí, o kterém je známo, že má stejnoměrnou teplotu přibližně na jednu část z 10 000. Ve standardním modelu se vesmír vyvíjí příliš rychle na to, aby bylo možné této uniformity dosáhnout obvyklými procesy, kterými se systém blíží tepelné rovnováze. Důvodem je, že žádná informace ani fyzikální proces se nemůže šířit rychleji než světelný signál. V každém daném okamžiku existuje maximální vzdálenost, známá jako vzdálenost horizontu, kterou mohl světelný signál urazit od počátku vesmíru. Ve standardním modelu byly zdroje mikrovlnného záření pozadí pozorované z opačných směrů na obloze od sebe vzdáleny více než 90násobkem vzdálenosti horizontu, kdy bylo záření emitováno. Vzhledem k tomu, že regiony nemohly komunikovat, je těžké pochopit, jak se mohly vyvinout podmínky tak téměř identické.
Hádanka vysvětlující, proč se vesmír zdá být jednotný na vzdálenosti, které jsou velké ve srovnání se vzdáleností horizontu, se nazývá problém horizontu. Nejde o skutečnou nekonzistenci standardního modelu; pokud se předpokládá uniformita v počátečních podmínkách, vesmír se bude vyvíjet rovnoměrně. Problém je v tom, že jeden z nejvýraznějších rysů pozorovaného vesmíru – jeho rozsáhlá uniformita – nelze vysvětlit standardním modelem; musí být považována za výchozí podmínku.
I za předpokladu uniformity ve velkém měřítku vyžaduje standardní model velkého třesku ještě další předpoklad k vysvětlení nestejnoměrnosti pozorované na menších měřítcích. Aby bylo možné vysvětlit shlukování hmoty do galaxií, kup galaxií, nadkupy kup a tak dále, musíme jako součást počátečních podmínek předpokládat spektrum prvotních nehomogenit. Skutečnost, že spektrum nehomogenit nemá vysvětlení, je nevýhodou sama o sobě, ale problém se stává ještě výraznějším, když se model prodlouží zpět na 10-45sekund po velkém třesku. Počínající shluky hmoty se rychle vyvíjejí s časem v důsledku jejich gravitační samopřitahování, a tak model, který začíná velmi brzy, musí začínat s velmi malými nehomogenitami. záležitostzačala v 10-45sekunděNormální plyn v tepelné rovnováze by byl příliš nehomogenní kvůli náhodnému pohybu částic. Tato zvláštnost výchozího stavu hmoty požadovaná standardním modelem se nazývá problém hladkosti.
Další jemný problém standardního modelu se týká energetické hustoty vesmíru. Podle obecné teorie relativity může být prostor vesmíru v principu zakřivený a povaha zakřivení závisí na hustotě energie. Pokud hustota energie překročí určitou kritickou hodnotu, která závisí na rychlosti expanze, říká se, že vesmír je uzavřený: prostor se zakřivuje zpět na sebe a tvoří konečný objem bez hranic. (Obvyklou analogií je povrch koule, která má konečnou plochu a nemá žádné hranice.) Pokud je hustota energie menší než kritická hustota, vesmír je otevřený: prostor se zakřivuje, ale neotočí se zpět. objem je nekonečný. Pokud se hustota energie rovná kritické hustotě, vesmír je plochý: prostor je popsán známou euklidovskou geometrií (opět s nekonečným objemem).
Poměr hustoty energie vesmíru ke kritické hustotě je veličina, kterou kosmologové označují řeckým písmenem Ù (omega). Hodnota Ù = 1 (odpovídající plochému vesmíru) představuje stav nestabilní rovnováhy. Kdyby bylo Ù někdy přesně rovno 1, zůstalo by navždy přesně rovné 1. Pokud by se však Ù nepatrně lišilo od 1 okamžik po velkém třesku, odchylka od 1 by s časem rychle rostla. Vzhledem k této nestabilitě je překvapivé, že Ù se dnes měří mezi 0,1 a 2. (Kosmologové si stále nejsou jisti, zda je vesmír otevřený, uzavřený nebo plochý.) Aby se Ù dnes nacházelo v tomto poměrně úzkém rozmezí jeho hodnota sekundu po velkém třesku se musela rovnat 1 v rámci jedné části za 1015. Standardní model nenabízí žádné vysvětlení, proč Ù začalo tak blízko 1, ale pouze předpokládá skutečnost jako počáteční podmínku. Na tento nedostatek standardního modelu, nazývaný problém plochosti, poprvé poukázali v roce 1979 Robert H. Dicke a P. James E. Peebles z Princetonské univerzity.
Úspěchy a nedostatky modelu velkého třesku, o kterém jsme dosud uvažovali, zahrnují kosmologii, astrofyziku a jadernou fyziku. Jak je však model velkého třesku vysledován zpět v čase, dostáváme se do epochy, pro kterou již tyto obory fyziky nestačí. V této epoše je veškerá hmota rozložena na své elementární částice. Ve snaze pochopit tuto epochu kosmologové využili nedávného pokroku v teorii elementárních částic. Jedním z důležitých pokroků poslední dekády bylo skutečně spojení zájmů v částicové fyzice, astrofyzice a kosmologii. Výsledkem pro model velkého třesku se zdá být minimálně jeden další úspěch a minimálně jeden další neúspěch.
Pravděpodobně nejdůležitějším vývojem v teorii elementárních částic za poslední desetiletí byl koncept velkých sjednocených teorií, jejichž prototyp navrhl v roce 1974 Howard M. Georgi a Sheldon Lee Glashow z Harvardské univerzity. Tyto teorie je obtížné ověřit experimentálně, protože jejich nejvýraznější předpovědi platí pro energie mnohem vyšší než ty, kterých lze dosáhnout pomocí urychlovačů částic. Nicméně tyto teorie mají určitou experimentální podporu a sjednocují chápání interakcí elementárních částic tak elegantně, že je mnoho fyziků považuje za mimořádně atraktivní.
Základní myšlenkou velké sjednocené teorie je, že to, co bylo vnímáno jako tři nezávislé síly – silná, slabá a elektromagnetická – jsou ve skutečnosti součástí jediné sjednocené síly. V teorii symetrie vztahuje jednu sílu k druhé. Protože experimentálně jsou síly velmi odlišné v síle a charakteru, teorie je konstruována tak, že symetrie je v současném vesmíru spontánně narušena.
Spontánně narušená symetrie je taková, která je přítomna v základní teorii popisující systém, ale je skryta v rovnovážném stavu systému. Například kapalina popsaná fyzikálními zákony, které jsou rotačně symetrické, je sama rotačně symetrická: distribuce molekul vypadá stejně bez ohledu na to, jak je kapalina otočena. Když však kapalina zamrzne do krystalu, atomy se uspořádají podél krystalografických os a rotační symetrie je narušena. Dalo by se očekávat, že pokud by se zvýšila teplota systému ve stavu porušené symetrie, mohl by podstoupit jakýsi fázový přechod do stavu, ve kterém je symetrie obnovena, stejně jako se krystal může roztavit v kapalinu. Velké sjednocené teorie předpovídají takový přechod při kritické teplotě zhruba 1027 stupňů.
Jedna nová vlastnost velkých sjednocených teorií má co do činění s částicemi zvanými baryony, třídou, jejíž nejdůležitějšími členy jsou proton a neutron. Ve všech dosud pozorovaných fyzikálních procesech se počet baryonů mínus počet antibaryonů nemění; v jazyce částicové fyziky se říká, že celkové baryonové číslo systému je zachováno. Důsledkem takového zákona zachování je, že proton musí být absolutně stabilní; protože je to nejlehčí baryon, nemůže se rozpadnout na další částici, aniž by se změnilo celkové baryonové číslo. Experimentálně je známo, že životnost protonu přesahuje 1031 let.
Velké sjednocené teorie naznačují, že baryonové číslo není přesně zachováno. Při nízké teplotě, ve fázi porušené symetrie, je zákon zachování vynikající aproximací a pozorovaný limit životnosti protonů je v souladu s přinejmenším mnoha verzemi velkých sjednocených teorií. Při vysoké teplotě se však očekává, že procesy, které mění baryonové číslo systému částic, budou zcela běžné.
Jedním přímým výsledkem spojení modelu velkého třesku s velkými sjednocenými teoriemi je úspěšná předpověď asymetrie hmoty a antihmoty ve vesmíru. Předpokládá se, že všechny hvězdy, galaxie a prach pozorované ve vesmíru jsou spíše ve formě hmoty než antihmoty; jejich jaderné částice jsou spíše baryony než antibaryony. Z toho vyplývá, že celkové baryonové číslo pozorovaného vesmíru je asi 1078. Před příchodem velkých sjednocených teorií, kdy se baryonové číslo považovalo za konzervované, muselo být toto čisté baryonové číslo postulováno jako další počáteční stav vesmíru. Když se však spojí teorie velkého sjednocení a obraz velkého třesku, pozorovaný přebytek hmoty nad antihmotou může být přirozeně produkován interakcemi elementárních částic při teplotách těsně pod kritickou teplotou fázového přechodu. Výpočty ve velkých sjednocených teoriích závisí na příliš mnoha libovolných parametrech pro kvantitativní předpověď, ale pozorovanou asymetrii hmoty a antihmoty lze vytvořit při rozumném výběru hodnot parametrů.
Vážným problémem, který vyplývá z kombinace velkých sjednocených teorií s obrazem velkého třesku, je to, že se obecně tvoří velké množství defektů během přechodu ze symetrické fáze do fáze porušené symetrie. Defekty vznikají, když oblasti symetrické fáze procházejí přechodem do různých stavů porušené symetrie. V analogické situaci, kdy kapalina krystalizuje, mohou začít krystalizovat různé oblasti s různými orientacemi krystalografických os. Domény s různou orientací krystalů rostou a splývají a je pro ně energeticky výhodné vyhladit nesouosost podél jejich hranic. Vyhlazení je však často nedokonalé a zůstávají lokalizované defekty.
Ve velkých sjednocených teoriích existují vážné kosmologické problémy spojené s bodovými defekty, které odpovídají magnetickým monopólům, a povrchovými defekty, nazývanými doménovými stěnami. Očekává se, že oba budou extrémně stabilní a extrémně masivní. (Monopól může být ukázán jako asi 1016krát těžší než proton.) Oblast korelované fáze porušené symetrie nemůže být mnohem větší než vzdálenost horizontu v té době, a tak minimální počet defektů vzniklých během přechodu lze odhadnout. Výsledkem je, že defektů by po přechodu bylo tolik, že by jejich hmotnost ovládla energetickou hustotu vesmíru a tím by urychlila jeho následný vývoj. Mikrovlnné záření na pozadí by dosáhlo své současné teploty tří stupňů K. pouze 30 000 let po velkém třesku namísto 10 miliard let a všechny úspěšné předpovědi modelu velkého třesku by byly ztraceny. Každé úspěšné spojení velkých sjednocených teorií a obrazu velkého třesku tedy musí zahrnovat nějaký mechanismus, který drasticky potlačí produkci magnetických monopolů a doménových zdí.
Zdá se , že model inflačního vesmíru poskytuje uspokojivé řešení těchto problémů. Než však bude možné popsat model, musíme nejprve vysvětlit několik dalších podrobností o porušení symetrie a fázových přechodech ve velkých sjednocených teoriích.
Všechny moderní teorie částic, včetně velkých sjednocených teorií, jsou příklady kvantových teorií pole. Nejznámější teorie pole je ta, která popisuje elektromagnetismus. Podle klasické (nekvantové) teorie elektromagnetismu vyvinuté Jamesem Clerkem Maxwellem v 60. letech 19. století mají elektrická a magnetická pole dobře definovanou hodnotu v každém bodě prostoru a jejich variace v čase je popsána přesným souborem rovnic. Maxwellova teorie byla upravena na počátku 20. století, aby dosáhla souladu s kvantovou teorií. V klasické teorii je možné zvýšit energii elektromagnetického pole o libovolnou hodnotu, ale v kvantové teorii může zvýšení energie přijít pouze v diskrétních kusech, kvantech, které se v tomto případě nazývají fotony. Fotony mají vlnové i částicové vlastnosti, ale v lexikonu moderní fyziky se jim obvykle říká částice. Obecně formulace kvantové teorie pole začíná klasickou teorií polí a stává se teorií částic, když jsou aplikována pravidla kvantové teorie.
Jak jsme již zmínili, základní složkou velkých sjednocených teorií je fenomén spontánního narušení symetrie. Podrobný mechanismus spontánního narušení symetrie ve velkých sjednocených teoriích je v mnoha ohledech jednodušší než analogický mechanismus v krystalech. Ve velké sjednocené teorii je spontánní porušení symetrie dosaženo tím, že do formulace teorie je zahrnuta speciální sada polí známých jako Higgsova pole (podle Petera W. Higgse z University of Edinburgh). Symetrie je neporušená, když všechna Higgsova pole mají hodnotu nula, ale je spontánně narušena, kdykoli alespoň jedno z Higgsových polí získá nenulovou hodnotu. Dále je možné formulovat teorii tak, že Higgsovo pole má nenulovou hodnotu ve stavu nejnižší hustoty energie, což je v tomto kontextu známé jako skutečné vakuum. Při teplotách vyšších než asi 1027 stupňů tepelné fluktuace vyženou rovnovážnou hodnotu Higgsova pole k nule, což má za následek přechod do symetrické fáze.
Nyní jsme shromáždili dostatek podkladových informací k popisu inflačního modelu vesmíru, počínaje formou, ve které byl poprvé navržen jedním z nás (Guthem) v roce 1980. Každý kosmologický model musí začínat nějakými předpoklady o počátečních podmínkách, ale pro inflační model mohou být počáteční podmínky spíše libovolné. Musíme však předpokládat, že raný vesmír zahrnoval alespoň některé oblasti plynu, které byly horké ve srovnání s kritickou teplotou fázového přechodu a které se také rozpínaly. V takové horké oblasti by Higgsovo pole mělo hodnotu nula. Jak expanze způsobila pokles teploty, stalo by se termodynamicky příznivé pro Higgsovo pole, aby získalo nenulovou hodnotu, čímž by se systém dostal do fáze porušené symetrie.
U některých hodnot neznámých parametrů velkých sjednocených teorií by tento fázový přechod probíhal velmi pomalu ve srovnání s rychlostí ochlazování. V důsledku toho se systém mohl ochladit pod 1027 stupňů, přičemž hodnota Higgsova pole zůstala na nule. Tento jev, známý jako přechlazení, je ve fyzice kondenzovaných látek zcela běžný; voda může být například podchlazena na více než 20 stupňů pod bod mrazu a skla vznikají rychlým podchlazením kapaliny na teplotu hluboko pod bodem mrazu.
Vzhledem k tomu, že oblast plynu pokračovala v podchlazení, přiblížila by se zvláštnímu stavu hmoty známému jako falešné vakuum. Tento stav hmoty nebyl nikdy pozorován, ale má vlastnosti, které jednoznačně předpovídá kvantová teorie pole. Teplota a tím i tepelná složka hustoty energie by se rychle snižovala a hustota energie stavu by se koncentrovala výhradně v Higgsově poli. Nulová hodnota pro Higgsovo pole implikuje velkou hustotu energie pro falešné vakuum. V klasické formě teorie by takový stav byl absolutně stabilní, i když by se nejednalo o stav nejnižší hustoty energie. Státy s nižší hustotou energie by byly odděleny od falešného vakua intervenující energetickou bariérou a nebyla by dostupná žádná energie, která by Higgsovo pole přenesla přes bariéru.
V kvantové verzi modelu není falešné vakuum absolutně stabilní . Podle pravidel kvantové teorie by všechna pole neustále kolísala. Jak poprvé popsal Sidney R. Coleman z Harvardu, kvantová fluktuace by občas způsobila, že Higgsovo pole v malé oblasti vesmíru „prorazilo“ energetickou bariéru a vytvořilo jádro „bubliny“ fáze porušené symetrie. Bublina by pak začala růst rychlostí, která by se rychle blížila rychlosti světla, čímž by se falešné vakuum přeměnilo na fázi porušené symetrie. Rychlost tvorby bublin citlivě závisí na neznámých parametrech velké sjednocené teorie; v inflačním modelu se předpokládá, že sazba bude extrémně nízká.
Nejzvláštnější vlastností falešného vakua je pravděpodobně jeho tlak, který je velký i záporný. Abyste pochopili proč, zvažte znovu proces, při kterém by bublina skutečného vakua přerostla do oblasti falešného vakua. Růst je podporován energeticky, protože skutečné vakuum má nižší hustotu energie než nepravé vakuum. Růst také ukazuje, že tlak skutečného vakua musí být vyšší než tlak falešného vakua, což nutí stěnu bubliny růst směrem ven. Protože tlak skutečného vakua je nulový, tlak falešného vakua musí být záporný. Podrobnější argument ukazuje, že tlak falešného vakua je roven záporné hodnotě jeho hustoty energie (když jsou obě veličiny měřeny ve stejných jednotkách).
Podtlak by nezpůsobil mechanické síly ve falešném vakuu, protože mechanické síly vznikají pouze z rozdílů v tlaku. Přesto by zde byly gravitační účinky. Za normálních okolností by expanze oblasti plynu byla zpomalena vzájemnou gravitační přitažlivostí hmoty v ní. V newtonovské fyzice je tato přitažlivost úměrná hustotě hmoty, která se v relativistických teoriích rovná hustotě energie dělené druhou mocninou rychlosti světla. Podle obecné teorie relativity k přitažlivosti přispívá i tlak; abych byl konkrétní, gravitační síla je úměrná hustotě energie plus trojnásobek tlaku. U falešného vakua by příspěvek tlaku převýšil příspěvek hustoty energie a měl by opačné znaménko. Bizarní představa podtlaku tedy vede k ještě bizarnějšímu účinku gravitační síly, která je účinně odpudivá. V důsledku toho by se expanze oblasti zrychlila a oblast by rostla exponenciálně, přičemž by se zdvojnásobil průměr během každého intervalu asi 10-34sekund .
Období zrychlené expanze se nazývá inflační éra a je klíčovým prvkem inflačního modelu vesmíru. Podle modelu inflační éra pokračovala 10-32sekund nebo déle a během tohoto období se průměr vesmíru zvětšil o faktor 1050 nebo více. Předpokládá se, že po této kolosální expanzi konečně došlo k přechodu do fáze porušené symetrie. Hustota energie falešného vakua se pak uvolnila, což vedlo k obrovské produkci částic. Kraj byl znovu zahřát na teplotu téměř 1027 stupňů. (V řeči termodynamiky se uvolněná energie nazývá latentní teplo; je analogická energii uvolněné při zamrznutí vody.) Od tohoto bodu by se oblast dále rozpínala a ochlazovala rychlostí popsanou standardním modelem velkého třesku. . Objem velikosti pozorovatelného vesmíru by dobře ležel v takové oblasti.
Problému horizontu se lze vyhnout přímočarým způsobem. V inflačním modelu se pozorovaný vesmír vyvíjí z oblasti, která má mnohem menší průměr (faktorem 1050 nebo více) než odpovídající oblast ve standardním modelu. Před začátkem inflace je oblast mnohem menší než vzdálenost horizontu a má čas na homogenizaci a dosažení tepelné rovnováhy. Tato malá homogenní oblast je poté nafouknuta, aby byla dostatečně velká, aby pokryla pozorovaný vesmír. Zdroje mikrovlnného záření pozadí přicházející dnes ze všech směrů na obloze byly kdysi v těsném kontaktu; měli čas dosáhnout společné teploty, než začala inflační éra.
Problém plochosti se také vyhýbá jednoduchým a přirozeným způsobem. Rovnice popisující vývoj vesmíru během inflační éry se liší od rovnic pro standardní model a ukazuje se, že poměr Ù rychle směřuje k 1, bez ohledu na to, jakou hodnotu měl před inflací. Toto chování lze nejsnáze pochopit, když si připomeneme, že hodnota Ù = 1 odpovídá prostoru, který je geometricky plochý. Rychlá expanze způsobuje, že se prostor stává plošším, stejně jako se povrch balónu stává plošším, když je nafouknut. Mechanismus pohánějící Ù směrem k 1 je tak účinný, že se vede k téměř přesné předpovědi: Hodnota Ù by dnes měla být velmi přesně rovna 1. Mnoho astronomů (i když ne všichni) si myslí, že hodnota 1 je v souladu se současnými pozorováními, ale spolehlivější určení Ù by poskytlo zásadní test inflačního modelu.
Ve formě, v níž byl inflační model původně navržen, měl zásadní nedostatek: za popsaných okolností by samotný fázový přechod vytvořil nehomogenity mnohem extrémnější, než jaké jsou dnes pozorovány. Jak jsme již popsali, fázový přechod by probíhal náhodnou nukleací bublin nové fáze. Dá se ukázat, že bubliny by vždy zůstávaly v konečných shlucích odpojených od sebe a že každému shluku by dominovala jedna největší bublina. Téměř veškerá energie v kupě by byla zpočátku soustředěna na povrchu největší bubliny a neexistuje žádný zjevný mechanismus, který by energii rovnoměrně přerozděloval. Taková konfigurace se nijak nepodobá pozorovanému vesmíru.
Téměř dva roky po vynálezu modelu inflačního vesmíru zůstal dráždivým, ale zjevně nedokonalým řešením řady důležitých kosmologických problémů. Ke konci roku 1981 však AD Linde z fyzikálního institutu PN Lebedeva v Moskvě vyvinul nový přístup a nezávisle na něm Andreas Albrecht a jeden z nás (Steinhardt) z University of Pennsylvania. Tento přístup, známý jako nový inflační vesmír, se vyhýbá všem problémům původního modelu při zachování všech jeho úspěchů.
Klíčem k novému přístupu je uvažovat o speciální formě funkce hustoty energie, která popisuje Higgsovo pole. Kvantové teorie pole s funkcemi hustoty energie tohoto typu poprvé studoval Coleman ve spolupráci s Erickem J. Weinbergem z Columbia University. Na rozdíl od typičtějšího případu… neexistuje žádná energetická bariéra oddělující falešné vakuum od skutečného vakua; místo toho falešné vakuum leží na vrcholu dosti ploché plošiny. V kontextu velkých sjednocených teorií je takové funkce hustoty energie dosaženo speciální volbou parametrů. Jak vysvětlíme níže, tato funkce hustoty energie vede ke zvláštnímu typu fázového přechodu, který se někdy nazývá přechod s pomalým převrácením.
Scénář začíná stejně jako v původním inflačním modelu. Opět musíme předpokládat, že raný vesmír měl oblasti, které byly teplejší než asi 1027 stupňů a také se rozpínaly. V těchto oblastech by tepelné fluktuace vyhnaly rovnovážnou hodnotu Higgsových polí na nulu a symetrie by byla neporušená. Jak teplota klesala, stalo by se termodynamicky příznivé, aby systém prošel fázovým přechodem, ve kterém alespoň jedno z Higgsových polí nabylo nenulové hodnoty, což vedlo k fázi porušené symetrie. Stejně jako v předchozím případě by však rychlost tohoto fázového přechodu byla extrémně nízká ve srovnání s rychlostí ochlazování. Systém by se podchladil na zanedbatelnou teplotu, přičemž Higgsovo pole by zůstalo na nule a výsledný stav by byl opět považován za falešné vakuum.
Důležitým rozdílem v novém přístupu je způsob, jakým by se fázový přechod uskutečnil. Kvantové fluktuace nebo malé zbytkové tepelné fluktuace by způsobily odchylku Higgsova pole od nuly. Bez energetické bariéry by se hodnota Higgsova pole začala neustále zvyšovat; rychlost nárůstu by byla podobná jako u koule valící se z kopce stejného tvaru jako křivka funkce hustoty energie, pod vlivem třecí síly odporu. Vzhledem k tomu, že křivka hustoty energie je téměř plochá blízko bodu, kde mizí Higgsovo pole, raná fáze evoluce by byla velmi pomalá. Dokud by Higgsovo pole zůstalo blízko nule, hustota energie by byla téměř stejná jako ve falešném vakuu. Stejně jako v původním scénáři by oblast podstoupila zrychlenou expanzi, zdvojnásobení průměru každých 10-34sekund . Nyní by se však expanze přestala zrychlovat, když by hodnota Higgsova pole dosáhla strmější části křivky. Výpočtem času potřebného k tomu, aby se Higgsovo pole vyvinulo, lze určit velikost inflace. Expanzní faktor 1050 nebo více je docela pravděpodobný, ale skutečný faktor závisí na podrobnostech teorie částic, kterou člověk přijme.
Dosud byl popis fázového přechodu mírně zjednodušen. Ve skutečnosti existuje mnoho různých stavů porušené symetrie, stejně jako existuje mnoho možných orientací os krystalu. Existuje řada Higgsových polí a různé stavy porušené symetrie se vyznačují kombinací Higgsových polí, která nabývají nenulových hodnot. Protože fluktuace, které pohánějí Higgsova pole od nuly, jsou náhodné, různé oblasti prvotního vesmíru by byly řízeny k různým stavům porušené symetrie, přičemž každá oblast by tvořila doménu s počátečním poloměrem zhruba ve vzdálenosti horizontu. Na začátku fázového přechodu by byla vzdálenost horizontu asi 10-24centimetrů . Jakmile by se doména vytvořila, přičemž se Higgsova pole mírně odchylovala od nuly v určité kombinaci, vyvíjela by se směrem k jednomu ze stabilních stavů porušené symetrie a nafoukla by se faktorem 1050 nebo více. Velikost domény po nafouknutí by pak byla větší než 1026 centimetrů. Celý pozorovatelný vesmír, který by v té době měl průměr jen asi 10 centimetrů, by se dokázal vejít hluboko do jediné domény.
V průběhu této enormní inflace by se jakákoliv hustota částic, která mohla být původně přítomna, zředila prakticky na nulu. Energetický obsah oblasti by pak sestával výhradně z energie uložené v Higgsově poli. Jak by se tato energie mohla uvolnit? Jakmile se Higgsovo pole vyvine od ploché části křivky hustoty energie, začne rychle oscilovat kolem hodnoty skutečného vakua. Na základě vztahu mezi částicemi a poli implikovanými kvantovou teorií pole lze tuto situaci také popsat jako stav s vysokou hustotou Higgsových částic. Higgsovy částice by však byly nestabilní: rychle by se rozpadly na lehčí částice, které by spolu interagovaly a případně by podléhaly dalším rozpadům. Systém by se rychle stal horkým plynem elementárních částic v tepelné rovnováze, jak se předpokládalo v počátečních podmínkách pro standardní model. Teplota opětovného ohřevu je vypočítatelná a je typicky faktorem mezi 2 a 10 pod kritickou teplotou fázového přechodu. Od tohoto okamžiku se scénář shoduje se scénářem standardního modelu velkého třesku, a tak jsou zachovány všechny úspěchy standardního modelu.
Všimněte si, že zásadní chyba původního inflačního modelu je obratně odstraněna. Zhruba řečeno, izolované bubliny, které byly diskutovány v původním modelu, jsou zde nahrazeny doménami. Oblasti přechodu s pomalým převrácením by byly obklopeny jinými doménami spíše než falešným vakuem a neměly by tendenci být sférické. Termín „bublina“ se proto vyhýbá. Klíčový rozdíl je v tom, že v novém inflačním modelu se každá doména v průběhu svého utváření nafukuje, čímž vzniká rozsáhlá v podstatě homogenní oblast, do níž se vejde pozorovatelný vesmír.
Vzhledem k tomu, že teplota opětovného ohřevu je blízká kritické teplotě fázového přechodu velké sjednocené teorie, asymetrie hmoty a antihmoty by mohla vzniknout interakcemi částic těsně po fázovém přechodu. Produkční mechanismus je stejný jako ten, který předpověděly velké jednotné teorie pro standardní model velkého třesku. Na rozdíl od standardního modelu však inflační model neumožňuje předpokládat jako výchozí podmínku pozorované čisté baryonové číslo vesmíru; následná inflace by rozředila jakoukoli počáteční hustotu baryonového čísla na nepostřehnutelnou úroveň. Životaschopnost inflačního modelu tedy zásadně závisí na životaschopnosti částicových teorií, jako jsou velké unifikované teorie, ve kterých se baryonové číslo nezachovává.
Nyní lze pochopit řešení výše uvedených kosmologických problémů. Problémy horizontu a plochosti jsou řešeny stejnými mechanismy jako v původním modelu inflačního vesmíru. V novém inflačním scénáři lze také vyřešit problém monopolů a doménových zdí. Takové defekty by se tvořily podél hranic oddělujících domény, ale domény by byly nafouknuté na tak obrovskou velikost, že by defekty ležely daleko za jakoukoli pozorovatelnou vzdáleností. (Několik defektů může být generováno tepelnými účinky po přechodu, ale očekává se, že jejich počet bude zanedbatelný.)
Díky několika jednoduchým myšlenkám vede vylepšený inflační model vesmíru k úspěšnému vyřešení několika hlavních problémů, které sužují standardní obraz velkého třesku: horizont, plochost, magnetický monopol a problémy doménové stěny. Bohužel nutný pomalý přechod vyžaduje jemné doladění parametrů; výpočty poskytují rozumné předpovědi pouze tehdy, jsou-li parametrům přiřazeny hodnoty v úzkém rozmezí. Většina teoretiků (včetně nás obou) považuje takové jemné ladění za nepravděpodobné. Důsledky scénáře jsou však tak úspěšné, že jsme povzbuzeni, abychom pokračovali v naději, že objevíme realistické verze velkých sjednocených teorií, ve kterých k takovému pomalému převrácení dochází bez jemného doladění.
Již diskutované úspěchy nabízejí přesvědčivé důkazy ve prospěch nového inflačního modelu. Navíc bylo nedávno objeveno, že model může také vyřešit další kosmologický problém, o kterém se v době vývoje modelu ani neuvažovalo: problém hladkosti. Generování nehomogenit hustoty v novém inflačním vesmíru se v létě 1982 na Nuffield Workshop on the Very Early Universe zabývala řada teoretiků, včetně Jamese M. Bardeena z University of Washington, Stephena W. Hawkinga z University z Cambridge, So-Young Pi z Bostonské univerzity, Michael S. Turner z University of Chicago, AA Starobinsky z LD Landau Institute of Theoretical Physics v Moskvě a my dva. Bylo zjištěno, že nový inflační model, na rozdíl od jakéhokoli předchozího kosmologického modelu, vede k určité predikci pro spektrum nehomogenit. Proces inflace v podstatě nejprve vyhlazuje veškeré prvotní nehomogenity, které mohly být přítomny v počátečních podmínkách. V průběhu fázového přechodu jsou pak kvantovými fluktuacemi Higgsova pole generovány nehomogenity způsobem, který je zcela určen základní fyzikou. Nehomogenity vznikají na velmi malém délkovém měřítku, kde jsou důležité kvantové jevy, a ty se pak procesem inflace zvětšují do astronomického měřítka.
Předpovězený tvar pro spektrum nehomogenit je v podstatě měřítko-invariantní; to znamená, že velikost nehomogenit je přibližně stejná na všech délkových škálách astrofyzikálního významu. Tato předpověď je poměrně necitlivá k detailům základní teorie velkého sjednocení. Ukazuje se, že spektrum přesně tohoto tvaru bylo navrženo na počátku 70. let jako fenomenologický model pro formování galaxií Edwardem R. Harrisonem z Massachusettské univerzity v Amherstu a Yakovem B. Zel'dovichem z Institutu fyzikálních problémů v Moskvě. , pracující samostatně. Podrobnosti o formování galaxií jsou složité a stále nejsou dobře pochopeny, ale mnoho kosmologů si myslí, že spektrum nehomogenit neměnných v měřítku je přesně to, co je potřeba k vysvětlení toho, jak se vyvíjela současná struktura galaxií a galaktických kup.
Nový inflační model také předpovídá velikost nehomogenit hustoty, ale tato předpověď je poměrně citlivá na detaily základní teorie částic. Bohužel velikost, která vyplývá z nejjednodušší velké sjednocené teorie, je příliš velká na to, aby byla v souladu s pozorovanou uniformitou kosmického mikrovlnného pozadí. Tato nekonzistence představuje problém, ale zatím není známo, zda je ta nejjednodušší velká sjednocená teorie správná. Zejména nejjednodušší velká sjednocená teorie předpovídá životnost protonu, která se zdá být nižší než současné experimentální limity. Na druhou stranu lze konstruovat složitější velké unifikované teorie, které vedou k nehomogenitám hustoty požadované velikosti. Mnoho badatelů si představuje, že s rozvojem správné teorie částic nový inflační model přidá řešení problému hladkosti na seznam svých úspěchů.
Jedna slibná linie výzkumu zahrnuje třídu kvantových teorií pole s novým druhem symetrie nazývaným supersymetrie. Supersymetrie souvisí s vlastnostmi částic s celočíselným momentem hybnosti s vlastnostmi částic s polovičním celočíselným momentem hybnosti; tím značně omezuje formu teorie. Mnoho teoretiků si myslí, že supersymetrie by mohla být nezbytná k sestavení konzistentní kvantové teorie gravitace a nakonec ke sjednocení gravitace se silnými, slabými a elektromagnetickými silami. Zajímavou vlastností modelů obsahujících supersymetrii je to, že mnohé z nich poskytují pomalé fázové přechody bez jakéhokoli jemného ladění parametrů. Pokračujeme v hledání modelu supersymetrie, který je realistický z hlediska částicové fyziky a který také vede k inflaci a správné velikosti pro nehomogenity hustoty.
Stručně řečeno, inflační model vesmíru je ekonomická teorie, která zodpovídá za mnoho rysů pozorovatelného vesmíru, které ve standardním modelu velkého třesku chybí vysvětlení. Krása inflačního modelu spočívá v tom, že vývoj vesmíru se stává téměř nezávislým na detailech počátečních podmínek, o kterých je známo jen málo, pokud vůbec něco. Z toho však vyplývá, že pokud je inflační model správný, těžko někdo někdy objeví pozorovatelné důsledky podmínek existujících před přechodem inflační fáze. Podobně by obrovské vzdálenosti vytvořené inflací v podstatě znemožnily pozorovat strukturu vesmíru jako celku. Přesto lze o těchto otázkách stále diskutovat a zdá se, že existuje řada pozoruhodných scénářů.
Nejjednodušší možností pro velmi raný vesmír je, že ve skutečnosti začal velkým třeskem, expandoval poměrně rovnoměrně, dokud se neochladil na kritickou teplotu fázového přechodu, a pak pokračoval podle inflačního scénáře. Extrapolace modelu velkého třesku zpět do nulového času přivádí vesmír do kosmologické singularity, stavu nekonečné teploty a hustoty, ve kterém neplatí známé fyzikální zákony. Okamžik stvoření zůstává nevysvětlený. Druhou možností je, že vesmír začal (opět bez vysvětlení) v náhodném, chaotickém stavu. Rozložení hmoty a teploty by bylo nerovnoměrné, některé části by se roztahovaly a jiné smršťovaly. V tomto scénáři by určité malé oblasti, které byly horké a rozpínající se, prošly inflací a vyvinuly by se v obrovské oblasti snadno schopné obsáhnout pozorovatelný vesmír. Mimo tyto regiony by zůstal chaos, který by se postupně vkrádal do regionů, které se nafoukly.
Nedávno se objevily vážné spekulace, že skutečné stvoření vesmíru lze popsat fyzikálními zákony. Z tohoto pohledu by vesmír vznikl jako kvantová fluktuace, počínaje absolutně ničím. Tato myšlenka byla poprvé navržena Edwardem P. Tryonem z Hunter College na City University of New York v roce 1973 a v souvislosti s inflačním modelem ji znovu předložil Alexander Vilenkin z Tufts University v roce 1982. V tomto kontextu „nic“; může odkazovat na prázdný prostor, ale Vilenkin jej používá k popisu stavu bez prostoru, času a hmoty. O kvantových fluktuacích struktury časoprostoru lze diskutovat pouze v kontextu kvantové gravitace, a tak je třeba tyto myšlenky považovat za vysoce spekulativní, dokud nebude formulována fungující teorie kvantové gravitace. Přesto je fascinující uvažovat o tom, že fyzikální zákony mohou určovat nejen vývoj daného stavu vesmíru, ale také počáteční podmínky pozorovatelného vesmíru.
Co se týče struktury vesmíru jako celku, inflační model umožňuje několik možností. (Ve všech případech je pozorovatelný vesmír velmi malým zlomkem vesmíru jako celku; okraj naší domény bude pravděpodobně ležet 1035 nebo více světelných let daleko.) První možností je, že se domény setkají a zaplní veškerý prostor. Domény jsou pak odděleny doménovými stěnami a uvnitř každé stěny je symetrická fáze velké sjednocené teorie. Protony nebo neutrony procházející takovou stěnou by se okamžitě rozpadly. Stěny domény by se časem narovnaly. Po 1035 letech nebo více by menší domény (možná i naše vlastní) zmizely a větší domény by se rozrostly.
Alternativně některé verze velkých sjednocených teorií neumožňují vytvoření ostrých doménových zdí. V těchto teoriích je možné, aby se různé stavy porušené symetrie ve dvou sousedních doménách hladce spojily do sebe. Na rozhraní dvou domén bychom nalezli nespojitosti v hustotě a rychlosti hmoty a nalezli bychom také občasný magnetický monopól.
Zcela jiná možnost by nastala, kdyby hustota energie Higgsových polí byla popsána [jiným typem] křivky… Stejně jako v dalších dvou případech by se oblasti vesmíru podchladily do stavu falešného vakua a podstoupily by zrychlenou expanzi. Stejně jako v původním inflačním modelu by se stav falešného vakua rozpadl mechanismem tvorby náhodných bublin: kvantové fluktuace by způsobily, že alespoň jedno z Higgsových polí v malé oblasti vesmíru prorazí energetickou bariérou… V původním inflačním scénáři by se Higgsovo pole vyvíjelo velmi pomalu… do své hodnoty skutečného vakua. Zrychlená expanze by pokračovala a jediná bublina by se stala dostatečně velkou, aby pokryla pozorovaný vesmír. Pokud by rychlost tvorby bublin byla nízká, kolize bublin by byly vzácné. Zlomek prostoru naplněného bublinami by se při vývoji systému přiblížil k 1, ale prostor by se rozpínal tak rychle, že objem zbývající ve stavu falešného vakua by se časem zvětšoval. Bublinové vesmíry by se tvořily navždy a nebylo by možné zjistit, kolik času uplynulo, než se naše bublina vytvořila. Tento obrázek je velmi podobný starému kosmologickému modelu v ustáleném stavu ve velmi velkém měřítku, a přesto by se vnitřek každé bubliny vyvíjel podle modelu velkého třesku, vylepšeného inflací.
Z historického hlediska je pravděpodobně nejrevolučnějším aspektem inflačního modelu představa, že veškerá hmota a energie v pozorovatelném vesmíru mohly vzniknout téměř z ničeho. Toto tvrzení je ve výrazném kontrastu se staletou vědeckou tradicí, v níž se věřilo, že něco nemůže pocházet z ničeho. Tradice, která sahá přinejmenším až k řeckému filozofovi Parmenidovi v pátém století př. n. l. , se v moderní době projevila formulací řady zákonů zachování, které říkají, že určité fyzikální veličiny nelze žádným fyzikálním procesem změnit. Zhruba před deseti lety seznam veličin, o kterých se myslelo, že je třeba zachovat, zahrnoval energii, lineární hybnost, moment hybnosti, elektrický náboj a baryonové číslo.
Vzhledem k tomu, že pozorovaný vesmír má zjevně obrovské baryonové číslo a obrovskou energii, zdála se myšlenka stvoření z ničeho všem až na pár teoretiků zcela neudržitelná. (Ostatní zákony zachování uvedené výše nepředstavují žádné takové problémy: celkový elektrický náboj a moment hybnosti pozorovaného vesmíru mají hodnoty shodné s nulou, zatímco celková lineární hybnost závisí na rychlosti pozorovatele a nelze ji tedy definovat v absolutních hodnotách. .) S příchodem velkých sjednocených teorií se však nyní zdá docela pravděpodobné, že baryonové číslo není zachováno. Proto je třeba dále uvažovat pouze o zachování energie.
Celkovou energii jakéhokoli systému lze rozdělit na gravitační část a negravitační část . Gravitační část (tedy samotná energie gravitačního pole) je v laboratorních podmínkách zanedbatelná, ale kosmologicky může být dost důležitá. Negravitační část není sama o sobě konzervována; ve standardním modelu velkého třesku se drasticky snižuje s rozpínáním raného vesmíru a rychlost ztráty energie je úměrná tlaku horkého plynu. V období inflace je naopak oblast zájmu naplněna falešným vakuem, které má velký podtlak. V tomto případě se negravitační energie drasticky zvyšuje. V podstatě veškerá negravitační energie vesmíru vzniká, když falešné vakuum prochází zrychlenou expanzí. Tato energie se uvolní, když dojde k fázovému přechodu, a nakonec se z ní vyvinou hvězdy, planety, lidské bytosti a tak dále. V souladu s tím inflační model nabízí to, co je zjevně prvním přijatelným vědeckým vysvětlením pro vytvoření v podstatě veškeré hmoty a energie v pozorovatelném vesmíru.
Za těchto okolností je gravitační část energie poněkud špatně definovaná, ale hrubě řečeno lze říci, že gravitační energie je záporná a že přesně ruší negravitační energii. Celková energie je pak nulová a je v souladu s vývojem vesmíru z ničeho.
Pokud jsou teorie velkého sjednocení správné ve své předpovědi, že baryonové číslo není zachováno, neexistuje žádný známý zákon zachování, který by bránil pozorovanému vesmíru, aby se vyvinul z ničeho. Inflační model vesmíru poskytuje možný mechanismus, kterým se pozorovaný vesmír mohl vyvinout z nekonečně malé oblasti. Je pak lákavé jít ještě o krok dále a spekulovat, že celý vesmír se vyvinul doslova z ničeho.