ИНФЛЯЦИОННАЯ МОДЕЛЬ ВСЕЛЕННОЙ Инфляцио нная моде ль

ИНФЛЯЦИОННАЯ МОДЕЛЬ ВСЕЛЕННОЙ

Инфляцио нная моде ль Вселе нной гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной

Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, но он встретился с серьёзными трудностями, которые были преодолены различными видоизменениями сценария, начиная с предложенной Андреем Линде в 1982 модели хаотической инфляции.

Недостатки модели горячей Вселенной Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно м интервале от планковской эпохи ( сек, г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной Крупномасштабное распределение материи во Вселенной представляет собой иерархию «Сверхскопления галактик — галактики» . Однако для образования такой структуры из первичных малых флуктуаций плотности необходима определённая амплитуда и форма спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели горячей Вселенной также приходится постулировать.

• Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели • Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно-связанной области доинфляционной эпохи. • В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой амплитудой и формой спектра (т. н. плоский спектр возмущений), что в результате возможно последующее развитие флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении крупномасштабной однородности и изотропности, то есть разрешается проблема

Критика инфляционной модели Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Аргументы противников сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр» . Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает

Инфляция на поздних стадиях эволюции Вселенной Наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project, показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом (ускорение расширения во времени), что даёт повод говорить об инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Неизвестный в настоящее время (2005 г. ) фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия.

Выдвинуты новые уточнения инфляционной теории развития Вселенной Педро Ферейро из Оксфордского университета со своим коллегами подсчитал, что температура Вселенной в первые мгновения после большого взрыва была намного ниже, чем считалось ранее. В соответствие с инфляционной теорией, на ранней стадии большого взрыва Вселенная прошла через период быстрого расширения (инфляции), в течение которого материя бы разогрета до более чем 1028 К.

По мнению Ферейро, игнорируемое теорией влияние температуры на процесс расширения ошибочно. Считается, что при сверхвысоких температурах всё передвигается с высокой скоростью. При этом, по словам учёного, пространство-время "пузырится" и "бурлит". Ферейро считает, что любой термальный шум будет усиливаться во время расширения. Если такой шум был бы слишком сильным, то он бы помешал формированию галактик и оставил бы за собой огромный след в наблюдаемом в настоящее время реликтовом излучение Вселенной.