Kosmiline inflatsioon

Allikas: Vikipeedia
Jump to navigation Jump to search

Kosmiline inflatsioon on füüsika teooria, mis kirjeldab ruumi paisumist varajases universumis, pakkudes välja oletuse, et ajavahemikus ja sekundit pärast Suurt Pauku oli ruumi paisumine palju suurem kui sellele järgnenud perioodil. [1]

Skalaarvälja, mida peetakse lisapaisumise tekitajaks, nimetatakse inflatoniks. Inflatoni omaduste ja kosmilise inflatsiooni kohta on tehtud palju mudeleid, mis on kooskõlas vaatlustega, aga üks üldtunnustatud mudel puudub.[2]

Paljud füüsikud usuvad, et kosmiline inflatsioon seletab, miks kosmiline mikrolaine-taustkiirgus on ühtlaselt jaotunud, miks universum on isotroopne, sile ega oma magnetilisi monopole.

Ajalugu[muuda | muuda lähteteksti]

Varajane areng[muuda | muuda lähteteksti]

Juba 1910ndate lõpul võttis Albert Einstein kasutusele kosmoloogilise konstandi, mille abil ta saavutas üldrelatiivsusteooria staatilise lahendi.[3] Hiljem avastati, et Einsteini universum on ebastabiilne ning ka väikesed fluktatsioonid sunniksid universumi kokku varisema de Sitteri universumiks 1970ndate alguses avastas Jakov Zeldovitš horisondi ja tasasuse probleemid, mis oli üheks põhjuseks, miks Nõukogude Liidus Vladimir Belinski ja Isaak Khalatnikov hakkasid uurima singulaarsust Albert Einsteini üldrelatiivsusteoorias, mis tõi kaasa Belinsky-Khalatnikov-Lifshitz singulaarsuse mudeli. 1978. aastal Jakov Zeldovitš tõi välja magnetilise monopoli probleemi, mida võib pidada horisondi probleemi edasiarenduseks. 1979. aastal avaldas Nõukogude Liidu teadlane Aleksei Starobinski oma töö, kus juhtis tähelepanu, et kvantparandused üldrelatiivsuses peaksid olema kasutusel ka universumi arengu varajastes etappides[4]. Starobinski inflatsiooni mudel pakkus lahendust kosmoloogilistele probleemidele. 1980. aastal avaldas Alan Guth oma avastuse, et valevaakumi kõdumine lahendaks kõik J. Zeldovitši väljatoodud probleemid, kaasaarvatud monopoli probleemi, mida Starobinski mudel teha ei suutnud. Alan Guthi idee keskmeks sai skalaarse suuruse inflatsioon, mis ennustas, nagu ka Starobinski inflatsioon, de Sitteri faasi, mida Guth hakkas kutsuma inflatsiooniks. 1981. aastal avaldasid Einhorn ja Sato artikli, milles kirjeldasid Guthi mudeliga sarnast mudelit ning näitasid, et see lahendaks magnetilise monopoli probleemi. Nagu ka Guth jõudsid nad järeldusele, et inflatsiooni mudel omab ka puudujääke nagu liigne konstantide häälestamine vaatlustulemuste järgi ja suurt tiheduste variatsiooni universumis, mis ei ole aga kooskõlas vaatlustega. Guth ise pakkus välja lahenduse, et pärast varajase universumi jahtumist sattus see valevaakumisse, kust sai väljuda ainult tunneliefekti abil, mis tekitaks tõelise vaakumimulli, mis saigi inflatsiooni tekitajaks. Guth ise tõi ka välja antud mudeli suure puudujäägi – kui inflatsioon kestaks piisavalt kaua, et paisumine vastaks vaatlustele, siis oleks kiirguse osakaal universumis oleks palju väiksem tegelikust[5].

Aeglane veeremine[muuda | muuda lähteteksti]

Guthi mudeli probleemid lahendasid Andrei Linde[6] ning paralleelselt ka Andreas Albrecht ja Paul Steinhardt[7] avaldades uut mudelit, mis sai nime uus inflatsioon või siis aeglase veeremise inflatsioon. Uues mudelis konstantide täpse häälestamise asemel võeti kasutusele skalaarne väli, mis „veereb“ mööda väikese langusega potentsiaalse energia. Aeglase veeremise ajal toimub inflatsioon, mis annab oma panuse universumi paisumisse, kusjuures potentsiaalse energia järsule langusele vastab välja kõdumine, mis põhjustab universumi soojenemist. Tänu kvantfluktuatsioonidele ei ole uue inflatsiooni ennustatav universum sümmeetriline, mis võimaldab areneda kõigil keerulistel struktuuridel universumis.

Motivatsioon[muuda | muuda lähteteksti]

Inflatsiooni mudel lahendab palju Suure Paugu teooria probleeme, mis olid avaldatud kosmoloogias 1970ndatel.

Horisondi probleem[muuda | muuda lähteteksti]

Varajases universumis oli paisumine valguskiirusest kiirem, mille tõttu universumi erinevad piirkonnad ei omanud võimalust interakteeruda omavahel. Seepärast on keeruline seletada, miks kosmilise taustkiirgusest saadud andmete põhjal oli varajane universum soojuslikus tasakaalus väga väikse temperatuurilise erinevusega. Inflatsiooniteooria aga lahendab selle probleemi tutvustades inflatsiooniperioodi, millal paisumine oli palju suurem, mis tähendab, et piirkonnad olid piisavalt lähedal, et interakteeruda ja saavutada soojuslik tasakaaluolek[8].

Lameduse probleem[muuda | muuda lähteteksti]

Lameduse probleem (samuti nimetatakse seda ka tasasuse probleemiks) seisneb selles, et universumil on väga väike kõverus lähtudes Üldrelatiivsusteooriast. Tasane universum nõuab väga täpset kiirguse ja aine häälestamist, sest mõlema liiga suur tihedus viiks universumi geomeetria tasasusest eemale. Inflatsiooni mudel pakub probleemile lahenduse, tuues sisse muidu tugevalt kiirguse domineerival perioodil sisse inflatsiooni, mis aga viib universumi tasasuse poole tänu negatiivsele rõhule[8].

Magnetiliste monopolide probleem[muuda | muuda lähteteksti]

Universumi paisudes temperatuur alaneb, osakesed liituvad ning mateeria energiatihedus hakkab domineerima kiirgusliku energiatiheduse üle. Teoreetiliselt oleks selles faasis pidanud tekkima ka stabiilsed massiivsed magnetilised monopolid. Need monopolid peaksid olema säilinud tänapäevani, kuid siiani pole neid eksperimentaalselt veel avastatud[9].

Teooria[muuda | muuda lähteteksti]

Inflatsiooniteooria väidab, et pärast Suurt Pauku oli periood, mil iflaton oli domineeriv. Iflaton kiirendas universumi paisumist ja muutis universumi tasasemaks. Teadllased on eriarvamusel inflatoni omaduste asjus ja ka selles, mis osakeste väljaga võib olla tegu. On välja pakutud rohkesti erinevaid mudeleid, mis vastavad vaatlustele, kui valida õigesti parameetreid. Iflaton peab olema negatiivse rõhuga, et inflatsiooniperiood suurendaks paisumist ja vähendaks universumi kõverust.

Ülessoojenemine[muuda | muuda lähteteksti]

Inflatsiooni perioodi lõpuks toimub inflatoni potentsiaalse energia kõdumine, paisates standardmudeli osakesi ja kiirgust keskkonda, millega algab kiirguse dominantne universum.

Viited[muuda | muuda lähteteksti]

  1. "First Second of the Big Bang". How The Universe Works 3. 2014. Discovery Science.
  2. Tsujikawa, Shinji (28 Apr 2003). "Introductory review of cosmic inflation". arXiv:hep-ph/0304257 . In fact temperature anisotropies observed by the COBE satellite in 1992 exhibit nearly scale-invariant spectra as predicted by the inflationary paradigm. Recent observations of WMAP also show strong evidence for inflation.
  3. Albert Einstein. Prinzipielles zur allgemeinen Relativitätstheorie. – Annalen der Physik, 55, 1918, lk 241–244
  4. Starobinsky, A. A. (December 1979). "Spectrum Of Relict Gravitational Radiation And The Early State Of The Universe". Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters.
  5. Guth, Alan H. (1981). "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems"
  6. Linde, A (1982). "A new inflationary universe scenario: A possible solution of the horizon, flatness, homogeneity, isotropy and primordial monopole problems". Physics Letters B. 108 (6).
  7. Albrecht, Andreas; Steinhardt, Paul (1982). "Cosmology for Grand Unified Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking". Physical Review Letters, 48 (17).
  8. 8,0 8,1 Jorgensen,J.J.(2015). „Strong Interactions for Cosmology“.
  9. NURGES, M. M.(2015).“Kosmoloogilised tihedusparameetrid, olekuparameeter ja dünaamiline gravitatsioonikonstant leituna Ia-tüüpi supernoovade vaatlusandmetest“.