Fase inflazionistica dell'espansione dell'universo. Fisica

Andrey Dmitrievich Linde, Stanford University (USA), professore. 10 giugno 2007, Mosca, FIAN

Innanzitutto, devo dire che sono un po' timido. Ho parlato molte volte in questa sala. All'inizio ho studiato qui, e quando tutto è iniziato, ero uno studente all'Università di Mosca, sono venuto qui per seminari, alla FIAN. E ogni volta che partecipavo a questi seminari, era doloroso, ero terribilmente interessante e anche incredibilmente difficile. Tutto ciò che è stato detto, ho capito, beh, circa il dieci percento. Ho pensato che, probabilmente, io, beh, un tale idiota, non capisco più niente, la fisica non funzionerà da me ... Ma lo volevo davvero, ho continuato a camminare. Ho ancora questa comprensione del dieci percento: fondamentalmente, ai seminari a cui vado, capisco circa il dieci percento. E poi ho fatto il mio primo rapporto qui. Ho guardato i volti delle persone e ho avuto l'impressione che capissero anche il dieci per cento. E poi il mio complesso di inferiorità è scomparso, almeno in parte. Un po ', probabilmente, è rimasto ancora ... Perché lo dico? L'argomento è abbastanza complesso. E se il dieci percento è chiaro, allora sei sulla strada giusta.

Ciò di cui parlerò ora è connesso alla teoria dell'Universo inflazionario. Universo inflazionistico, in russo si chiamava "Universo inflazionistico", ma il nome standard è "inflazionistico". Di recente è apparso un termine del genere: "Multiverso". Questo è un termine che sostituisce la parola "Universo". Quindi, invece di un universo, molti universi contemporaneamente in uno. Ebbene, in russo, forse, la traduzione più adeguata è "l'universo dai molti lati". Ed è di questo che parlerò adesso.

Ma prima, un'introduzione generale alla cosmologia in generale. Da dove viene la cosmologia inflazionaria (perché era necessaria)? Ciò che è venuto prima (la teoria del Big Bang). Innanzitutto alcune informazioni biografiche. L'età dell'Universo, secondo gli ultimi dati osservati... Quando parlo di età, ogni volta che dico e da qualche parte nella mia anima metto una piccola virgola che dovrei tornare su questo e poi dire che in effetti l'Universo può essere infinitamente vecchio. Bene, quella che la gente chiama l'età dell'universo è di circa 13,7 miliardi di anni con una precisione di... forse migliore del 10%. Ora la gente lo sa abbastanza bene. La dimensione della parte osservabile dell'universo... Cosa significa "osservabile"? Ebbene, la luce viaggia verso di noi da 13,7 miliardi di anni, quindi moltiplicatela per la velocità della luce e otterrete la distanza alla quale ora vediamo le cose. Lo dico, ma nella mia anima si rimette subito una virgola: infatti non è così. Perché vediamo molte volte più lontano di così, perché quegli oggetti che ci hanno inviato luce 13,7 miliardi di anni fa, ora sono più lontani da noi. E vediamo la luce da loro, e sono più lontani, quindi in realtà vediamo più della velocità della luce moltiplicata per il tempo dell'esistenza dell'Universo.

Più lontano. La densità media di una sostanza è di circa 10 -29 g / cm 3. Molto poco. Ma viviamo nel luogo in cui si è condensato... Il peso della parte osservabile dell'Universo è superiore a 10 50 tonnellate. Peso al momento della nascita... ma questa è la cosa più interessante. Quando è nato l'universo, se conti fin dal momento del Big Bang, più o meno il tempo t = 0 , allora il suo peso deve essere infinito. Se conti da qualche altro momento... si chiama momento di Planck. Il momento di Planck è un momento di 10 alla potenza meno ... Beh, a volte scriverò ancora alla lavagna ... Quindi, t Planck è di circa 10 meno quarantatre secondi ( t p ~ 10–43 s). Questo è il punto in cui, per la prima volta, possiamo considerare l'universo in termini di normale spazio-tempo, perché se prendiamo oggetti a tempi inferiori a questo, oa distanze inferiori alla distanza di Planck (che è 10 -33 cm ), - se prendiamo una distanza minore, allora a distanze minori lo spazio-tempo fluttua così fortemente che sarà impossibile misurarli: i governanti si piegano, l'orologio ruota, in qualche modo non va bene ... Pertanto, inizia la normale considerazione da questo momento. E in quel momento l'Universo aveva un peso insolitamente grande. Ti dirò quale - un po 'più tardi. E cosa ha fatto l'Universo inflazionario: abbiamo imparato a spiegare come si può ottenere l'intero Universo da meno di un milligrammo di materia. Tutto quello che vediamo adesso...

E andiamo avanti, dati preliminari. I modelli più semplici dell'universo, quelli che si trovano nei libri di testo, sono i tre possibili modelli di Friedman. Il primo è un universo chiuso, [il secondo] è un universo aperto e [il terzo] è un universo piatto. Queste immagini sono solo esempi. Il significato è il seguente.

Qui l'opzione più semplice- universo piatto. La geometria di un universo piatto è la stessa della geometria di un tavolo piatto, cioè le linee parallele rimangono parallele e non si intersecano da nessuna parte. Qual è la differenza, in cosa differisce da un tavolo piatto? Il fatto che se ho due linee parallele... per esempio, due raggi di luce sono paralleli tra loro... L'universo si sta espandendo, quindi anche se sono paralleli, due raggi di luce si allontanano l'uno dall'altro a causa al fatto che l'intero universo si sta espandendo. Pertanto, dire così - che la geometria di un tavolo piatto - non è del tutto corretto. L'universo è una curva in senso quadridimensionale. In senso tridimensionale, è piatto.

L'Universo chiuso è simile nelle proprietà geometriche alle proprietà della superficie di una sfera. Cioè, se ho due linee parallele all'equatore, allora si intersecano ai poli nord e sud. Le linee parallele possono intersecarsi. E in un certo senso viviamo sulla superficie della sfera, come una pulce che striscia intorno al globo. Ma l'analogia è anche superficiale, in due sensi. Il nostro Universo è come una sfera tridimensionale in uno spazio quadridimensionale. Devi disegnare immagini, ma in realtà solo analogie ... E, inoltre, si espande. Se vogliamo andare dall'equatore al polo nord, non avremo abbastanza tempo: un tale universo potrebbe collassare o non ci arriveremo, perché si sta espandendo troppo velocemente.

L'Universo aperto è simile nelle sue proprietà alle proprietà di un iperboloide, cioè, se inizio due linee parallele al collo dell'iperboloide, inizieranno a divergere e non si incontreranno mai.

Ci sono tre modelli principali. Sono stati proposti da Friedman molto tempo fa, negli anni '20 del secolo scorso, e ad Einstein non sono piaciuti molto. Non mi piaceva, perché tutto sembrava contraddire l'ideologia su cui erano cresciute le persone di quel tempo. L'ideologia era che l'Universo è, dopotutto, un sistema di coordinate, beh, coordinate, non si espandono, è solo una griglia. Le persone hanno sempre creduto in Europa - all'inizio credevano - che l'universo fosse finito e statico. Finito, perché Dio è infinito e l'Universo è più piccolo di Dio, quindi deve essere finito, ma statico ... beh, perché cosa dovrebbe fare - un sistema di coordinate ... Poi hanno abbandonato la prima ipotesi, dicendo che Dio non perderebbe molto, se dà uno dei suoi attributi all'Universo e lo rende infinito, ma si considerava ancora che fosse statico.

L'espansione dell'universo è stata una strana proprietà contro cui si è combattuto a lungo, finché non hanno visto che si stava effettivamente espandendo. Ciò significa che ciò che è accaduto negli ultimi anni è sperimentale, non nella fisica teorica, ma nella cosmologia sperimentale. Si sono rivelate due cose. Inizieremo con il secondo. Nel 1998, la gente ha visto che l'universo si sta ora espandendo a un ritmo accelerato. Cosa significa accelerato? Bene, qui si sta espandendo a una certa velocità. In effetti, questo è un po' sbagliato...

Ecco unè la scala dell'universo un con un punto ( å ) è il tasso di espansione dell'universo, un con punto dividi per un (å /un) è qui un, ad esempio, la distanza da una galassia all'altra, chiamiamola lettera un. E questo ( å /un) è la velocità con cui le galassie si allontanano l'una dall'altra. Ecco questa cosa å /un= H) è la costante di Hubble, in realtà dipende dal tempo. Se questa cosa sta diminuendo nel tempo, non significa che l'universo smetta di espandersi. L'estensione significa che un con un punto maggiore di zero ( å > 0). Ma ciò che le persone hanno scoperto ora è che ora questo regime si sta avvicinando asintoticamente a una costante ( å /un= H → const), cioè non solo un con un punto è positivo, ma questa è la loro relazione, tende a una costante. E se lo equazione differenziale risolvere, si scopre che il fattore di scala dell'Universo si comporta in modo asintotico approssimativamente come segue: un ~ e H t- L'universo si espanderà in modo esponenziale, e questo non era molto previsto prima. Cioè, questa è un'espansione accelerata dell'Universo, e prima, secondo la teoria standard, si è scoperto che l'Universo dovrebbe espandersi con una decelerazione.

Ecco la scoperta degli ultimi nove anni. All'inizio, la gente pensava che, beh, da qualche parte un errore sperimentale, qualcos'altro, poi hanno iniziato a chiamarli con parole diverse: la costante cosmologica, l'energia del vuoto, l'energia oscura ... Quindi questo è quello che è successo di recente. La teoria di cui parlerò ora è la cosmologia inflazionistica. Presuppone (e ora sembra sempre di più che fosse probabilmente un presupposto corretto, non lo sappiamo ancora per certo - ci sono teorie concorrenti, anche se lì non mi piacciono, ma, quindi, questi sono punti di vista ) - ma sembra cos'è questo la cosa giusta, - che nell'Universo primordiale, a quanto pare, anche l'Universo si espanse rapidamente. Inoltre, con un'accelerazione molto maggiore di quella con cui si sta espandendo ora - di molte decine di ordini di grandezza maggiore di accelerazione. Queste due scoperte ... a quanto pare, dovrebbero essere provate a interpretarle in qualche modo.

Quindi, le immagini che vengono spesso disegnate contemporaneamente ... Ecco (non guardare questa immagine rossa per ora) ce n'è una standard, da un libro di testo. Se l'Universo è chiuso - cioè la geometria è simile alla geometria di una sfera, la superficie di una sfera - allora nasce da una singolarità e scompare in una singolarità, ha una durata finita. Se è piatto, nasce da una singolarità e si espande all'infinito. Se è aperto, continua anche a muoversi a velocità costante.

Cosa è successo, quello che ho appena detto su questa energia oscura, la costante cosmologica, l'accelerazione dell'Universo - si è scoperto che si comporta così. E si è scoperto che si comporta così, qualunque cosa sia- aperto, chiuso, piatto ... In generale, in questi casi, questa è una cosa del genere. Ora, se apriamo i libri di testo di astronomia, in pratica pubblicano ancora queste tre immagini qui, e questo è ciò su cui siamo stati educati durante anni recenti. Pertanto, l'esistenza di quest'ultima è stata una scoperta notevole, ed è collegata al fatto che la gente credeva che ci fosse una densità di energia diversa da zero nel vuoto, nel vuoto. È molto piccola: è dello stesso ordine della densità energetica della materia nell'Universo - 10–29 g/cm 3 . E quando a volte immagino queste persone, dico: "Guarda, queste sono persone che hanno misurato l'energia ... niente". Quindi, ecco la linea rossa.

Il quadro generale della distribuzione dell'energia ... Quando dico "energia", o dico "materia", "sostanza", intendo la stessa cosa, perché, come sappiamo, Eè uguale a mc quadrato ( E = mc 2), cioè queste due cose sono proporzionali tra loro ... C'è energia oscura ...

Il bilancio totale di energia e materia nell'Universo è rappresentato da una tale torta: circa il 74% è energia oscura. Che cos'è, nessuno lo sa. O questa è l'energia del vuoto, o è l'energia di un campo scalare speciale uniformemente distribuito che cambia lentamente - ne parleremo più avanti. Bene, questa è una parte separata, non si accartoccia. Cosa voglio dire con questo? Non vaga nelle galassie. La materia oscura (circa il 22% del budget totale) è qualcosa che si aggrega, ma che non vediamo. Qualcosa che può vagare nelle galassie, ma che non possiamo vedere, non brilla. E circa il 4-5% è materia "normale". Ecco il bilancio di tutta la nostra materia.

E ci sono misteri là fuori. Perché sono dello stesso ordine, queste quantità, e perché c'è così tanta energia nel vuoto? Come è successo che noi, così orgogliosi, pensavamo che tutto fosse dello stesso tipo di noi, ma ci hanno dato solo il quattro percento ... Quindi ...

Ora - universo inflazionistico. Finora c'è solo un riferimento, in modo che sia chiaro di cosa sto parlando, e solo allora inizierà il caso. L'inflazione è quello che è. Ecco cosa c'era nelle immagini precedenti, che l'Universo iniziò e iniziò ad espandersi, e, ricorda, l'arco era curvo in questa direzione ... Ora, se torno indietro, ti mostrerò tutto questo ... vedi , tutti gli archi - erano curvi così così. L'inflazione è un pezzo della traiettoria che esisteva, per così dire, prima del Big Bang in un certo senso, prima che l'arco cominciasse a piegarsi in quel modo. Questo è il momento in cui l'Universo si è espanso in modo esponenziale e l'Universo si è espanso con l'accelerazione. Inizialmente poteva avere dimensioni molto ridotte, e poi c'è stata una fase di espansione molto rapida, poi è diventata calda, e poi è successo tutto ciò che è stato scritto nei libri di testo: che l'Universo era caldo, è esploso come una palla calda - cioè tutto dopo la fase di inflazione e durante l'inflazione non potrebbero esserci particelle. Ecco un riferimento.

Allora perché era necessario tutto questo? E poi, quella gente ha guardato 25 anni fa - già un po' di più - alla teoria del Big Bang e ha posto domande diverse. Elencherò le domande.

Cosa è successo quando non c'era niente?È chiaro che la domanda non ha senso, perché farla ... Il libro di testo di Landau e Lifshitz dice che la soluzione delle equazioni di Einstein non può essere continuata nella regione del tempo negativo, quindi è inutile chiedere cosa è successo prima. Non ha senso, ma tutte le persone hanno chiesto comunque.

Perché l'universo è omogeneo e isotropo? Domanda: perché, davvero? Cosa significa omogeneo? Ebbene, se guardiamo accanto a noi, la nostra Galassia non è omogenea. Accanto a noi c'è il sistema solare: grandi disomogeneità. Ma se guardiamo alla scala dell'intera parte dell'Universo che osserviamo attualmente, questi 13 miliardi di anni luce, allora in media l'Universo a destra e a sinistra di noi ha la stessa densità, con una precisione di circa un decimillesimo, e anche meglio di così. Quindi qualcuno l'ha lucidato, perché è così uniforme? E all'inizio del secolo scorso, a questo è stato risposto come segue. C'è questa cosa chiamata "principio cosmologico": che l'universo deve essere omogeneo.

Scherzavo sul fatto che le persone che non hanno buone idee a volte hanno dei principi. Poi ho smesso di farlo, perché si è scoperto che questo principio è stato introdotto, in particolare, da Albert Einstein. È solo che a quel tempo la gente non lo sapeva, e ancora in molti libri di astronomia si discute del principio cosmologico - che l'Universo deve essere omogeneo, perché... beh, qui è omogeneo!

D'altra parte, sappiamo che i principi devono essere completamente corretti. Lì, non conosco la persona che prende piccolo tangenti, non può essere definito un uomo di principi. Il nostro Universo era un po' eterogeneo: ha le galassie, sono necessarie per noi, quindi da qualche parte dobbiamo capire da dove provengono le galassie.

Perché tutte le parti dell'universo hanno iniziato ad espandersi contemporaneamente? Quella parte è l'Universo, e quella parte è l'Universo, non si sono parlati quando l'Universo ha appena iniziato ad espandersi. Nonostante il fatto che la dimensione dell'Universo fosse piccola, affinché una parte dell'Universo sappia che l'altra ha iniziato ad espandersi, è necessario che la persona che vive qui - beh, una persona immaginaria - sappia che questa parte cominciò ad espandersi. . E per questo avrebbe dovuto ricevere un segnale da quella persona. E questo richiederebbe tempo, quindi le persone non potrebbero essere d'accordo in alcun modo, specialmente nell'Universo infinito, che, evviva, dobbiamo iniziare ad espanderci, hanno già permesso ... Quindi, ecco perché tutte le parti dell'Universo hanno iniziato a espandere allo stesso tempo ...

Perché l'universo è piatto? Ciò che ora è noto sperimentalmente è che l'Universo è quasi piatto, cioè linee parallele, non si intersecano nella parte osservabile dell'Universo. Significa, perché L'universo è così piatto? A scuola ci viene insegnato che le linee parallele non si intersecano, ma all'università dicono che l'Universo può essere chiuso e possono intersecarsi. Allora perché Euclide aveva ragione? Non so...

Perché c'è così tanto nell'universo particelle elementari? Ci sono più di 10 87 particelle elementari nella parte dell'Universo che osserviamo. La risposta standard era che, beh, l'universo è grande, ecco perché... perché lei è così grande? E a volte lo accumulo in questo modo: perché così tante persone sono venute alla conferenza? - ma perché c'è così tanta gente a Mosca... - perché c'è così tanta gente a Mosca? - e Mosca è solo una parte della Russia, e ci sono molte persone in Russia, alcune sono venute alla conferenza ... - perché ci sono così tante persone in Russia, e ancora di più in Cina? In generale, viviamo solo su un pianeta e ne abbiamo molti sistema solare, e ora ancora più pianeti vengono ancora trovati nell'Universo, e sai che ci sono 10 11 stelle nella nostra Galassia, e quindi da qualche parte ci sono pianeti, da qualche parte ci sono persone, alcune di loro sono venute alla conferenza ... Perché ci sono così tante stelle nella nostra Galassia? Sai quante galassie ci sono nella nostra parte dell'Universo? Circa 10 11 -10 12 galassie, e in ciascuna di esse 10 11 stelle, i pianeti ruotano attorno a loro e alcune persone sono venute alla conferenza. Perché abbiamo così tante galassie? Bene, perché l'Universo è grande... Quindi... e qui finiamo.

E se prendiamo, ad esempio, l'Universo - un tipico Universo chiuso, che avrebbe l'unica dimensione tipica disponibile nella teoria generale della relatività insieme alla meccanica quantistica - 10-33 cm, la dimensione iniziale. Quindi, comprimere la sostanza alla densità molto limitante che è solo possibile (questa è la cosiddetta densità di Planck, ρ densità di Planck), è di circa 10 94 g / cm 3 ... Perché è limitante? Non è nel senso di limitare che è impossibile continuare, ma nel senso che se comprimi la materia a una tale densità, allora l'Universo inizia a fluttuare così tanto che è impossibile descriverlo in modo normale. Quindi, se prendiamo e comprimiamo la materia alla densità più alta, vi mettiamo dentro un Universo chiuso di dimensioni naturali e contiamo il numero di particelle elementari lì, si scopre che ha uno particella elementare. Forse dieci particelle elementari. E abbiamo bisogno di 10 87 . Pertanto, questo è un vero problema: dove, perché ci sono così tante particelle elementari?

La questione non finisce qui. Da dove viene tutta l'energia dell'universo? Prima non l'avevo nemmeno formulato così per me stesso, fino a quando non sono stato invitato in Svezia a un simposio Nobel dedicato all'energia ... cioè lì si sono riunite persone che si occupano di produzione di petrolio o qualcos'altro. E mi hanno dato l'opportunità di aprire questa conferenza, e il primo rapporto... non riuscivo a capire cosa vogliono da me? Non sono impegnato nella produzione di petrolio, non sono impegnato nell'energia solare ed eolica, cosa posso dire dell'energia in generale? Bene, allora ho iniziato il rapporto con il fatto che ho detto: sai da dove viene l'energia nell'Universo? Sai quanta energia abbiamo? Contiamo.

L'energia della materia nell'universo non si conserva. Primo paradosso. Sappiamo che l'energia si conserva, ma questo non è corretto. Perché se prendiamo, per esempio, mettiamo del gas in una scatola e lasciamo che la scatola si espanda... Ecco una scatola - questo è il nostro Universo, lasciamo che la scatola si espanda. Gas: esercita una pressione sulle pareti della scatola. E quando la scatola si espande, questo gas lavora sulle pareti della scatola, e quindi quando la scatola si espande, il gas perde la sua energia. Perché fa il lavoro, tutto è corretto, c'è un equilibrio di energia. Ma l'unico fatto è che durante l'espansione dell'Universo, l'energia totale del gas diminuisce. Perché esiste un'equazione standard: la variazione di energia è uguale a meno la pressione per la variazione di volume ( dE = –PdV). Il volume dell'Universo sta crescendo, la pressione è positiva, quindi l'energia sta diminuendo.

Qui in tutti i modelli normali dell'Universo, quelli associati alla teoria del Big Bang, l'energia totale dell'Universo è diminuita. Se ora sono 10 50 tonnellate, allora quanto era all'inizio? Perché l'energia è solo sprecata. Quindi, all'inizio avrebbero dovuto esserci di più. Qualcuno doveva creare questo universo con molta più energia di quanta ne abbia ora. D'altra parte, qualcosa deve essere preservato. E dove viene spesa questa energia durante l'espansione dell'Universo? Viene speso per il fatto che le dimensioni dell'Universo stanno cambiando, che l'Universo si sta espandendo a una certa velocità. C'è dell'energia che è nascosta nella geometria dell'universo. C'è un'energia che è associata alla gravità. Ed ecco la somma totale dell'energia della materia e dell'energia gravitazionale, si conserva. Ma solo se calcoli l'importo totale. C'è diversi modi conti - e ancora una volta viene inserita una virgola - ma con un certo metodo di conteggio, la somma totale dell'energia della materia e della gravità, è semplicemente uguale a zero. Cioè, l'energia della materia è compensata dall'energia dell'interazione gravitazionale, quindi c'è zero. E quindi, sì, è iniziato da zero, finirà con zero, tutto è conservato, ma solo questa legge di conservazione, non è molto utile per noi. Non ci spiega da dove provenga un'energia così enorme. Quindi quanto?

Qui, secondo la teoria del Big Bang, massa piena la materia all'inizio, quando è nato l'Universo, avrebbe dovuto superare le 10 80 tonnellate, questo è già tanto. Questo è parecchio... E se contassi tutto questo anche direttamente dalla singolarità, allora semplicemente avrebbe dovuto esserci una quantità infinita di materia nell'Universo. E poi sorge la domanda: dove qualcuno ci ha dato questa quantità infinita di materia, se prima del momento dell'emergere dell'Universo, beh, non c'era niente? All'inizio non c'era niente, e poi all'improvviso è diventato, e così tanto che in qualche modo era anche un po 'strano. Cioè, chi avrebbe potuto farlo?.. Ma i fisici non volevano formulare la domanda in questo modo, e ora non vogliono.

Pertanto, può essere positivo che sia stata trovata una teoria che consenta, almeno in linea di principio, di spiegare come tutto questo potrebbe essere fatto, partendo da un pezzo di Universo con una quantità iniziale di materia inferiore a un milligrammo. Beh, quando ne parlo, lo penso persona normale Ho pensato, se una cosa del genere fosse stata detta molto tempo fa, o se non avessimo scritto equazioni contemporaneamente, e così via...

Ricordo che quando sono stato scortato qui dal ricercatore senior, mi hanno chiamato e hanno iniziato a chiedermi: "Cosa fai?" E ho cominciato a dire loro che qui sono impegnato, in particolare, in parti differenti Potrebbe risultare che le leggi della fisica possono essere diverse per l'universo: in parte c'è, lì, interazione elettromagnetica, in parte - no ... Mi hanno detto: "Beh, questo è troppo!" Ma lo scienziato senior è stato comunque dato. Questa è la vera teoria dell'Universo dai molti lati, di cui ti parlerò.

Ora ci mettiamo al lavoro, alla teoria della cosmologia inflazionistica. Innanzitutto, il modello più semplice. Il modello più semplice è simile a questo. Qui hai un campo scalare la cui energia è proporzionale al quadrato del campo scalare. Le prime parole più semplici - e già qui sorge la domanda: cos'è un campo scalare? Alcune persone lo sanno, altre no. Alcuni sanno che in Svizzera si sta costruendo un enorme acceleratore per trovare la particella di Higgs. La particella di Higgs è una particella che è, per così dire, un quanto di eccitazione di un tipo speciale di campo scalare. Cioè, le persone usano questi campi da molto tempo, più di trent'anni. Ma il significato intuitivo è più facile da capire con l'aiuto di un'analogia. Qui, qui, ci sono 220 volt nella rete. Se ci fossero solo 220 volt e non ci fosse lo zero, l'intero Universo sarebbe riempito da 220 volt, quindi non ci sarebbe corrente, niente fluirebbe da nessuna parte, perché sarebbe solo un diverso stato di vuoto. L'America ha 110 volt. La stessa cosa: se fossero solo 110 volt, non fluirebbe nulla ... Se afferri un lato con una mano, l'altra mano con l'altra, verresti ucciso proprio lì, perché la potenziale differenza è ciò che ... io bisogna fermarsi…

Bene. Quindi, quindi, un campo scalare costante è un analogo dello stesso campo. Questa non è un'analogia esatta, ma un'analogia approssimativa. Cos'è un campo vettoriale? Campo vettoriale, ad esempio elettromagnetico. Ha grandezza e direzione. Cos'è un campo scalare? Ha grandezza, ma nessuna direzione. Questa è l'intera differenza, cioè è molto più semplice del campo elettromagnetico. Non ha direzione, è uno scalare lorentziano. Lorentziano scalare - questo significa quanto segue. Se corri rispetto ad esso, non sentirai di correre: non è cambiato nulla. Anche se ti giri, non cambierà nulla, non sentirai che stai girando. Sembra un vuoto se non si muove, se è costante. Ma solo questo è un vuoto speciale, perché può avere energia potenziale. Questa è la sua prima proprietà. E in secondo luogo, se hai un vuoto diverso in diverse parti dell'Universo, allora ci sono anche pesi diversi di particelle elementari, proprietà diverse, quindi, indipendentemente dal fatto che questo campo scalare esista o meno, a) le proprietà delle particelle elementari dipendono e b) la densità energetica del vuoto dipende nell'universo, quindi è fondamentalmente una cosa importante. Ed ecco la teoria più semplice, in cui l'energia di questo campo scalare è proporzionale al suo quadrato.

Diamo un'occhiata alle equazioni. Non risolverò nessuna equazione ora, ma le mostrerò, quindi non aver paura ... La prima è un'equazione di Einstein leggermente semplificata, che dice: questo è il tasso di espansione dell'Universo diviso per le dimensioni, questa è la costante di Hubble al quadrato, ed è proporzionale alla densità dell'energia della materia nell'universo. E ora voglio trascurare tutto - lì, gas, qualsiasi cosa ... lascia solo il campo scalare. E qui bisognerebbe scrivere la costante gravitazionale, ci sono ancora otto pi per tre...

Ora dimentichiamoci della costante gravitazionale. Le persone che sono impegnate in questa scienza, dicono: beh, prendiamo la costante gravitazionale uguale a uno, la velocità della luce uguale a uno, la costante di Planck uguale a uno, e poi, quando tutto sarà deciso, la inseriremo di nuovo in la soluzione per semplificare...

Quindi, questa è un'equazione di Einstein leggermente semplificata, ho anche buttato fuori un paio di termini da lì, che a loro volta vengono buttati fuori da lì dopo che l'Universo inizia a volare via rapidamente. Questa è l'equazione del moto per un campo scalare. Non guardare quel cazzo adesso. Questa è l'accelerazione del campo scalare, e questo mostra la forza con cui il campo vuole raggiungere la sua energia minima. E, per essere chiari, confronta questo con l'equazione per un oscillatore armonico. Di nuovo, non guardare quel membro. Questa è l'accelerazione dell'oscillatore armonico, proporzionale alla forza di ripristino. Cioè, la forza che trascina il campo dell'oscillatore in un punto X= 0, e questa è la sua accelerazione. E sappiamo come va a finire. L'oscillatore oscilla in questo modo. E se aggiungiamo un termine del genere, X con un punto. Questa è la velocità dell'oscillatore. Cioè, se lo spostiamo in questa direzione, sarà chiaro che è come una forza che non consente all'oscillatore di muoversi rapidamente. È come se infilassi un pendolo nell'acqua, l'acqua gli impedirà di oscillare e oscillerà sempre più lentamente. Come se la forza dell'attrito o della viscosità.

Si scopre che anche l'Universo ha un termine simile che descrive l'equazione per un campo scalare. L'equazione sembra esattamente la stessa. E questo membro è simile a questo. Si scopre che nell'Universo l'effetto dell'attrito si verifica se l'Universo si espande rapidamente. Ecco un trucco. Ora torniamo all'immagine precedente.

Questo è quando il campo scalare è qui, quindi il campo scalare ha poca energia, l'Universo si espande lentamente, non c'è attrito. Se il campo scalare è qui, allora l'energia è molto grande. Se l'energia è molto grande, vediamo cosa succede nella prossima immagine.

L'energia è molto grande, la costante di Hubble è grande, il coefficiente di attrito è grande. Se il coefficiente di attrito è grande, il campo scalare rotola verso il basso molto lentamente. Se il campo scalare scende molto lentamente, per lungo tempo rimane quasi costante. Se rimane quasi costante, risolvo questa equazione: un con un punto sopra un(å /un) è pressoché costante. E ti ho già detto quale sarà la soluzione. Se una un con un punto sopra un(å /un) è quasi costante, allora questa è una soluzione esponenziale, l'equazione differenziale più semplice. E in questo caso, l'Universo inizia ad espandersi in modo esponenziale.

La logica è questa: se il valore del campo scalare φ è grande, il tasso di espansione dell'Universo è alto, il coefficiente di attrito è grande, il campo φ si abbassa molto lentamente. Risolvendo un'equazione differenziale con una costante, otteniamo un'espansione esponenziale, questa è l'inflazione. Tutto è molto semplice.

Prima era necessario, in generale, soffrire per pensarci, per ridurre tutto a una cosa semplice. In effetti, tutto è iniziato con uno molto più complesso. Per la prima volta, Alyosha Starobinsky iniziò a esprimere idee di questo tipo nel 1979 qui in Russia. La sua versione di questa teoria era basata sulla gravità quantistica con alcune correzioni - anomalie conformi, la teoria era molto complessa, non era chiaro come, da dove cominciare, ma la teoria, tuttavia, era allora molto popolare all'interno dell'Unione Sovietica, era chiamato il "modello Starobinsky". Ma un po' complicato, non era chiaro quale fosse il suo scopo. Voleva risolvere il problema della singolarità, ma non ha funzionato...

Dopo di che sorse quello che oggi viene chiamato il vecchio teoria dell'inflazione, è stato proposto nel 1981 da Alan Guth del MIT - ora è al MIT, ed era allo SLAC, vicino a Stanford. Ha suggerito che fin dall'inizio l'Universo è intrappolato nella sua energia in uno stato di falso vuoto, non si muove da nessuna parte, l'energia è costante lì, in questo momento si espande in modo esponenziale, e quindi questo falso vuoto cade a pezzi con uno schianto, le bolle si formano, si scontrano ... Perché è stato necessario? E il suo desiderio era risolvere quell'elenco di problemi che ti ho scritto prima: perché l'universo è omogeneo, perché è isotropo, perché è così grande - il suo obiettivo era questo. E questo è stato il merito del suo lavoro. Non perché ha proposto un modello - la sua teoria non ha funzionato, ma perché ha detto che sarebbe fantastico fare qualcosa del genere, e poi risolveremo tutti questi problemi in una volta. E il suo modello non ha funzionato perché dopo la collisione delle bolle, l'Universo è diventato così disomogeneo e isotropo che, per così dire, non c'era nemmeno bisogno di provarci ...

Dopodiché, eravamo tutti in uno stato di crisi spirituale, perché l'idea era così piacevole, così bella, e avevo un'ulcera allo stomaco, forse per il dispiacere che fosse impossibile, semplicemente non ha funzionato. E poi ho capito come fare quella che ho chiamato la nuova teoria inflazionistica, e poi mi è venuta in mente questa semplice cosa dell'inflazione caotica, che era la più facile. E poi è diventato chiaro che non stiamo parlando di una sorta di trucco, ma tutto può essere semplice come la teoria di un oscillatore armonico.

Ma perché tutto questo è necessario, non l'ho detto. Ma perché. Durante l'inflazione, durante questa fase, mentre stavo rotolando giù, l'Universo potrebbe espandersi molte volte. Questo è nei modelli più semplici. Cosa significa questo numero? Bene, ora ti dirò cosa significa. Un esempio dall'aritmetica. La scala più piccola è di 10–33 cm, la moltiplico per dieci e quindi qui viene disegnato un tale numero di zeri, non importa quanti zeri. Ora sorge la domanda: qual è il prodotto? E la risposta è che qui è uguale alla stessa cosa - significa che 10-33 non può più essere scritto, questa è una piccola cosa. Ciò significa che l'universo risulta essere di dimensioni così enormi. Quanto vediamo ora? Questi 13 miliardi di anni, moltiplicati per la velocità della luce, sono circa 10 28 cm, ma non importa nemmeno cosa - centimetri o millimetri, non importa nemmeno cosa. L'importante è che questo sia, beh, incomparabilmente più piccolo di questo.

Cioè, la nostra parte osservabile dell'Universo - siamo da qualche parte qui. ( Puoi ripagarlo adesso?) L'universo ha cominciato ad espandersi, si è gonfiato, si è gonfiato, si è gonfiato e noi viviamo, per così dire, sulla superficie di questo enorme globo. Ed è per questo che le linee parallele sembrano essere parallele, ecco perché nessuno ha visto questo nord e Polo Sud. Pertanto, la nostra parte dell'Universo, da qualche parte qui, è iniziata da qualche parte da qui, da quasi un punto, e quindi tutte le proprietà iniziali sono qui, beh, sono una accanto all'altra, erano approssimativamente le stesse. Quindi qui sono uguali.

Perché l'universo è così omogeneo? Bene, immagina di aver preso l'Himalaya e di averlo separato così tante volte. Ciò significa che nessuno ci andrà con lo zaino, perché dalla valle alla montagna ci vorrà tanto per andare. Ci sarà un'area pianeggiante. Pertanto, il nostro Universo è così piatto, così omogeneo, uguale in tutte le direzioni.

Perché è isotropo? Cos'è l'isotropo? Beh, sembra una sfera, uguale in tutte le direzioni, ma potrebbe essere come un cetriolo. Ma se gonfio un cetriolo così tante volte - e viviamo sulla sua buccia - allora sarà lo stesso in tutte le direzioni, quindi l'Universo diventerà lo stesso in tutte le direzioni. Cioè, in questo modo risolviamo la maggior parte dei problemi che abbiamo avuto. Perché l'universo è così grande? Ed ecco perché! Quante particelle elementari ci sono? Ma tanto! Ecco perché ne abbiamo abbastanza...

Cioè, non sappiamo ancora da dove provenga tutto, non possiamo risolvere il problema della singolarità iniziale in modo così semplice - ne parleremo un po 'più avanti - ma per questo era necessaria questa teoria.

D'altra parte, potrebbe risultare che abbiamo rielaborato un po'. Perché se l'Himalaya è completamente appiattito, allora l'intero Universo sarà così piatto e omogeneo che sarà davvero brutto viverci, quindi non prenderemo galassie da nessuna parte.

Ma si è scoperto che è possibile produrre galassie a causa di fluttuazioni quantistiche. E questo è ciò che hanno detto Chibisov e Mukhanov qui, al FIAN. Hanno studiato il modello di Starobinsky e hanno visto che lì, se guardi le fluttuazioni quantistiche dello spazio, e poi guardi cosa succede durante l'espansione dell'Universo, potrebbero benissimo dare origine alle galassie. E li abbiamo guardati e abbiamo pensato: di cosa state parlando qui? Stai parlando di fluttuazioni quantistiche e stiamo parlando di galassie! Sono reali ... E poi è quello che è successo. Questo è già quando abbiamo tradotto tutto questo nella lingua di un campo scalare e così via ... Complimenti, in generale, gente! Avrei dovuto pensarci!

L'universo funziona come un laser, ma invece di un campo laser produce galassie. Ecco cosa sta succedendo. Prendiamo un campo scalare, prima le fluttuazioni quantistiche ad alta frequenza. Le fluttuazioni quantistiche esistono sempre. Qui in questo auditorium, a piccole distanze, ci sono fluttuazioni quantiche. È un bene che tu mi abbia dato due ore, non lo finirei ... Tra due ore, probabilmente finirò ...

Quindi, le fluttuazioni quantistiche esistono ora, proprio qui, ma oscillano continuamente; Non puoi vederli, non sono importanti per noi. Ma durante la rapida espansione dell'universo, supponiamo che ci sia stata una tale fluttuazione quantistica. Si è allungato, con l'espansione dell'universo. Quando è abbastanza allungato, ricordi quell'equazione di campo scalare dove si trova quel termine 3Hφ tratteggiato? Equazione, termine di attrito. Quando avevi un campo a onde corte, non sapeva nulla dell'attrito, perché batteva con tale energia che non poteva essere fermato dall'attrito. E poi, quando si è allungato, ha perso la sua energia e improvvisamente ha sentito che l'Universo si stava espandendo, che c'era attrito, ed è così che si è congelato. Si è congelato e ha continuato ad espandersi, allungando l'Universo.

Dopodiché, sullo sfondo di questa fluttuazione qui disegnata, le fluttuazioni precedenti, che erano di lunghezza d'onda molto corta, energetiche e così via, si sono allungate, hanno visto che l'Universo si stava espandendo, hanno sentito l'attrito e si sono congelate - contro lo sfondo di quelle fluttuazioni che prima si erano congelate.

Successivamente, l'Universo ha continuato ad espandersi e nuove fluttuazioni si sono congelate e l'Universo si è espanso in modo esponenziale. E cosa è successo di conseguenza? Che tutte queste fluttuazioni si sono gonfiate a grandi dimensioni.

Spiegherò ora di cosa si tratta: è il risultato di calcoli che, per così dire, simulano il verificarsi delle fluttuazioni e la loro ulteriore evoluzione. Spiegherò cosa sarà, cos'è. Il punto è questo. Che abbiamo preso queste fluttuazioni quantistiche. Sono congelati. L'universo è diventato disomogeneo su scala esponenzialmente ampia. Queste disomogeneità sono io t, cento io t, cento io t… Poi l'inflazione finì. Quindi - questa parte dell'Universo non vede ancora questa parte dell'Universo. E poi il tempo è passato e si sono visti. E quando l'hanno visto, questa parte dell'Universo ha detto: “Ah, io ho meno energia e tu hai più energia; dai, tutte le mie pietre voleranno in questa direzione, perché qui la gravità è più forte. E queste fluttuazioni si sbloccano. Cioè, all'inizio erano congelati, a causa della rapida espansione dell'universo. E poi, quando le due parti dell'Universo si sono viste, queste fluttuazioni si sono congelate, e questo è letteralmente ... secondo il barone Munchausen.

Non lo so, da bambino ti insegnano adesso, leggono il barone Munchausen lì? Siamo stati letti. Mentre viaggiava per la Russia. Sebbene fosse un bugiardo tedesco, ha viaggiato per la Russia, in Siberia. Hanno cacciato. E c'era un gelo così terribile che quando voleva chiamare i suoi amici per stare insieme, ha detto "tu-tu-tu-tu!", Ma non è successo niente, perché il suono si è bloccato nel corno. Ebbene, allora faceva freddo, ha scavato una grotta nella neve, come una persona esperta, si è seppellito lì ... La mattina dopo sente improvvisamente: "Tu-tutu-tutu!". Quello che è successo? Il suono sta svanendo. Perché al mattino è apparso il sole, tutto, la neve si è sciolta e il suono si è spento ...

Qui è lo stesso: dapprima le fluttuazioni quantistiche si sono congelate, si sono estese su una lunga distanza, e poi, quando si è trattato della formazione delle galassie, si sono congelate e le disomogeneità si sono riunite e sono diventate una galassia.

Per prima cosa abbiamo iniziato con le fluttuazioni quantistiche. Poi li abbiamo rapidamente resi enormi. E quando li abbiamo resi enormi, in realtà li abbiamo resi classici. A quel tempo non oscillavano, non scomparivano, si bloccavano, erano grandi. Ecco questo trucco: come creare qualcosa di classico da qualcosa di quantistico.

Quindi questo è ciò che mostra il film. Se iniziamo con qualcosa di quasi omogeneo, come adesso, e poi iniziamo ad aggiungere queste sinusoidi qui... Ogni nuovo fotogramma mostra un Universo esponenzialmente grande. Ma il computer non poteva espandersi, quindi abbiamo compresso le immagini. In effetti, devi capire che ogni immagine corrisponde a un esponenzialmente più grande e universo più grande. E le lunghezze d'onda di tutti questi valori sono più o meno le stesse nel momento in cui vengono create. E poi si allungano, ma qui non puoi vedere che questa è una sinusoide sana. Sembra che questo sia un picco, lì, la torre è nitida ... Questo semplicemente perché il computer li ha compressi.

Anche un'altra cosa non è visibile: che in quei luoghi in cui il campo scalare è saltato per caso molto in alto, in questo luogo l'energia del campo scalare risulta essere così grande che in questo luogo l'Universo inizia ad espandersi anche molto più velocemente di quanto ampliato qui. E quindi, in realtà, se fosse corretto disegnare un'immagine - beh, è ​​solo che un computer non può farlo, e non è colpa del computer, è solo fisica come questa: non puoi immaginare uno spazio curvo posato nel nostro spazio, è solo storto, come una superficie curva, non sempre riesce, quindi non si può fare nulla qui - devi solo capire che questi sono i picchi, il che significa che la dimensione da qui a qui è molto dimensioni eccessive da qui a qui. Questa è in realtà una bolla sana.

Questo è ciò che ... - anche il vantaggio dell'istruzione russa - ciò che abbiamo scoperto quando eravamo nella pratica degli affari militari all'università: che la distanza lungo una linea retta è molto più lunga della distanza lungo una curva, se il la linea retta passa accanto all'ufficiale ... Ecco, se vai in linea retta vicino a questo picco, non lo raggiungerai mai, perché la distanza sarà sempre maggiore. Lo spazio curvo può essere pensato in due modi. Il primo - possiamo parlare dell'espansione dell'Universo, e il secondo - possiamo parlare della compressione dell'uomo. L'uomo è la misura di tutte le cose. Se cammini da qui e ti avvicini alla vetta, allora puoi dire che i tuoi passi stanno diventando sempre più piccoli e sempre più piccoli, e quindi è difficile, difficile per te camminare. È una diversa comprensione di cosa sia la bolla qui: è solo un luogo in cui tu stesso ti rimpicciolisci rispetto all'universo. Queste sono cose quasi equivalenti.

Come facciamo a sapere tutto questo? Come facciamo a sapere che è tutto vero? Beh, prima di tutto, ad essere onesti, sapevamo fin dall'inizio che era vero. Perché, beh, la teoria era così bella, spiegava tutto così facilmente che dopo di ciò, anche le prove sperimentali non erano davvero necessarie, perché l'Universo è, beh ... grande? - Grande. Le rette parallele non si intersecano? - Non intersecare ... E così via. Non c'era altra spiegazione.

Pertanto, per così dire, ecco i dati sperimentali. Ma le persone, lo stesso, vogliono non solo così, ma vogliono prevedere qualcos'altro che non sapevamo e averlo confermato. E una delle previsioni sono queste fluttuazioni quantistiche... Sarebbe bello vederle nel cielo, ma non le abbiamo viste. E uno dopo l'altro, iniziarono a essere lanciati diversi sistemi, satelliti, il primo satellite straordinario fu Kobe (COBE), lanciato all'inizio degli anni '90, e le persone proprio l'anno scorso hanno ricevuto premi Nobel per questo. Hanno visto quanto segue. Hanno visto che la radiazione a microonde che ci arriva da diversi lati dell'universo è leggermente anisotropica.

Ora spiegherò cosa in questione. A metà degli anni '60, la gente ha visto arrivare sulla Terra radiazioni con una temperatura di circa 2,7 K. Qualcosa del genere, onde radio, a bassissima energia, ma da tutte le parti. Poi hanno capito di cosa si trattava. L'universo, quando è esploso, era bollente. Poi, quando si è espanso, questi fotoni hanno perso la loro energia, e quando ci hanno raggiunto, sono arrivati ​​così morti, con poca, poca energia. E da tutte le parti c'era la stessa energia: 2,7 K. La temperatura è una misura dell'energia. Quindi hanno iniziato a guardare più da vicino e hanno visto che in questa direzione la temperatura era di 2,7 un vantaggio circa 10 -3 in più, ma in questa direzione 2.7 meno altri 10 -3 . E perché è questo? Ed ecco perché: perché la Terra si muove rispetto all'intero universo. E c'è proprio questo spostamento verso il rosso. Nella direzione in cui ci stiamo muovendo, lì il cielo diventa più blu, i fotoni entrano un po' più energici. E da dove ci stiamo muovendo, diventano un po' più rossi. Era un semplice effetto. E abbiamo subito capito quanto velocemente ci stiamo muovendo rispetto al CMB, tutto era semplice.

E poi la gente voleva sapere se c'era qualche altra struttura? E così hanno lanciato i satelliti, uno di questi è Kobe, e qui, nella foto, viene disegnato WMAP, un tale satellite. E un'immagine che mostra, per così dire, l'evoluzione nel tempo.

Prima c'è stato il Big Bang, poi c'è stata questa accelerazione dell'Universo - l'inflazione, poi ci sono state fluttuazioni quantistiche che si sono congelate, poi queste fluttuazioni quantistiche che si sono congelate hanno portato all'emergere di una piccola struttura nell'Universo. A quel tempo, l'universo era molto caldo. Faceva così caldo che i segnali semplicemente non ci raggiungevano, proprio come il Sole è opaco per noi qui: fa molto caldo, quindi possiamo vedere solo poche centinaia di chilometri di profondità nel Sole. Qui…

E poi improvvisamente l'Universo è diventato trasparente alla radiazione ordinaria, perché gli elettroni si sono combinati con i protoni in atomi, e poi, quando l'Universo è diventato più o meno neutro, la luce ha cominciato a passarci. E qui vediamo la radiazione che è passata da questo momento. E questi satelliti, hanno guardato e misurato la temperatura da diversi punti dell'Universo con una precisione di 10-5 K. Immagina solo che in laboratorio fosse difficile ottenere, lì, una temperatura di un grado Kelvin. Le persone hanno misurato la temperatura dell'Universo, 2,7 K in più, ci sono molti segni dopo, e poi hanno misurato le imprecisioni in questa temperatura con una precisione di 10 -5 . Beh, fantascienza! Non ho mai creduto che fosse possibile, ma poi ho iniziato a fidarmi dei miei amici sperimentali, perché sappiamo che siamo teorici, ma si scopre che gli sperimentatori ...

Quindi, qui, hanno misurato dei granelli così piccoli nel cielo, questi piccoli granelli - sono dipinti qui. Sappiamo che dove l'energia è maggiore - questo è lo spostamento verso il blu, dove l'energia è minore - questo è lo spostamento verso il rosso, ma qui è vero il contrario. Le persone che hanno colorato questa mappa hanno capito che la psicologia delle persone non funziona in questo modo. Comunque non è luce visibile, è emissione radio, quindi non è rossa, non è bianca, non lo è. Quindi l'hanno dipinto artificialmente. Ed è quello che è rosso, questo è capire cosa c'è di caldo lì. E dove è blu, è capire che fa freddo. Quindi hanno dipinto l'esatto contrario. Ma non importa. L'importante è che questi granelli nel cielo siano precisi fino a 10 -5.

Se dai un'occhiata più da vicino a un pezzo di questo cielo, allora questa è l'immagine che risulta qui. Ecco le macchie. Cos'è? Ed è quello che è. Queste fluttuazioni quantistiche del campo scalare sorsero, si diffusero in tutto il cielo, si congelarono lì, cambiarono un po 'la geometria dell'Universo e la densità della materia, cambiarono a causa di ciò la temperatura della radiazione cosmica di fondo a microonde che ci arriva, e quindi questa temperatura, queste disomogeneità, sono una fotografia di quelle fluttuazioni quantistiche che sono sorte nelle ultime fasi dell'inflazione - sono sorte e si sono congelate. Cioè, ora vediamo l'intero cielo, e questo intero cielo è come una lastra fotografica, che raffigura le fluttuazioni quantistiche che si sono verificate nella fase finale dell'inflazione, a circa 10-30 s. Vediamo una fotografia di ciò che è accaduto da 10 a 30 secondi dopo il Big Bang. Bene, miracoli, cosa posso dire!

Non solo vediamo questa fotografia, ma ne abbiamo studiato le proprietà spettrali. Cioè, questi granelli a grandi dimensioni angolari hanno un'intensità, a piccole dimensioni angolari hanno un'intensità diversa. Abbiamo calcolato lo spettro di queste fluttuazioni e abbiamo scoperto che lo spettro è così: i punti neri sono ciò che questo satellite WMAP vede sperimentalmente. Da allora sono apparsi anche altri risultati che si estendono in quest'area, ma non ho iniziato a presentarli qui ora. Ma ecco la linea rossa: queste sono previsioni teoriche il modello più semplice universo inflazionistico, e i punti neri sono ciò che è sperimentalmente visibile.

Ci sono alcune anomalie qui. A grandi angoli, le distanze maggiori sono piccole. Qui l- quello che c'è qui, qui, su questo asse, è il numero di armoniche. Cioè, di più l, maggiore è il numero di armoniche, minore è l'angolo. A piccoli angoli, ottimo accordo con i dati sperimentali. Ad angoli elevati, accade qualcosa di non del tutto chiaro. Ma forse questo è semplicemente dovuto a imprecisioni, perché ci viene dato solo un pezzo dell'Universo: studiamo statistiche e abbiamo statistiche: come hai lanciato una moneta una volta, di che tipo di statistiche hai bisogno? Devi lanciarlo cento volte per vedere cosa è successo circa 50/50. Pertanto, ad angoli ampi, le statistiche non sono molto accurate. Tuttavia, cadono alcuni punti: c'è un certo problema, cosa sta succedendo qui. Ci sono alcune anisotropie nell'Universo che non possiamo ancora spiegare su larga scala. Tuttavia, il fatto è che tutti gli altri punti, a quanto pare, si adattano perfettamente. E quindi l'accordo tra teoria ed esperimento è molto impressionante.

Ho deciso da solo che avrei dovuto trovare un modo per spiegare il cambiamento nell'immagine del mondo in un linguaggio semplice. E l'immagine del mondo... Ora, non ho ancora raggiunto questa stessa teoria dell'Universo dai molti lati. Questa è ancora una foto semplice ... Quindi. Cambiando l'immagine del mondo, sembra così. Che siamo seduti sulla Terra, guardandoci intorno. E ora circondato da questa sfera di cristallo. Non possiamo vedere altro, ma ci sono stelle, pianeti lì ... E sappiamo che usiamo la nostra cosmologia come una macchina del tempo.

Se prendiamo e guardiamo, lì, al Sole, vediamo il Sole com'era pochi minuti fa. Diamo un'occhiata alle stelle lontane. Vedremo le stelle com'erano molti anni fa, centinaia di anni fa, migliaia di anni fa.

Se andiamo ancora oltre, vedremo questo luogo in cui l'Universo è appena diventato caldo, e in quel momento i fotoni sono venuti da noi, questo è ciò che vedono questi satelliti, qui abbiamo visto questo fuoco cosmico. E poi l'universo è opaco. Inoltre, più vicino a questo Big Bang, avvenuto questi 13 miliardi di anni fa, non possiamo avvicinarci. Ma, naturalmente, se dovessimo usare, per esempio, i neutrini che vengono emessi in questo momento - sappiamo che possiamo ottenere neutrini che provengono dal centro del Sole - potremmo ottenere neutrini che sono stati emessi più vicino a questo Big Bang . Ora vediamo solo cosa accadde circa 400.000 anni dopo il Big Bang. Beh, comunque... rispetto a 13 miliardi, quattrocentomila è abbastanza buono... Ma se ci fossero i neutrini, potremmo avvicinarci molto. Se ci fossero onde gravitazionali, potremmo avvicinarci molto al Big Bang, proprio qui, letteralmente prima di quest'ora dal Big Bang.

Cosa dice l'inflazione? E l'inflazione lo dice. Che in effetti tutto questo fuoco è cosmico, è sorto dopo l'inflazione, e qui c'è una quantità esponenzialmente grande di spazio, quando l'intero Universo era pieno solo di un campo scalare, quando non c'erano particelle, e anche se lo fossero, allora la loro densità diminuirebbe esponenzialmente per tutto il tempo, perché l'universo si sta espandendo esponenzialmente.

Pertanto, qualunque cosa fosse prima dell'inflazione, non ha alcuna importanza. L'universo qui era praticamente vuoto e l'energia si trovava in questo campo scalare. E dopo - ricorda questa immagine: il campo scalare è andato giù, giù, giù, poi gradualmente, quando ha raggiunto il fondo, la costante di Hubble è diventata piccola - ha iniziato a oscillare, in quel momento, a causa delle sue oscillazioni, ha generato normale importa. Durante questo periodo, l'universo si stava surriscaldando. In questo momento, questo fuoco è sorto. E pensavamo che questo fuoco fosse dall'inizio del mondo. Eravamo proprio come i lupi che hanno paura di saltare oltre il fuoco, sapevamo che questo è l'inizio del mondo.

Si scopre ora che per spiegare perché questo fuoco era distribuito in modo così uniforme, dovevamo avere un palcoscenico che pareggiasse tutto. E questa è la fase dell'inflazione.

E poi puoi andare molto, molto oltre questo posto nel cielo, perché l'Universo è così grande, c'era così tanto lì. E se andiamo oltre, vedremo questi luoghi in cui si verificano fluttuazioni quantistiche che danno origine alle galassie. E vedremo quei luoghi in cui queste fluttuazioni sono così grandi che hanno dato origine a nuove parti dell'Universo, che si sono espanse rapidamente e che sono generate e sorgono e adesso. L'universo, a causa di queste fluttuazioni quantistiche, genera se stesso, non solo galassie, ma grandi parti di se stesso. E diventa un universo infinito e autoriproducente.

Ma oltre a tutto questo, c'è un altro effetto. Quindi ti ho parlato dell'Universo, in cui c'era un campo scalare di un solo tipo. Un campo scalare con un potenziale così semplice... Sappiamo che se vogliamo descrivere completamente la teoria delle particelle elementari, allora abbiamo bisogno di molti campi scalari. Ad esempio, nella teoria delle interazioni elettrodeboli c'è un campo di Higgs. E il campo di Higgs appesantisce tutte le particelle del nostro corpo. Cioè, gli elettroni acquisiscono masse, i protoni acquisiscono masse, i fotoni non acquisiscono masse. Altre particelle acquistano massa. A seconda del campo scalare, acquisiscono masse diverse.

Ma questa non è la fine della questione. C'è anche la teoria della Grande Unificazione, in cui sorge un diverso tipo di campo scalare. Questo è un campo diverso. Se non ci fosse, allora non ci sarebbe differenza fondamentale tra leptoni e barioni, quindi i protoni potrebbero facilmente decadere in positroni, non ci sarebbe differenza tra materia e antimateria. Per spiegare cosa è successo lì, come queste cose si sono separate, è stato necessario introdurre un altro campo scalare... In linea di principio, possono esserci molti di questi campi scalari. Se guardi la teoria più semplice - supersimmetrica - la teoria della Grande Unificazione, si scopre che l'energia potenziale in essa contenuta è disegnata in questo modo ...

Bene, anche questa è un'immagine approssimativa, in realtà. Questo è un campo, che in realtà è una matrice. E ora, a un valore di questo campo, non c'è violazione della simmetria tra l'interazione elettromagnetica debole e forte, non c'è differenza tra leptoni e barioni. C'è un altro valore di campo in cui un tipo speciale di rottura della simmetria non è affatto ciò che vediamo. C'è un terzo minimo, in cui solo la fisica del nostro mondo. In effetti, dobbiamo ancora scrivere il nostro campo scalare e se scriviamo tutto insieme, ci saranno una dozzina di tali minimi. Hanno tutti, in prima approssimazione, la stessa energia, e noi viviamo solo in uno di questi minimi.

E poi sorge la domanda: come siamo entrati in questo minimo? E nell'universo primordiale, quando la temperatura era calda, c'era solo questo minimo. E il problema è sorto: come allora siamo penetrati in questo minimo, perché nell'Universo primordiale, secondo la teoria che abbiamo sviluppato qui insieme a David Abramovich Kirzhnits, che ha avuto questa idea nella sua testa, sul fatto che in l'universo primordiale, la simmetria tra tutte le interazioni viene ripristinata. Ed è allora che dovremmo sederci qui. Come siamo arrivati ​​qui allora? E l'unico modo per arrivarci è attraverso le fluttuazioni quantistiche generate durante l'inflazione.

Ma anche questo campo scalare è saltato e anche congelato. E potrebbe saltare a questo minimo, saltare a questo, saltare indietro. Quindi, se è saltato in uno di quei minimi, la parte dell'Universo in cui abbiamo raggiunto quei minimi, ha iniziato a essere esponenzialmente grande. Questo ha iniziato ad essere esponenzialmente grande, questo... E l'Universo ha fatto irruzione in modo esponenziale un gran numero di parti di dimensioni esponenzialmente grandi. Con tutti i possibili tipi di fisica in ognuno di essi.

Cosa significa questo? Che, in primo luogo, possono esserci molti campi scalari. In secondo luogo, possono esserci molti minimi diversi. E dopo ciò, a seconda di dove siamo arrivati, l'Universo potrebbe essere suddiviso in grandi regioni esponenzialmente grandi, ognuna delle quali, in tutte le sue proprietà, sembra - localmente - come un enorme Universo. Ognuno di loro è enorme. Se ci viviamo dentro, non sapremo che esistono altre parti dell'universo. E le leggi della fisica, effettivamente, saranno diverse lì.

Questa è, infatti, la legge della fisica - può essere la stessa, hai la stessa teoria - ma è la stessa dell'acqua, che può essere liquida, gassosa, solida. Ma i pesci possono vivere solo in acqua liquida. Possiamo vivere solo in questo minimo. Ecco perché viviamo lì. Non perché queste parti dell'universo non esistano, ma perché possiamo vivere solo qui. Quindi sorge questa immagine, che è chiamata "Universo dai molti lati", o "Multiverso" invece di "Universo".

Altra lingua. Sappiamo che le nostre proprietà sono determinate dal codice genetico, il codice che abbiamo ereditato dai nostri genitori. Sappiamo anche che esistono mutazioni. Le mutazioni si verificano quando accade qualcosa di strano. Quando i raggi cosmici, quando qualche tipo di chimica non va bene, beh, sai meglio di me cosa è necessario perché avvengano le mutazioni. E sappiamo anche che tutto qui è un numero enorme di specie: era necessario che queste mutazioni fossero.

Quindi, durante l'espansione dell'Universo, c'erano anche mutazioni. Hai l'Universo, anche se fin dall'inizio era in un minimo, poi ha iniziato a saltare da un minimo all'altro e ha fatto irruzione tipi diversi Universo. E questo meccanismo di fluttuazioni quantistiche, che ha trasferito l'Universo da un luogo, da uno stato all'altro - possono essere chiamati ... questo può essere chiamato il meccanismo delle mutazioni cosmiche.

(Sfortunatamente, qui, ovviamente, parte di ciò che stavo per mostrare non è visibile. Beh, a parole...) paesaggio. Questa terminologia è nata perché questa terminologia, questa immagine, si è rivelata molto importante nel contesto della teoria delle stringhe. Da tempo si parla della teoria delle stringhe come del principale candidato per una teoria di tutte le forze. Sono in questo posto, purtroppo, "galleggiando" ... Anche se sono uno dei coautori di questa foto, che è qui. Cioè, per molti anni le persone non hanno saputo descrivere il nostro spazio quadridimensionale usando la teoria delle stringhe.

Il fatto è che la teoria delle stringhe è formulata più facilmente nello spazio a dieci dimensioni. Ma in uno spazio a dieci dimensioni, sei dimensioni sono superflue, devi sbarazzartene in qualche modo. L'idea è che debbano in qualche modo essere compressi in una pallina in modo che nessuno li veda, in modo che nessuno possa andare in sei direzioni, e vedremmo solo quattro grandi dimensioni - tre spazi e un tempo. E così cammineremmo in queste tre dimensioni spaziali e penseremmo che il nostro Universo sia tridimensionale più una volta, ma in realtà, da qualche parte nel cuore dell'Universo, verrebbero immagazzinate informazioni che ha un'origine proletaria - dieci dimensionale. E anche lei vorrebbe diventare decdimensionale. Quindi nella teoria delle stringhe si è sempre scoperto che vuole essere a dieci dimensioni, e fino a poco tempo fa non sapevano come renderlo quadridimensionale, lasciarlo normale. In tutti i casi, si è scoperto che questo stato è instabile.

Cosa accadrebbe se, in un lontano passato, lo spazio dell'universo fosse in uno stato di falso vuoto? Se la densità della materia in quell'era fosse inferiore a quella richiesta per bilanciare l'universo, allora la gravità repulsiva avrebbe dominato. Ciò causerebbe l'espansione dell'universo, anche se inizialmente non si espandesse.

Per rendere le nostre idee più definite, assumeremo che l'Universo sia chiuso. Poi si gonfia come un palloncino. Man mano che il volume dell'Universo cresce, la materia diventa rarefatta e la sua densità diminuisce. Tuttavia, la densità di massa del falso vuoto è una costante fissa; rimane sempre lo stesso. Quindi molto rapidamente la densità della materia diventa trascurabile, ci ritroviamo con un mare di falso vuoto in espansione uniforme.

L'espansione è causata dalla tensione del falso vuoto, che è maggiore dell'attrazione associata alla sua densità di massa. Poiché nessuna di queste quantità cambia nel tempo, il tasso di espansione rimane costante con un alto grado di precisione. Questo tasso è caratterizzato dalla proporzione in cui l'universo si espande per unità di tempo (diciamo, un secondo). Nel significato, questo valore è molto simile al tasso di inflazione nell'economia - l'aumento percentuale dei prezzi all'anno. Nel 1980, quando Guth teneva un seminario ad Harvard, il tasso di inflazione negli Stati Uniti era del 14%. Se questo valore rimanesse invariato, i prezzi raddoppierebbero ogni 5,3 anni. Allo stesso modo, un tasso costante di espansione dell'universo implica che vi sia un intervallo di tempo fisso durante il quale le dimensioni dell'universo raddoppiano.
La crescita caratterizzata da un tempo di raddoppio costante è chiamata crescita esponenziale. È noto che porta a numeri giganteschi molto rapidamente. Se oggi una fetta di pizza costa $1, allora dopo 10 cicli di raddoppio (53 anni nel nostro esempio) il suo prezzo sarà $10^(24)$ dollari, e dopo 330 cicli raggiungerà $10^(100)$ dollari. Questo numero colossale, uno seguito da 100 zeri, ha un nome speciale: googol. Guth suggerì di usare il termine inflazione in cosmologia per descrivere l'espansione esponenziale dell'universo.

Il tempo di raddoppio per un universo pieno di un falso vuoto è incredibilmente breve. E maggiore è l'energia del vuoto, più breve è. Nel caso di un vuoto elettrodebole, l'universo si espanderà di un fattore di googol in un trentesimo di microsecondo, e in presenza di un vuoto di Grande Unificazione, ciò avverrà $10^(26)$ volte più velocemente. In una frazione di secondo così breve, una regione delle dimensioni di un atomo si gonfierà a una dimensione molto più grande dell'intero universo osservabile oggi.

Poiché il falso vuoto è instabile, alla fine si disintegra e la sua energia accende una palla di fuoco di particelle. Questo evento segna la fine dell'inflazione e l'inizio della normale evoluzione cosmologica. Quindi, da un minuscolo embrione iniziale otteniamo un enorme Universo in espansione calda. E come bonus aggiuntivo in questo scenario miracolosamente scompaiono i problemi dell'orizzonte e della geometria piatta caratteristici della cosmologia del Big Bang.

L'essenza del problema dell'orizzonte è che le distanze tra alcune parti dell'universo osservabile sono tali che sembrano essere sempre state maggiori della distanza percorsa dalla luce dal Big Bang. Ciò suggerisce che non hanno mai interagito tra loro, e quindi è difficile spiegare come abbiano raggiunto un'uguaglianza quasi esatta di temperature e densità. Nella teoria standard del Big Bang, il percorso percorso dalla luce cresce in proporzione all'età dell'universo, mentre la distanza tra le regioni aumenta più lentamente man mano che l'espansione cosmica viene rallentata dalla gravità. Aree che oggi non possono interagire potranno influenzarsi reciprocamente in futuro, quando la luce finalmente coprirà la distanza che le separa. Ma in passato la distanza percorsa dalla luce diventa ancora più breve di quanto dovrebbe essere, quindi se le regioni non possono interagire oggi, di certo non erano in grado di farlo prima. La radice del problema, quindi, è legata alla natura attrattiva della gravità, a causa della quale l'espansione rallenta gradualmente.

Tuttavia, in un universo di falso vuoto, la gravità è repulsiva e invece di rallentare l'espansione, la accelera. In questo caso la situazione si ribalta: le aree che possono scambiarsi segnali luminosi perderanno questa opportunità in futuro. E, cosa più importante, quelle aree che oggi sono inaccessibili tra loro devono aver interagito in passato. Il problema dell'orizzonte è risolto!
Il problema dello spazio piatto è risolto altrettanto facilmente. Si scopre che l'Universo si allontana dalla densità critica solo se la sua espansione rallenta. Nel caso di un'espansione inflazionistica accelerata, è vero il contrario: l'Universo si sta avvicinando a una densità critica, il che significa che sta diventando più piatto. Poiché l'inflazione allarga l'universo di un fattore colossale, ne vediamo solo una piccola frazione. Questa regione osservabile appare piatta, simile alla nostra Terra, che appare anch'essa piatta se vista vicino alla superficie.

Così, breve periodo l'inflazione rende l'universo grande, caldo, uniforme e piatto, creando proprio il tipo di condizioni iniziali richieste per la cosmologia standard del big bang.
La teoria dell'inflazione ha cominciato a conquistare il mondo. Per quanto riguarda lo stesso Gut, il suo status di postdoc è terminato. Ha accettato un'offerta dalla sua alma mater, il Massachusetts Institute of Technology, dove continua a lavorare ancora oggi.

Estratto dal libro di A. Vilenkin "Molti mondi in uno: la ricerca di altri universi"

Perché trentatré noti scienziati di varie specializzazioni guidati da Stephen Hawking hanno preso le armi contro tre astrofisici, in base a quali scenari si è formato il nostro Universo e se la teoria inflazionistica della sua espansione è corretta, il sito è stato risolto insieme a specialisti.

La teoria standard del Big Bang e i suoi problemi

La teoria del Big Bang caldo è stata stabilita a metà del 20° secolo ed è stata generalmente accettata un paio di decenni dopo la scoperta della CMB. Spiega molte proprietà dell'Universo che ci circonda e presuppone che l'Universo sia sorto da uno stato singolare iniziale (formalmente infinitamente denso) e da allora sia in continua espansione e raffreddamento.

La stessa radiazione della reliquia - un "eco" di luce nato appena 380.000 anni dopo - si è rivelata una fonte di informazioni incredibilmente preziosa. La parte del leone della moderna cosmologia osservativa è associata all'analisi di vari parametri della radiazione di fondo. È abbastanza omogeneo temperatura media varia in diverse direzioni su una scala di soli 10-5, e queste disomogeneità sono uniformemente distribuite nel cielo. In fisica, questa proprietà è chiamata isotropia statistica. Ciò significa che localmente tale valore cambia, ma globalmente tutto sembra uguale.

Diagramma dell'espansione dell'universo

Team scientifico NASA/WMAP/Wikimedia Commons

Studiando le perturbazioni della CMB, gli astronomi calcolano con elevata precisione molte grandezze che caratterizzano l'Universo nel suo insieme: il rapporto tra materia ordinaria, materia oscura ed energia oscura, l'età dell'Universo, la geometria globale dell'Universo, il contributo dei neutrini all'evoluzione di una struttura su larga scala, e altri.

Nonostante la teoria "generalmente accettata" del Big Bang, presentava anche degli svantaggi: non rispondeva ad alcune domande sull'origine dell'universo. I principali sono chiamati "problema dell'orizzonte" e "problema della planarità".

Il primo è legato al fatto che la velocità della luce è finita e la radiazione relitta è statisticamente isotropa. Il fatto è che al momento della nascita della radiazione relitta, anche la luce non aveva il tempo di percorrere la distanza tra quei punti lontani nel cielo, da dove la catturiamo oggi. Pertanto, non è chiaro perché le diverse regioni siano così simili, perché non hanno avuto il tempo di scambiarsi segnali dalla nascita dell'Universo, i loro orizzonti causali non si intersecano.

Il secondo problema, il problema della planarità, è legato alla curvatura globale dello spazio che è indistinguibile dallo zero (al livello di accuratezza degli esperimenti moderni). In poche parole, su larga scala, lo spazio dell'universo è piatto e dalla teoria del Big Bang caldo non segue che lo spazio piatto sia preferibile rispetto ad altre opzioni di curvatura. Pertanto, la vicinanza di questo valore a zero non è almeno ovvia.

trentatré contro tre

Per risolvere questi problemi, gli astronomi hanno creato la prossima generazione di teorie cosmologiche, la più riuscita delle quali è la teoria dell'espansione inflazionistica dell'Universo (più semplicemente chiamata teoria dell'inflazione). L'aumento del prezzo delle merci non ha nulla a che fare con questo, sebbene entrambi i termini derivino dalla stessa parola latina - inflazione- "gonfiore".

Il modello inflazionario dell'Universo suggerisce che prima della fase calda (quello che è considerato l'inizio del tempo nella solita teoria del Big Bang) ci fosse un'altra era con proprietà molto diverse. A quel tempo, lo spazio si stava espandendo in modo esponenziale a causa del campo specifico che lo riempiva. In una minuscola frazione di secondo, lo spazio si è allungato un numero incredibile di volte. Ciò ha risolto entrambi i problemi sopra menzionati: l'universo si è rivelato generalmente omogeneo, poiché ha avuto origine da un volume estremamente piccolo che esisteva allo stadio precedente. Inoltre, se c'erano delle disomogeneità geometriche in esso, si sono appianate durante l'espansione inflazionistica.

Molti scienziati hanno preso parte alla formazione della teoria dell'inflazione. I primi modelli furono proposti indipendentemente dal fisico, Ph.D. della Cornell University Alan Gut negli Stati Uniti e fisico teorico, specialista nel campo della gravità e della cosmologia Alexei Starobinsky in URSS intorno al 1980. Differivano nei meccanismi (Guth considerava un falso vuoto e Starobinsky - una teoria generale della relatività modificata), ma portavano a conclusioni simili. Alcuni problemi dei modelli originali furono risolti da un fisico sovietico, dottore in scienze fisiche e matematiche, impiegato della P.N. Lebedev Andrey Linde, che ha introdotto il concetto di un potenziale che cambia lentamente (inflazione a rotazione lenta) e ha spiegato con il suo aiuto il completamento della fase di espansione esponenziale. Il prossimo passo importante è stato capire che l'inflazione non genera un Universo perfettamente simmetrico, poiché le fluttuazioni quantistiche devono essere prese in considerazione. Ciò è stato fatto dai fisici sovietici, i laureati del MIPT Vyacheslav Mukhanov e Gennady Chibisov.

Il re Harald di Norvegia assegna ad Alan Gut, Andrei Linde e Alexei Starobinsky (da sinistra a destra) il Premio Kavli per la fisica. Oslo, settembre 2014.

Norsk Telegrambyra AS/Reuters

Nell'ambito della teoria dell'espansione inflazionistica, gli scienziati fanno previsioni verificabili, alcune delle quali sono già state confermate, ma una delle principali - l'esistenza delle onde gravitazionali relitte - non è stata ancora confermata. I primi tentativi per risolverli sono già in corso, ma in questa fase rimane al di là delle capacità tecnologiche dell'umanità.

Tuttavia, il modello inflazionario dell'universo ha oppositori che ritengono che sia formulato in modo troppo generico, al punto che può essere utilizzato per ottenere qualsiasi risultato. Da tempo questa polemica va avanti nella letteratura scientifica, ma recentemente un gruppo di tre astrofisici IS&L (abbreviazione formata dalle prime lettere dei nomi degli scienziati - Ijjas, Steinhardt e Loeb - Anna Iyas, Paul Steinhardt e Abraham Loeb ) ha pubblicato una dichiarazione scientifica popolare delle loro affermazioni sulla cosmologia inflazionistica in Scientific American. In particolare, IS&L, riferendosi alla mappa della temperatura del satellite Planck della CMB, ritiene che la teoria dell'inflazione non possa essere valutata scientificamente. Invece della teoria dell'inflazione, gli astrofisici offrono la loro versione dello sviluppo degli eventi: presumibilmente l'Universo non è iniziato con il Big Bang, ma con il Big Rebound - la rapida contrazione di un Universo "precedente".

In risposta a questo articolo, 33 scienziati, inclusi i fondatori della teoria dell'inflazione (Alan Gut, Alexey Starobinsky, Andrey Linde) e altri noti scienziati, come Stephen Hawking, hanno pubblicato una lettera di risposta nella stessa rivista in cui hanno categoricamente in disaccordo con le affermazioni di IS&L .

il sito ha chiesto a cosmologi e astrofisici di commentare la validità di queste affermazioni, le difficoltà nell'interpretare le previsioni delle teorie inflazionistiche e la necessità di rivedere l'approccio alla teoria dell'Universo primordiale.

Uno dei fondatori della teoria dell'espansione inflazionistica, professore di fisica alla Stanford University Andrei Linde, considera le affermazioni inverosimili e l'approccio dei critici è senza scrupoli: “Se rispondi in dettaglio, otterrai un grande articolo scientifico, ma insomma sembrerà agitazione. Questo è ciò che le persone usano. In breve, il leader dei critici è Steinhardt, che da 16 anni cerca di creare una [teoria] alternativa dell'inflazione, e nei suoi articoli - errore su errore. Ebbene, quando non funziona da solo, allora c'è il desiderio di rimproverare teorie più popolari, usando metodi ben noti dai libri di testo di storia. La maggior parte dei teorici ha smesso di leggerli, ma i giornalisti ne sono molto affezionati. La fisica non ha quasi nulla a che fare con questo.

Il candidato di scienze fisiche e matematiche, un dipendente dell'Istituto per la ricerca nucleare dell'Accademia delle scienze russa Sergey Mironov ricorda che la verità scientifica non può nascere nelle polemiche a livello non professionale. L'articolo critico, a suo avviso, è scritto scientificamente e con argomenti, riunendo vari problemi della teoria inflazionistica. Tali revisioni sono necessarie, aiutano a prevenire l'ossificazione della scienza.

Tuttavia, la situazione cambia quando una discussione del genere va sulle pagine di una pubblicazione popolare, perché se sia giusto promuovere la propria idea scientifica in questo modo è un punto controverso. A questo proposito, Mironov osserva che la risposta alle critiche sembra brutta, dal momento che alcuni dei suoi autori non sono affatto esperti nel campo, mentre l'altro scrive testi popolari sul modello di inflazione. Mironov sottolinea che l'articolo di risposta è scritto come se gli autori non avessero nemmeno letto il lavoro di IS&L e non avessero fornito alcuna controargomentazione. Dichiarazioni sul modo provocatorio in cui è scritta la nota con le critiche significano che "gli autori della risposta si sono semplicemente innamorati della pesca a traina".

"Condividi la verità"

Tuttavia, gli scienziati, compresi i sostenitori del modello inflazionistico, riconoscono i suoi difetti. Il fisico Alexander Vilenkin, professore e direttore dell'Istituto di Cosmologia della Tufts University di Medford (USA), che ha dato un importante contributo allo sviluppo della moderna teoria dell'inflazione, osserva: “C'è del vero nelle affermazioni di Steinhardt e colleghi , ma penso che le loro affermazioni siano estremamente esagerate. L'inflazione prevede l'esistenza di molte regioni come la nostra, con condizioni iniziali determinate da fluttuazioni quantistiche. Teoricamente, qualsiasi condizione iniziale è possibile con una certa probabilità. Il problema è che non sappiamo come calcolare queste probabilità. Il numero di aree di ciascun tipo è infinito, quindi devi confrontare numeri infiniti: questa situazione è chiamata problema di misura. Certo, l'assenza di una singola misura derivabile da una teoria fondamentale è un segnale preoccupante».

Sergei Mironov considera il suddetto insieme di modelli un difetto della teoria, poiché ciò consente di adattarlo a qualsiasi osservazione sperimentale. E questo significa che la teoria non soddisfa il criterio di Popper (secondo questo criterio, una teoria è considerata scientifica se può essere confutata con l'ausilio di un esperimento - nota del sito), almeno per il prossimo futuro. Mironov si riferisce anche ai problemi della teoria secondo cui, nel quadro dell'inflazione, le condizioni iniziali richiedono una messa a punto dei parametri, il che la rende, in un certo senso, non naturale. Anche Sabir Ramazanov, specialista dell'Universo primordiale, dottore di ricerca in fisica e matematica, dipendente dell'Istituto Scientifico del Gran Sasso dell'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (Italia), riconosce la realtà di questi problemi, ma osserva che la loro esistenza non significa necessariamente che la teoria inflazionistica è sbagliata, ma alcuni suoi aspetti meritano davvero una riflessione più approfondita.

Il creatore di uno dei primi modelli inflazionistici, accademico dell'Accademia delle scienze russa, ricercatore capo dell'Istituto di fisica teorica dell'Accademia delle scienze russa Alexei Starobinsky spiega che uno dei modelli più semplici proposti da Andrey Linde nel 1983 è stato effettivamente confutato . Stava prevedendo troppe onde gravitazionali, motivo per cui Linde ha recentemente sottolineato che i modelli inflazionistici devono essere rivisitati.

Esperimento critico

Gli astronomi prestano particolare attenzione al fatto che un'importante previsione resa possibile dalla teoria dell'inflazione era la previsione delle onde gravitazionali relitte. Specialista nell'analisi della radiazione reliquia e della cosmologia osservativa, dottore in scienze fisiche e matematiche, ricercatore leader presso l'Osservatorio astrofisico speciale dell'Accademia delle scienze russa Oleg Verkhodanov considera questa previsione un test osservativo significativo per le varianti più semplici dell'espansione inflazionistica, mentre per la teoria del "Big Rebound" sostenuta dalla critica, un esperimento così decisivo.

Illustrazione della teoria del grande rimbalzo

Wikimedia Commons

Pertanto, sarà possibile parlare di un'altra teoria solo se verranno imposte gravi restrizioni alle ondate di reliquie. Anche Sergei Mironov definisce la potenziale scoperta di tali onde un serio argomento a favore dell'inflazione, ma osserva che finora la loro ampiezza è solo limitata, il che ci ha già permesso di rifiutare alcune opzioni, che vengono sostituite da altre che non prevedono previsioni troppo forti disturbi gravitazionali primari. Sabir Ramazanov concorda con l'importanza di questo test e, inoltre, ritiene che la teoria dell'inflazione non possa essere considerata provata finché questo fenomeno non viene scoperto nelle osservazioni. Pertanto, mentre la previsione chiave del modello inflazionario sull'esistenza di onde gravitazionali primarie con uno spettro piatto non è stata confermata, è troppo presto per parlare di inflazione come realtà fisica.

"La risposta corretta, dalla quale cercano diligentemente di distogliere il lettore"

Aleksey Starobinsky ha analizzato in dettaglio le affermazioni di IS&L. Ha individuato tre affermazioni principali.

Affermazione 1. L'inflazione predice qualsiasi cosa. O niente.

"La risposta corretta, da cui il lettore di IS&L sta diligentemente cercando di evitare, è che parole come 'inflazione'," teoria dei quanti campi", "modello di particelle elementari", sono molto generali: combinano molti modelli diversi che differiscono nel grado di complessità (ad esempio, il numero di varietà di neutrini)", spiega Starobinsky.

Dopo che gli scienziati hanno fissato i parametri liberi inclusi in ogni modello specifico da esperimenti o osservazioni, le previsioni del modello sono considerate non ambigue. Il moderno modello standard delle particelle elementari contiene circa 20 di tali parametri (questi sono principalmente masse di quark, masse di neutrini e il loro angolo di miscelazione). Il più semplice modello inflazionario praticabile contiene solo uno di questi parametri, il cui valore è fissato dall'ampiezza misurata dello spettro iniziale delle disomogeneità della materia. Dopodiché, tutte le altre previsioni sono inequivocabili.

L'accademico chiarisce: “Certo, può essere complicato aggiungendo nuovi membri di vari natura fisica, ognuno dei quali verrà fornito con un nuovo parametro numerico gratuito. Ma, in primo luogo, in questo caso le previsioni non saranno "niente", ma definite. E in secondo luogo, e soprattutto, le osservazioni di oggi mostrano che questi termini non sono necessari, all'attuale livello di accuratezza di circa il 10% non lo sono!

Affermazione 2. È improbabile che nei modelli in esame ci sia una fase inflazionistica, poiché l'energia potenziale dell'inflaton ha un lungo "plateau" piatto.

"L'affermazione è falsa", Starobinsky è categorico. "Nel mio lavoro del 1983 e del 1987, è stato dimostrato che il regime inflazionistico in modelli di questo tipo è generale, cioè si verifica in un insieme di condizioni iniziali con una misura diversa da zero". Successivamente ciò è stato dimostrato anche con criteri matematici più rigorosi, con simulazioni numeriche, ecc.

I risultati dell'esperimento Planck, secondo Starobinsky, hanno messo in discussione il punto di vista che Andrei Linde aveva più volte espresso. Secondo esso, l'inflazione deve necessariamente iniziare dalla densità della materia di Planck, e già a partire da questo parametro limite per la descrizione classica dello spazio-tempo, la materia era distribuita uniformemente. Tuttavia, nelle dimostrazioni discusse sopra, questo non è stato assunto. Cioè, in modelli di questo tipo, prima della fase di espansione inflazionistica, c'è una fase anisotropa e disomogenea dell'evoluzione dell'Universo con una maggiore curvatura dello spazio-tempo che durante l'inflazione.

"Per renderlo più chiaro, usiamo la seguente analogia", spiega il cosmologo. - Nella teoria generale della relatività, una delle soluzioni comuni è la rotazione dei buchi neri, descritta dalla metrica di Kerr. Solo perché i buchi neri sono soluzioni comuni non significa che siano ovunque. Ad esempio, non si trovano nel sistema solare e nei suoi dintorni (fortunatamente per noi). Ciò significa che se cerchiamo, li troveremo sicuramente. È così che è successo". Nel caso dell'inflazione accade la stessa cosa: questa fase intermedia non è in tutte le soluzioni, ma in una classe abbastanza ampia di esse, quindi potrebbe benissimo sorgere in un'unica implementazione, cioè per il nostro Universo, che esiste in una copia. La probabilità che si tratti di un evento occasionale, tuttavia, è interamente determinata dalle nostre ipotesi su ciò che ha preceduto l'inflazione.

Affermazione 3. Il fenomeno quantistico dell '"inflazione eterna", che si verifica in quasi tutti i modelli inflazionistici e comporta l'emergere di un multiverso, porta alla completa incertezza delle previsioni dello scenario inflazionistico: "Tutto ciò che può accadere, accade".

"L'affermazione è in parte falsa, in parte irrilevante per gli effetti osservati nel nostro Universo", l'accademico è irremovibile. - Sebbene le parole tra virgolette siano prese in prestito da IS&L dalle recensioni di Vilenkin e Gut, il loro significato è distorto. Là si trovavano in un contesto diverso e non significavano altro che un'osservazione banale anche per uno scolaro che le equazioni della fisica (ad esempio la meccanica) possono essere risolte per qualsiasi condizione iniziale: da qualche parte e un giorno queste condizioni si realizzano.

Perché "l'inflazione eterna" e la formazione del "multiverso" non influenzano tutti i processi nel nostro Universo dopo la fine della fase inflazionistica? Il fatto è che si verificano al di fuori del nostro cono di luce del passato (a proposito, e anche del futuro) ”, spiega Starobinsky. Pertanto, è impossibile dire inequivocabilmente se si verificano nel nostro passato, presente o futuro. "A rigor di termini, questo è vero fino a effetti gravitazionali quantistici esponenzialmente piccoli, ma in tutti i calcoli coerenti esistenti, tali effetti sono sempre stati trascurati", sottolinea l'accademico.

“Non voglio dire che non sia interessante esplorare ciò che si trova al di fuori del nostro cono di luce del passato”, continua Starobinsky, “ma questo non è ancora direttamente collegato ai dati osservativi. Tuttavia, anche qui IS&L confonde il lettore: se la descrizione di "inflazione eterna" è corretta, allora in determinate condizioni all'inizio della fase inflazionistica, non c'è arbitrarietà nelle previsioni (sebbene non tutti i miei colleghi siano d'accordo con questo). Inoltre, molte previsioni, in particolare lo spettro delle disomogeneità della materia e delle onde gravitazionali che sorgono alla fine dell'inflazione, non dipendono affatto da queste condizioni iniziali", aggiunge il cosmologo.

"Non c'è bisogno urgente di rivedere i fondamenti della fisica dell'Universo primordiale"

Oleg Verkhodanov osserva che finora non c'è motivo di abbandonare l'attuale paradigma: “Naturalmente, l'inflazione ha spazio per l'interpretazione: una famiglia di modelli. Ma anche tra questi si può scegliere il più appropriato alla distribuzione degli spot sulla mappa CMB. Finora, la maggior parte dei risultati della missione Planck sono a favore dell'inflazione”. Aleksey Starobinsky osserva che il primissimo modello con lo stadio de Sitter precedente al caldo Big Bang, da lui proposto nel 1980, è in buon accordo con i dati dell'esperimento di Planck, a cui IS&L fa appello. (durante la fase di de-Sitter, che è durata circa 10-35 secondi, l'Universo si è espanso rapidamente, il vuoto che lo riempiva sembrava allungarsi senza modificarne le proprietà - ca. sito).

Nel complesso, anche Sabir Ramazanov è d'accordo con lui: “Un certo numero di previsioni - la natura gaussiana dello spettro dei disturbi primari, l'assenza di modalità di curvatura costante, la pendenza dello spettro - sono state confermate nei dati WMAP e Planck. L'inflazione gioca meritatamente un ruolo dominante come teoria dell'universo primordiale. Sul questo momento non c'è bisogno urgente di rivedere i fondamenti della fisica dell'universo primordiale. Anche il cosmologo Sergei Mironov riconosce le qualità positive di questa teoria: "L'idea stessa di inflazione è estremamente elegante, permette di risolvere in un colpo solo tutti i problemi fondamentali della teoria dell'Hot Big Bang".

"In generale, il risultato dell'articolo di IS&L sono chiacchiere vuote dall'inizio alla fine", riassume Starobinsky. "Non ha nulla a che fare con i veri problemi su cui i cosmologi stanno attualmente lavorando". E allo stesso tempo, l'accademico aggiunge: “Un'altra cosa è che qualsiasi modello - come la teoria della relatività generale di Einstein, come il modello moderno delle particelle elementari e il modello dell'inflazione - non è l'ultima parola della scienza. È sempre solo approssimativo e, a un certo livello di accuratezza, appariranno sicuramente piccole correzioni, dalle quali impareremo molto, poiché dietro di loro ci sarà la nuova fisica. Sono proprio correzioni così piccole che gli astronomi stanno ora cercando».

Subito dopo la sua nascita, l'universo si espanse incredibilmente rapidamente.

Dagli anni '30 del XX secolo gli astrofisici sapevano già che, secondo la legge di Hubble, l'Universo è in espansione, il che significa che ha avuto inizio in un certo momento nel passato. Il compito degli astrofisici, quindi, esteriormente sembrava semplice: tracciare tutte le fasi dell'espansione di Hubble in cronologia inversa, applicando le leggi fisiche appropriate in ogni fase e, dopo aver percorso questa strada fino alla fine, più precisamente, fino all'inizio - per capire esattamente come è successo tutto.

Alla fine degli anni '70, tuttavia, diversi problemi fondamentali relativi all'universo primordiale rimasero irrisolti, vale a dire:

• Il problema dell'antimateria. Secondo le leggi della fisica, materia e antimateria hanno lo stesso diritto di esistere nell'Universo ( centimetro. Antiparticelle), ma l'universo è quasi interamente composto di materia. Perchè è successo?
• Problema dell'orizzonte. Secondo la radiazione cosmica di fondo ( centimetro. Big Bang), possiamo determinare che la temperatura dell'Universo è approssimativamente la stessa ovunque, ma le sue singole parti (ammassi di galassie) non potevano essere in contatto (come si suol dire, erano fuori orizzonte l'un l'altro). Come è successo che tra loro si è stabilito l'equilibrio termico?
• Il problema del raddrizzamento dello spazio. L'universo sembra avere esattamente la massa e l'energia necessarie per rallentare e fermare l'espansione di Hubble. Perché, tra tutte le masse possibili, l'universo ha proprio questa?

La chiave per risolvere questi problemi era l'idea che subito dopo la sua nascita l'universo fosse molto denso e molto caldo. Tutta la materia in esso era una massa incandescente di quark e leptoni ( centimetro. Modello standard), che non avevano modo di combinarsi in atomi. Varie forze che operano nell'universo moderno (come elettromagnetico e forze gravitazionali) quindi corrispondeva a un singolo campo di interazione di forza ( centimetro. teorie universali). Ma quando l'Universo si espanse e si raffreddò, l'ipotetico campo unificato si spezzò in diverse forze ( centimetro. universo primordiale).

Nel 1981, il fisico americano Alan Guth si rese conto che la separazione delle interazioni forti da un campo unificato, avvenuta circa 10-35 secondi dopo la nascita dell'Universo (basti pensare: si tratta di 34 zeri e uno dopo la virgola!), È stato un punto di svolta nel suo sviluppo. accaduto transizione di fase materia da uno stato all'altro sulla scala dell'universo - un fenomeno simile alla trasformazione dell'acqua in ghiaccio. E proprio come quando l'acqua si congela, le sue molecole che si muovono in modo casuale improvvisamente "si impadroniscono" e formano una rigida struttura cristallina, così sotto l'influenza delle forti interazioni rilasciate, ha avuto luogo una ristrutturazione istantanea, una sorta di "cristallizzazione" della materia nell'Universo.

Chi ha visto come sono scoppiati tubi dell'acqua o tubi del radiatore dell'auto in caso di forte gelo, non appena l'acqua in essi si trasforma in ghiaccio, esso propria esperienza sa che l'acqua si espande quando gela. Alan Guth è stato in grado di dimostrare che quando le interazioni forti e deboli sono state separate, qualcosa di simile è accaduto nell'Universo: un'espansione simile a un salto. Questa estensione è chiamata inflazionistico, molte volte più veloce della solita espansione di Hubble. In circa 10-32 secondi, l'Universo si è espanso di 50 ordini di grandezza: era più piccolo di un protone ed è diventato delle dimensioni di un pompelmo (per confronto: quando l'acqua si congela, si espande solo del 10%). E questa rapida espansione inflazionistica dell'universo rimuove due dei tre problemi di cui sopra, spiegandoli direttamente.

Soluzione problemi di raddrizzamento dello spazio L'esempio seguente lo illustra meglio: immaginate una griglia di coordinate disegnata su una sottile mappa elastica, che viene poi accartocciata in modo casuale. Se ora prendiamo e scuotiamo con forza questa mappa elastica increspata, tornerà a una forma piatta e le linee coordinate su di essa verranno ripristinate, non importa quanto l'abbiamo deformata quando l'abbiamo accartocciata. Allo stesso modo, non importa quanto fosse curvo lo spazio dell'Universo all'inizio della sua espansione inflazionaria, la cosa principale è che alla fine di questa espansione lo spazio si è rivelato completamente raddrizzato. E poiché sappiamo dalla teoria della relatività che la curvatura dello spazio dipende dalla quantità di materia ed energia in esso contenute, diventa chiaro perché nell'Universo c'è solo abbastanza materia per bilanciare l'espansione di Hubble.

Spiega il modello inflazionario e problema dell'orizzonte, anche se non così direttamente. Dalla teoria della radiazione del corpo nero sappiamo che la radiazione emessa da un corpo dipende dalla sua temperatura. Pertanto, dagli spettri di emissione di parti remote dell'Universo, possiamo determinare la loro temperatura. Tali misurazioni hanno dato risultati sorprendenti: si è scoperto che in qualsiasi punto osservabile nell'Universo la temperatura (con un errore di misurazione fino a quattro cifre decimali) è la stessa. Se partiamo dal modello della solita espansione di Hubble, la materia subito dopo il Big Bang dovrebbe essersi dispersa troppo perché le temperature si equalizzino. Secondo il modello inflazionario, la materia dell'Universo fino al momento t = 10 -35 secondi è rimasta molto più compatta che durante l'espansione di Hubble. Questo è estremamente breve periodoè stato abbastanza per stabilire l'equilibrio termico, che non è stato disturbato nella fase di espansione inflazionistica ed è stato preservato fino ad oggi.

Fisico americano, specialista in particelle elementari e cosmologia. Nato nel Nuovo Brunswick, nel New Jersey. Ha conseguito il dottorato dal Massachusetts Istituto di Tecnologia, dove è tornato nel 1986, diventando professore di fisica. Guth sviluppò la sua teoria dell'espansione inflazionaria dell'Universo mentre era ancora alla Stanford University, mentre lavorava alla teoria delle particelle elementari. Conosciuto per la sua revisione dell'universo come una "tovaglia autoassemblante senza fine".

Il modello inflazionario dell'Universo è una teoria cosmologica scientifica sulla legge e lo stato dell'espansione dell'Universo in una fase iniziale del Big Bang. A differenza del modello standard dell'Universo caldo, questa teoria presuppone un periodo accelerato di espansione dell'Universo in una fase iniziale a temperature superiori a 10 28 Kelvin.

Il modello inflazionario dell'universo è stato sviluppato relativamente di recente. Negli anni '30, gli scienziati sapevano che il nostro universo è in continua espansione. Un ruolo importante in questo è stato svolto dalla scoperta, che ha indicato dato di fatto. Gli scienziati si sono resi conto che il processo di espansione dell'universo è stato preceduto dal suo inizio. Per questo decisero, utilizzando leggi fisiche e matematiche, di ricreare teoricamente il processo di formazione dell'Universo e capire quale fosse esattamente l'impulso per la sua espansione.

Durante la creazione della teoria della formazione dell'Universo, gli scienziati si sono trovati di fronte a una serie di domande, ad esempio: perché c'è così poca antimateria nell'Universo se dovrebbe essere in proporzioni approssimativamente uguali alla materia; come è potuto accadere che la temperatura di tutte le regioni dell'Universo sia approssimativamente la stessa, se le sue singole parti non potessero contattarsi in alcun modo; perché l'Universo ha una tale massa ed energia che possono rallentare Hubble e molto altro ancora. Alla ricerca di risposte a queste domande, gli scienziati hanno dedotto modello standard hot Universe, che dice che all'inizio della sua origine, l'Universo era molto denso e caldo, e c'era un unico campo di interazione tra tutte le particelle in esso contenute. Successivamente, quando l'Universo si espanse e si raffreddò, questo campo si spezzò in interazioni elettromagnetiche, gravitazionali, forti e deboli, che permisero alle particelle che componevano l'Universo primitivo di combinarsi in atomi e altre strutture complesse.

Nel 1981, lo scienziato americano Alan Gut si rese conto che la separazione delle interazioni forti da un campo unificato, così come la transizione di fase della materia primitiva dell'Universo da uno stato all'altro, avveniva circa 10-35 secondi dopo la nascita del Universo. Questo periodo può essere chiamato condizionatamente "cristallizzazione iniziale dell'Universo" o "straordinaria espansione dell'Universo". In un certo senso, questo processo ricorda la procedura per congelare l'acqua e trasformarla in ghiaccio. Sappiamo tutti che l'acqua si espande quando si congela. Alan Gut lo ha suggerito in effetti stato iniziale Dopo la formazione dell'Universo, ebbe luogo la sua brusca espansione, grazie alla quale l'Universo si espanse 50 volte in una minuscola frazione di secondo. Lo scienziato ha chiamato la sua teoria il modello inflazionario dell'Universo (inflazione dall'inglese. Gonfiare - gonfiare, pompare). Usando questo modello, è possibile spiegare perché l'Universo ha una tale massa ed energia che è possibile rallentare l'espansione di Hubble, e anche perché la temperatura di tutte le regioni del nostro Universo è approssimativamente la stessa.

Il problema dell'omogeneità e dell'isotropia su larga scala dell'Universo

La distanza di Hubble coincide con l'universo che osserviamo. Questo ci dice che, a causa della finitezza dell'età del nostro Universo e della velocità della luce, ora possono essere osservate solo quelle regioni dell'Universo che si trovano a una distanza uguale o inferiore dall'orizzonte di osservazione.