Fase inflacionária da expansão do universo. psíquicos

Andrey Dmitrievich Linde, Universidade de Stanford (EUA), professor. 10 de junho de 2007, Moscou, FIAN

Em primeiro lugar, devo dizer que sou um pouco tímido. Já falei neste salão muitas vezes. No começo eu estudei aqui, e quando tudo começou, eu era aluno da Universidade de Moscou, vim aqui para seminários, na FIAN. E toda vez que eu participava desses seminários, era doloroso, eu era terrivelmente interessante e também incrivelmente difícil. Tudo o que foi dito, eu entendi, bem, cerca de dez por cento. Achei que, provavelmente, eu, bom, que idiota, não entendo mais nada, a física não vai funcionar comigo ... Mas eu queria muito, continuei a andar. Ainda tenho esses dez por cento de compreensão: basicamente, nos seminários que frequento, entendo cerca de dez por cento. E então fiz meu primeiro relatório aqui. Olhei para o rosto das pessoas e tive a impressão de que também entendiam dez por cento. E então meu complexo de inferioridade desapareceu, pelo menos em parte. Um pouco, provavelmente, ainda permaneceu ... Por que estou dizendo isso? O tema é bastante complexo. E se dez por cento estiver claro, você está no caminho certo.

O que vou falar agora está relacionado com a teoria do Universo inflacionário. Universo inflacionário, em russo era chamado de “universo inflado”, mas o nome padrão é “inflacionário”. Recentemente, surgiu esse termo - "Multi-verso". Este é um termo que substitui a palavra "Universo". Então, em vez de um universo - muitos universos ao mesmo tempo em um. Bem, em russo, talvez, a tradução mais adequada seja “o universo multifacetado”. E é sobre isso que vou falar agora.

Mas primeiro, uma introdução geral à cosmologia em geral. De onde veio a cosmologia inflacionária (por que ela era necessária)? O que veio antes dela (a teoria do Big Bang). Primeiro, algumas informações biográficas. A idade do Universo, segundo os últimos dados observados... Quando falo em idade, sempre que digo e algures na minha alma coloco uma pequena vírgula que devo voltar a isto e depois dizer que de facto o Universo pode ser infinitamente velho. Bem, o que as pessoas chamam de idade do universo é de cerca de 13,7 bilhões de anos com precisão para... talvez melhor do que 10%. Agora as pessoas sabem disso muito bem. O tamanho da parte observável do universo... O que significa "observável"? Bem, a luz tem viajado até nós por 13,7 bilhões de anos, então multiplique isso pela velocidade da luz e você obterá a distância em que agora vemos as coisas. Digo isso, mas na minha alma uma vírgula é imediatamente colocada de novo: na verdade, não é assim. Porque vemos várias vezes mais longe do que isso, porque aqueles objetos que nos enviaram luz há 13,7 bilhões de anos, agora estão mais longe de nós. E vemos a luz deles, e eles estão mais longe, então, na realidade, vemos mais do que a velocidade da luz multiplicada pelo tempo de existência do Universo.

Mais. A densidade média de uma substância é de aproximadamente 10 -29 g / cm 3. Muito pouco. Mas vivemos no lugar onde se condensou... O peso da parte observável do Universo é superior a 10 50 toneladas. Peso na hora do parto... mas isso é o mais interessante. Quando o universo nasceu, se você contar desde o momento do Big Bang, quase na época t = 0 , então seu peso deve ser infinito. Se você contar a partir de algum outro momento... é chamado de momento de Planck. O momento de Planck é um momento de 10 elevado a menos ... Bem, às vezes ainda vou escrever no quadro ... Então, t Planck é de cerca de 10 menos quarenta e três segundos ( t p ~ 10–43 s). Este é o ponto em que, pela primeira vez, podemos considerar o universo em termos de espaço-tempo normal, porque se pegarmos objetos em tempos menores ou a distâncias menores que a distância de Planck (isto é, 10 -33 cm ), - se tomarmos uma distância menor, então em distâncias menores o espaço-tempo flutua tão fortemente que será impossível medi-los: as réguas dobram, o relógio gira, de alguma forma não é bom ... Portanto, a consideração normal começa a partir deste momento. E naquele momento o Universo tinha um peso extraordinariamente grande. Eu vou te dizer qual - um pouco mais tarde. E o que o Universo inflacionário fez: aprendemos a explicar como você pode obter o Universo inteiro com menos de um miligrama de matéria. Tudo o que vemos agora...

E vamos em frente, dados preliminares. Os modelos mais simples do universo, que estão nos livros didáticos, são os três modelos possíveis de Friedman. O primeiro é um universo fechado, [o segundo] é um universo aberto e [o terceiro] é um universo plano. Estas imagens são apenas exemplos. O significado é o seguinte.

Aqui a opção mais simples- universo plano. A geometria de um universo plano é a mesma que a geometria de uma mesa plana, ou seja, linhas paralelas permanecem paralelas e não se cruzam em nenhum lugar. Qual é a diferença, como é diferente de uma mesa plana? O fato de que se eu tenho duas linhas paralelas... por exemplo, dois feixes de luz foram paralelos um ao outro... O universo está se expandindo, então embora sejam paralelos, dois feixes de luz, eles se afastam um do outro devido ao fato de que todo o universo está se expandindo. Portanto, dizer isso - que a geometria de uma mesa plana - não é totalmente correto. O universo é uma curva em um sentido quadridimensional. Em um sentido tridimensional, é plana.

O Universo fechado é semelhante em propriedades geométricas às propriedades da superfície de uma esfera. Ou seja, se eu tiver duas linhas paralelas no equador, elas se cruzam nos pólos norte e sul. Linhas paralelas podem se cruzar. E nós meio que vivemos na superfície da esfera, como uma pulga que rasteja pelo globo. Mas a analogia também é superficial - em dois sentidos. Nosso Universo é como uma esfera tridimensional em um espaço quadridimensional. Você tem que fazer desenhos, mas na realidade apenas analogias ... E, além disso, expande. Se quisermos ir do equador ao pólo norte, não teremos tempo suficiente - esse universo pode entrar em colapso ou não chegaremos lá, porque está se expandindo muito rapidamente.

O Universo aberto é semelhante em suas propriedades às propriedades de um hiperbolóide, ou seja, se eu iniciar duas linhas paralelas no pescoço do hiperbolóide, elas começarão a divergir e nunca mais se encontrarão.

Existem três modelos principais. Eles foram propostos por Friedman há muito tempo, na década de 20 do século passado, e Einstein não gostou muito deles. Não gostei, porque tudo parecia contradizer a ideologia em que as pessoas daquela época eram educadas. A ideologia era que o Universo é, afinal, um sistema de coordenadas, enfim, coordenadas, elas não se expandem, é apenas uma grade. As pessoas sempre acreditaram na Europa - a princípio acreditaram - que o universo é finito e estático. Finito, porque Deus é infinito, e o Universo é menor que Deus, então deve ser finito, mas estático ... bem, porque o que deveria fazer - um sistema de coordenadas ... Então eles abandonaram a primeira suposição, dizendo que Deus não perderia muito, se desse um de seus atributos ao Universo e o tornasse infinito, mas ainda assim foi considerado que é estático.

A expansão do universo era uma propriedade estranha contra a qual se lutou por muito tempo, até que viram que ela estava realmente se expandindo. Isso significa que o que aconteceu nos últimos anos é experimental - não na física teórica, mas na cosmologia experimental. Descobriu-se duas coisas. Começaremos com o segundo. Em 1998, as pessoas viram que o universo agora está se expandindo a um ritmo acelerado. O que significa acelerado? Bem, aqui está se expandindo em alguma velocidade. Na verdade, isso está um pouco errado...

Então aqui umaé a escala do universo uma com um ponto ( å ) é a taxa de expansão do universo, uma com divisão de ponto por uma (å /uma) é aqui uma, por exemplo, a distância de uma galáxia a outra, vamos chamá-la de letra uma. E isto ( å /uma) é a velocidade com que as galáxias se afastam umas das outras. Aqui está essa coisa å /uma= H) é a constante de Hubble, na verdade depende do tempo. Se essa coisa está diminuindo com o tempo, isso não significa que o universo para de se expandir. A extensão significa que uma com um ponto maior que zero ( å > 0). Mas o que as pessoas descobriram agora é que agora esse regime está se aproximando assintoticamente de uma constante ( å /uma= H → const), ou seja, não apenas uma com um ponto é positivo, mas essa é a relação deles, tende a uma constante. E se equação diferencial resolver, verifica-se que o fator de escala do Universo se comporta assintoticamente aproximadamente da seguinte forma: uma ~ e H t- O universo vai se expandir exponencialmente, e isso não era muito esperado antes. Ou seja, esta é uma expansão acelerada do Universo e, anteriormente, de acordo com a teoria padrão, descobriu-se que o Universo deveria se expandir com desaceleração.

Aqui está a descoberta dos últimos nove anos. A princípio, as pessoas pensaram que, bem, em algum lugar um erro experimental, outra coisa, então começaram a chamá-las de palavras diferentes - constante cosmológica, energia do vácuo, energia escura ... Então foi isso que aconteceu recentemente. A teoria sobre a qual falarei agora é a cosmologia inflacionária. Ele assume (e agora parece cada vez mais que provavelmente foi uma suposição correta, ainda não sabemos ao certo - existem teorias concorrentes, embora eu não goste delas aí, mas, portanto, são pontos de vista ) - mas parece o que é isso a coisa certa, - que no início do Universo, aparentemente, o Universo também se expandiu rapidamente. Além disso, com uma aceleração muito maior do que aquela com a qual está se expandindo agora - uma aceleração de muitas dezenas de ordens de magnitude maior. Essas duas descobertas ... aparentemente, elas devem ser interpretadas de alguma forma.

Então, as figuras que costumam ser desenhadas ao mesmo tempo ... Aqui (não olhe para esta figura vermelha por enquanto) é uma padrão, de um livro didático. Se o Universo é fechado - ou seja, a geometria é semelhante à geometria de uma esfera, a superfície de uma esfera - então ele surge de uma singularidade e desaparece em uma singularidade, tem um tempo de vida finito. Se for plano, surge de uma singularidade e se expande até o infinito. Se estiver aberto, também continua a se mover a uma velocidade constante.

O que aconteceu, o que acabei de dizer sobre essa energia escura, a constante cosmológica, a aceleração do Universo - descobriu-se que ela se comporta assim. E descobriu-se que ela se comporta assim, o que quer que seja- aberto, fechado, plano ... Em geral, nesses casos, é isso. Agora, se abrirmos livros didáticos de astronomia, basicamente eles ainda publicam essas três fotos aqui, e foi nisso que fomos criados durante anos recentes. Portanto, a existência deste último foi uma descoberta notável, e está ligada ao fato de que as pessoas acreditavam que existe uma densidade de energia diferente de zero no vácuo, no vazio. É muito pequeno: é da mesma ordem que a densidade de energia da matéria no Universo - 10–29 g/cm 3 . E quando às vezes imagino essas pessoas, digo: "Olha, são pessoas que mediram a energia ... nada." Então, aqui está a linha vermelha.

O quadro geral da distribuição da energia... Quando digo "energia", ou digo "matéria", "substância", quero dizer a mesma coisa, porque, como sabemos, Eé igual a mc quadrado ( E = mc 2), ou seja, essas duas coisas são proporcionais entre si... Existe energia escura...

O orçamento total de energia e matéria no Universo é representado por tal torta: aproximadamente 74% é energia escura. O que é, ninguém sabe. Ou esta é a energia do vácuo, ou é a energia de um campo escalar especial uniformemente distribuído que muda lentamente - mais sobre isso depois. Bem, esta é uma parte separada, não amassa. O que quero dizer com isso? Ela não se perde nas galáxias. A matéria escura (aproximadamente 22% do orçamento total) é algo que se aglomera, mas que não vemos. Algo que pode se perder nas galáxias, mas que não podemos ver, não brilha. E cerca de 4-5% é matéria "normal". Aqui está o orçamento de toda a nossa matéria.

E há mistérios por aí. Por que eles são da mesma ordem, essas quantidades, e por que há tanto desse tipo de energia no vazio? Como é que nós, tão orgulhosos, pensávamos que tudo era do mesmo tipo que nós, mas eles nos deram apenas quatro por cento ... Então ...

Agora - universo inflacionário. Até agora, há apenas uma referência, para que fique claro do que estou falando, e só então o caso começará. A inflação é o que é. Aqui está o que estava nas fotos anteriores, que o Universo começou e começou a se expandir, e, lembre-se, o arco foi curvado nessa direção ... Agora, se eu voltar, vou mostrar tudo isso ... você vê , todos os arcos - eles eram curvos assim. A inflação é uma parte da trajetória que existia, por assim dizer, antes do Big Bang, em certo sentido, antes que o arco começasse a se curvar assim. Este é o momento em que o Universo se expandiu exponencialmente e o Universo se expandiu com aceleração. Inicialmente poderia ter um tamanho muito pequeno, e depois houve um estágio de expansão muito rápida, depois ficou quente, e então aconteceu tudo o que estava escrito nos livros didáticos: que o Universo estava quente, explodiu como uma bola quente - isso foi tudo após o estágio de inflação, e durante a inflação não poderia haver nenhuma partícula. Aqui está uma referência.

Então, por que tudo isso era necessário? E então, essas pessoas olharam 25 anos atrás - um pouco mais já - para a teoria do Big Bang e fizeram perguntas diferentes. Vou listar as perguntas.

O que aconteceu quando não havia nada?É claro que a pergunta não tem sentido, por que perguntar ... O livro didático de Landau e Lifshitz diz que a solução das equações de Einstein não pode continuar na região do tempo negativo, então é inútil perguntar o que aconteceu antes. Não faz sentido, mas todas as pessoas perguntaram mesmo assim.

Por que o universo é homogêneo e isotrópico? Pergunta: por que, realmente? O que significa homogêneo? Bem, se olharmos ao nosso lado, nossa Galáxia não é homogênea. Próximo a nós está o sistema solar - grandes inomogeneidades. Mas se olharmos para a escala de toda a parte do Universo que observamos atualmente, esses 13 bilhões de anos-luz, então, em média, o Universo à direita e à esquerda de nós tem a mesma densidade, com uma precisão de cerca de um décimo de milésimo, e ainda melhor do que isso. Então alguém poliu, por que é tão uniforme? E no início do século passado, isso foi respondido da seguinte forma. Existe uma coisa chamada "princípio cosmológico": que o universo deve ser homogêneo.

Eu costumava brincar que as pessoas que não têm boas ideias às vezes têm princípios. Aí parei de fazer, porque descobri que esse princípio foi introduzido, em particular, por Albert Einstein. É que naquela época as pessoas não sabiam, e ainda em muitos livros de astronomia se discute o princípio cosmológico - que o Universo deve ser homogêneo, porque... bom, aqui ele é homogêneo!

Por outro lado, sabemos que os princípios - eles devem estar completamente corretos. Aí não conhece a pessoa que leva pequena subornos, ele não pode ser chamado de homem de princípios. Nosso Universo era um pouco heterogêneo - tem galáxias, elas são necessárias para nós, então de algum lugar devemos entender de onde vêm as galáxias.

Por que todas as partes do universo começaram a se expandir ao mesmo tempo? Essa parte é o Universo, e essa parte é o Universo, eles não se falaram quando o Universo começou a se expandir. Apesar do tamanho do Universo ser pequeno, para que uma parte do Universo saiba que a outra começou a se expandir, é preciso que a pessoa que mora aqui - bem, uma pessoa imaginária - saiba que essa parte começou a expandir. . E para isso ele teria que receber um sinal dessa pessoa. E isso levaria tempo, então as pessoas não poderiam concordar de forma alguma, principalmente no Universo infinito, que, viva, precisamos começar a expandir, eles já permitiram ... Então, é por isso que todas as partes do Universo começaram a expandir ao mesmo tempo...

Por que o universo é plano? O que agora se sabe experimentalmente é que o Universo é quase plano, ou seja, linhas paralelas, não se cruzam na parte observável do Universo. Significa, Por quê O universo é tão plano? Aprendemos na escola que linhas paralelas não se cruzam, mas na universidade dizem que o Universo pode ser fechado e elas podem se cruzar. Então, por que Euclides estava certo? não sei…

Por que há tanto no universo partículas elementares? Existem mais de 10 87 partículas elementares na parte do Universo que observamos. A resposta padrão para isso era que, bem, o universo é grande, e é por isso... Por quê ela é tão grande? E às vezes acumulo assim: por que tanta gente veio para a palestra? - mas porque tem tanta gente em Moscou... - por que tem tanta gente em Moscou? - e Moscou é apenas uma parte da Rússia, e tem muita gente na Rússia, alguns vieram para a palestra ... - por que tem tanta gente na Rússia, e ainda mais na China? De um modo geral, vivemos apenas em um planeta e temos muitos planetas em sistema solar, e agora ainda mais planetas estão sendo encontrados no Universo, e você sabe que existem 10 11 estrelas em nossa Galáxia e, portanto, em algum lugar existem planetas, em algum lugar existem pessoas, alguns deles vieram para a palestra ... Por que há tantas estrelas em nossa galáxia? Você sabe quantas galáxias existem em nossa parte do Universo? Aproximadamente 10 11 -10 12 galáxias, e em cada uma delas 10 11 estrelas, planetas giram em torno delas, e algumas pessoas compareceram à palestra. Por que temos tantas galáxias? Bem, porque o Universo é grande... Então... e aqui terminamos.

E se tomarmos, por exemplo, o Universo - um típico Universo fechado, que teria o único tamanho típico disponível na teoria da relatividade geral junto com a mecânica quântica - 10 -33 cm, o tamanho inicial. Portanto, comprimir a substância até a densidade muito limitante que só é possível (essa é a chamada densidade de Planck, densidade de Planck ρ), é de aproximadamente 10 94 g / cm 3 ... Por que é limitante? Não é no sentido de limitar que é impossível continuar, mas no sentido de que se você comprimir a matéria a tal densidade, o Universo começa a flutuar tanto que é impossível descrevê-lo de maneira normal. Portanto, se pegarmos e comprimirmos a matéria até a densidade mais alta, colocarmos nela um universo fechado de tamanho natural e contarmos o número de partículas elementares ali, descobrimos que tem 1 partícula elementar. Talvez dez partículas elementares. E precisamos de 10 87 . Portanto, este é um problema real - onde, por que existem tantas partículas elementares?

O assunto não termina aí. De onde veio toda a energia do universo? Antes, eu nem formulava assim para mim, até que fui convidado para ir à Suécia para algum simpósio Nobel dedicado à energia ... ou seja, pessoas que estão envolvidas na produção de petróleo, ou qualquer outra coisa, reunidas lá. E eles me deram a oportunidade de abrir esta conferência, e o primeiro relatório... Não consegui entender o que eles querem de mim? Não estou envolvido na produção de petróleo, não estou envolvido em energia solar e eólica, o que posso dizer sobre energia em geral? Bem, comecei então o relato com o fato de dizer: você sabe de onde vem a energia do Universo? Você sabe quanta energia temos? Vamos contar.

A energia da matéria no universo não é conservada. Primeiro paradoxo. Sabemos que a energia é conservada, mas isso não é correto. Porque se pegarmos, por exemplo, colocamos gás em uma caixa e deixamos a caixa se expandir... Aqui está uma caixa - este é o nosso Universo, vamos deixar a caixa se expandir. Gás - exerce pressão nas paredes da caixa. E quando a caixa se expande, esse gás realiza trabalho nas paredes da caixa e, portanto, quando a caixa se expande, o gás perde sua energia. Porque ele faz o trabalho, está tudo correto, há um equilíbrio de energia. Mas o único fato é que durante a expansão do Universo, a energia total do gás diminui. Porque existe uma equação padrão: mudança na energia é igual a menos pressão vezes mudança no volume ( dE = –PdV). O volume do Universo está crescendo, a pressão é positiva, então a energia está diminuindo.

Aqui em todos os modelos do Universo, normais, aqueles que foram associados à teoria do Big Bang, a energia total do Universo diminuiu. Se agora são 10 50 toneladas, quanto era no início? Porque a energia é apenas desperdiçada. Então, no começo deveria ter mais. Alguém teve que fazer este universo com muito mais energia do que agora. Por outro lado, algo deve ser preservado. E onde essa energia é gasta durante a expansão do Universo? É gasto no fato de que o tamanho do Universo está mudando, que o Universo está se expandindo a uma certa velocidade. Existe alguma energia que está escondida na geometria do universo. Existe uma energia que está associada à gravidade. E aqui está a soma total da energia da matéria e da energia gravitacional, ela se conserva. Mas somente se você calcular o valor total. Há jeitos diferentes contas - e novamente uma vírgula é colocada lá - mas com um certo método de contagem, a soma total da energia da matéria e da gravidade é simplesmente igual a zero. Ou seja, a energia da matéria é compensada pela energia da interação gravitacional, então é zero. E então, sim, começou do zero, vai acabar do zero, está tudo preservado, mas só essa lei de conservação, não é muito útil para nós. Ele não nos explica de onde veio uma energia tão grande. Então quanto?

Aqui, de acordo com a teoria do Big Bang, massa total a matéria no começo, quando o Universo nasceu, deveria ultrapassar 10 80 toneladas, isso já é muito. Isso é bastante... E se eu contasse tudo isso diretamente da singularidade, então simplesmente deveria haver uma quantidade infinita de matéria no Universo. E aí surge a pergunta: onde alguém nos deu essa quantidade infinita de matéria, se antes do momento do surgimento do Universo, bom, não havia nada? A princípio não havia nada, e então de repente tornou-se, e tanto que era até um pouco estranho. Ou seja, quem poderia ter feito isso?.. Mas os físicos não queriam formular a questão dessa maneira, e agora não querem.

Portanto, pode ser bom que tenha sido encontrada uma teoria que permita, pelo menos em princípio, explicar como tudo isso poderia ser feito, partindo de um pedaço do Universo com uma quantidade inicial de matéria menor que um miligrama. Bem, quando eu falo sobre isso, eu acho que pessoa normal Eu pensei, se tal coisa fosse dita há muito tempo, ou se não escrevêssemos equações ao mesmo tempo, e assim por diante ...

Lembro que quando fui escoltado aqui até o pesquisador sênior, eles me ligaram e começaram a me perguntar: “O que você faz?” E comecei a dizer-lhes que aqui estou empenhado, em particular, em partes diferentes Pode acontecer que as leis da física possam ser diferentes para o universo: em parte há interação eletromagnética, em parte - não ... Eles me disseram: "Bem, isso é demais!" Mas o cientista sênior, mesmo assim, foi dado. Esta é a própria teoria do Universo multifacetado, sobre a qual falarei.

Agora vamos direto ao assunto, à teoria da cosmologia inflacionária. Primeiro, o modelo mais simples. O modelo mais simples se parece com isso. Aqui você tem algum campo escalar cuja energia é proporcional ao quadrado do campo escalar. As primeiras palavras mais simples - e já aqui surge a pergunta: o que é um campo escalar? Algumas pessoas sabem, outras não. Algumas pessoas sabem que um enorme acelerador está sendo construído na Suíça para encontrar a partícula de Higgs. A partícula de Higgs é uma partícula que é, por assim dizer, um quantum de excitação de um tipo especial de campo escalar. Ou seja, as pessoas usam esses campos há muito tempo, mais de trinta anos. Mas o significado intuitivo é mais fácil de entender com a ajuda de uma analogia. Aqui, aqui, tem 220 volts na rede. Se houvesse apenas 220 volts e não houvesse zero, todo o Universo seria preenchido com 220 volts, então não haveria corrente, nada fluiria em qualquer lugar, porque seria apenas um estado de vácuo diferente. América tem 110 volts. A mesma coisa - se fosse apenas 110 volts, nada fluiria ... Se você agarrar um lado com uma mão, o outro lado com a outra, você morreria ali mesmo, porque a diferença de potencial é o que ... eu tem que parar…

Bom. Portanto, um campo escalar constante é um análogo do mesmo campo. Esta não é uma analogia exata, mas uma analogia aproximada. O que é um campo vetorial? Campo vetorial - por exemplo, eletromagnético. Tem magnitude e direção. O que é um campo escalar? Tem magnitude, mas não tem direção. Essa é toda a diferença, ou seja, é muito mais simples que o campo eletromagnético. Não tem direção, é um escalar lorentziano. Escalar lorentziano - isso significa o seguinte. Se você correr em relação a ele, não sentirá que está correndo: nada mudou. Se você virar, nada mudará também, você não sentirá que está girando. Parece um vácuo se não estiver em movimento, se for constante. Mas apenas este é um vácuo especial, porque pode ter energia potencial. Esta é a sua primeira propriedade. E em segundo lugar, se você tem um vácuo diferente em diferentes partes do Universo, também existem pesos diferentes de partículas elementares, propriedades diferentes, portanto, se este campo escalar existe ou não, a) as propriedades das partículas elementares dependem e b) a densidade de energia do vácuo depende do universo, então é basicamente uma coisa importante. E aqui está a teoria mais simples, na qual a energia desse campo escalar é proporcional ao seu quadrado.

Vejamos as equações. Não vou resolver nenhuma equação agora, mas vou mostrá-las, então não tenha medo ... A primeira é uma equação de Einstein um pouco simplificada, que diz: esta é a taxa de expansão do Universo dividida pelo tamanho, esta é a constante de Hubble ao quadrado, e é proporcional à densidade da energia da matéria no universo. E agora quero negligenciar tudo - aí, gás, qualquer coisa ... deixe apenas o campo escalar. E aqui seria necessário escrever a constante gravitacional, ainda são oito pi por três ...

Agora vamos esquecer a constante gravitacional. As pessoas que se dedicam a essa ciência dizem: bem, vamos pegar a constante gravitacional igual a um, a velocidade da luz igual a um, a constante de Planck igual a um, e então, quando tudo estiver decidido, vamos inserir de volta em a solução para facilitar...

Então, esta é uma equação ligeiramente simplificada de Einstein, também joguei fora alguns termos de lá, que são jogados fora de lá depois que o Universo começa a explodir rapidamente. Esta é a equação de movimento para um campo escalar. Não olhe para esse pau agora. Esta é a aceleração do campo escalar, e isso mostra a força com a qual o campo quer atingir sua energia mínima. E, para ficar claro, compare isso com a equação de um oscilador harmônico. Novamente, não olhe para aquele membro. Esta é a aceleração do oscilador harmônico, proporcional à força restauradora. Ou seja, a força que arrasta o campo do oscilador para um ponto x= 0, e esta é a sua aceleração. E nós sabemos como termina. O oscilador oscila assim. E se adicionarmos tal termo, x com um ponto. Esta é a velocidade do oscilador. Ou seja, se o movermos nessa direção, ficará claro que é como uma força que não permite que o oscilador se mova rapidamente. É como se você colocasse um pêndulo na água, a água o impediria de oscilar e ele oscilaria cada vez mais devagar. Como se a força de atrito ou viscosidade.

Acontece que o Universo também tem um termo semelhante que descreve a equação para um campo escalar. A equação parece exatamente a mesma. E este membro é semelhante a este. Acontece que no Universo o efeito do atrito ocorre se o Universo se expandir rapidamente. Aqui está um truque. Agora vamos voltar para a foto anterior.

É quando o campo escalar está aqui, então o campo escalar tem pouca energia, o Universo se expande lentamente, não há atrito. Se o campo escalar estiver aqui, então a energia é muito grande. Se a energia for muito grande, vamos ver o que acontece na próxima foto.

A energia é muito grande, a constante de Hubble é grande, o coeficiente de atrito é grande. Se o coeficiente de atrito for grande, o campo escalar desce muito lentamente. Se o campo escalar diminuir muito lentamente, por muito tempo ele permanecerá quase constante. Se ficar quase constante, resolvo esta equação: uma com um ponto em uma(å /uma) é quase constante. E eu já disse qual será a solução. Se um uma com um ponto em uma(å /uma) é quase constante, então esta é uma solução exponencial, a equação diferencial mais simples. E neste caso, o Universo começa a se expandir exponencialmente.

A lógica é esta: se o valor do campo escalar φ é grande, a taxa de expansão do Universo é alta, o coeficiente de atrito é grande, o campo φ desce muito lentamente. Resolvendo uma equação diferencial com uma constante, obtemos uma expansão exponencial, isso é inflação. Tudo é muito simples.

Antes era preciso, em geral, sofrer para pensar, para reduzir tudo ao simples. Na verdade, tudo começou com algo muito mais complexo. Pela primeira vez, Alyosha Starobinsky começou a expressar ideias desse tipo em 1979 aqui na Rússia. Sua versão dessa teoria era baseada na gravidade quântica com certas correções - anomalias conformes, a teoria era muito complexa, não estava claro como, por onde começar, mas a teoria, no entanto, era muito popular dentro da União Soviética, era chamado de "modelo Starobinsky". Mas um pouco complicado, não ficou claro qual era o seu propósito. Ele queria resolver o problema da singularidade, mas não funcionou...

Depois disso surgiu o que agora é chamado de velho teoria da inflação, foi proposto em 1981 por Alan Guth do MIT - agora ele está no MIT, e costumava estar no SLAC, próximo a Stanford. Ele sugeriu que desde o início o Universo está preso em sua energia em um estado de falso vácuo, não se move para lugar nenhum, a energia é constante ali, neste momento ela se expande exponencialmente, e então esse falso vácuo se desfaz com um estrondo, bolhas se formam, elas colidem ... Por que isso era necessário? E seu desejo era resolver aquela lista de problemas que escrevi para vocês antes: por que o universo é homogêneo, por que é isotrópico, por que é tão grande - seu objetivo era esse. E esse foi o mérito de seu trabalho. Não porque ele propôs um modelo - a teoria dele não funcionou, mas porque ele disse que seria ótimo fazer algo assim, e aí vamos resolver todos esses problemas de uma vez. E seu modelo não funcionou porque após a colisão das bolhas, o Universo tornou-se tão não homogêneo e isotrópico que, por assim dizer, não havia necessidade de tentar...

Depois disso, estávamos todos em estado de crise espiritual, porque a ideia era tão agradável, tão boa, e eu tive uma úlcera no estômago, talvez de desgosto por ser impossível, simplesmente não deu certo. E então descobri como fazer o que chamei de nova teoria inflacionária, e então criei essa coisa simples de inflação caótica, que foi a mais fácil. E então ficou claro que não estamos falando de algum tipo de truque, mas tudo pode ser tão simples quanto a teoria de um oscilador harmônico.

Mas por que tudo isso é necessário, eu não disse. Mas por que. Durante a inflação, durante este estágio, enquanto eu estava rolando, o Universo poderia se expandir muitas vezes. Isso é nos modelos mais simples. O que este número significa? Bem, agora vou lhe dizer o que isso significa. Um exemplo da aritmética. A menor escala é de 10 a 33 cm, multiplico por dez e, em seguida, esse número de zeros é desenhado aqui - não importa quantos zeros. Agora surge a pergunta: qual é o produto? E a resposta é que aqui é igual à mesma coisa - significa que 10-33 não pode mais ser escrito, isso é uma coisa pequena. Isso significa que o universo acaba tendo um tamanho tão grande. Quanto vemos agora? Esses 13 bilhões de anos, multiplicados pela velocidade da luz, são cerca de 10 28 cm, mas não importa o quê - centímetros ou milímetros, não importa o quê. O importante é que isso é, bem, incomparavelmente menor que isso.

Ou seja, nossa parte observável do Universo - estamos em algum lugar aqui. ( Já pode pagar?) O universo começou a se expandir, inchou, inchou, inchou, e vivemos, por assim dizer, na superfície deste enorme globo. E é por isso que as linhas paralelas parecem ser paralelas, é por isso que ninguém viu este norte e pólo Sul. Portanto, nossa parte do Universo, em algum lugar aqui, começou em algum lugar daqui, de quase um ponto, e portanto todas as propriedades iniciais estão aqui, bem, elas estão lado a lado, eram aproximadamente as mesmas. Então aqui eles são os mesmos.

Por que o universo é tão homogêneo? Bem, imagine que você pegou o Himalaia e os separou tantas vezes. Isso significa que ninguém vai lá com mochila, porque do vale à montanha vai demorar muito para ir. Haverá uma área plana. Portanto, nosso Universo é tão plano, tão homogêneo, o mesmo em todas as direções.

Por que é isotrópico? O que é isotrópico? Bem, parece uma esfera, igual em todas as direções, mas poderia ser como um pepino. Mas se eu inflar um pepino tantas vezes - e vivermos em sua casca - então será o mesmo em todas as direções, então o Universo se tornará o mesmo em todas as direções. Ou seja, desta forma resolvemos a maioria dos problemas que tivemos. Por que o universo é tão grande? E aqui está o porquê! Quantas partículas elementares existem? Mas tanto! É por isso que temos o suficiente...

Ou seja, ainda não sabemos de onde veio tudo, não podemos resolver o problema da singularidade inicial de forma tão simples - falaremos um pouco mais sobre isso - mas é para isso que essa teoria era necessária.

Por outro lado, pode acontecer que tenhamos reformulado um pouco. Porque se o Himalaia for totalmente achatado, todo o Universo será tão plano e homogêneo que será muito ruim morar lá, então não levaremos galáxias de lugar nenhum.

Mas descobriu-se que é possível produzir galáxias devido a flutuações quânticas. E foi isso que Chibisov e Mukhanov falaram aqui, na FIAN. Eles estudaram o modelo de Starobinsky e viram que ali, se você observar as flutuações quânticas do espaço e depois observar o que acontece durante a expansão do Universo, elas podem muito bem dar origem a galáxias. E nós olhamos para eles e pensamos: do que vocês estão falando aqui? Você está falando de flutuações quânticas e nós estamos falando de galáxias! Eles são reais ... E então foi isso que aconteceu. Já foi quando traduzimos tudo isso para a linguagem de um campo escalar e assim por diante ... Muito bem, em geral, pessoal! Deveria ter pensado nisso!

O universo funciona como um laser, mas em vez de um campo de laser, ele produz galáxias. Isso é o que está acontecendo. Vamos pegar um campo escalar, primeiro flutuações quânticas de alta frequência. Flutuações quânticas sempre existem. Aqui neste auditório, a pequenas distâncias, ocorrem flutuações quânticas. Que bom que você me deu duas horas, eu não terminaria ... Em duas horas provavelmente terminarei ...

Então, as flutuações quânticas existem agora, bem aqui, mas elas oscilam o tempo todo; Você simplesmente não pode vê-los, eles não são importantes para nós. Mas durante a rápida expansão do universo, suponha que houvesse tal flutuação quântica. Estendeu-se, com a expansão do universo. Quando estiver esticado o suficiente - lembre-se daquela equação de campo escalar onde está o termo 3Hφ pontilhado? Equação, termo de atrito. Quando você tinha um campo de ondas curtas, ele não sabia nada sobre fricção, porque batia com tanta energia que não podia ser interrompido pela fricção. E então, quando se esticou, perdeu sua energia e de repente sentiu que o Universo estava se expandindo, que havia atrito e foi assim que congelou. Ele congelou e continuou a se expandir, estendendo o Universo.

Depois disso, contra o pano de fundo dessa flutuação que é desenhada aqui, as flutuações anteriores, que costumavam ser de comprimento de onda muito curto, energético e assim por diante, eles se esticaram, viram que o Universo estava se expandindo, sentiram atrito e congelaram - contra o pano de fundo dessas flutuações que haviam congelado antes.

Depois disso, o Universo continuou a se expandir e novas flutuações congelaram e o Universo se expandiu exponencialmente. E o que aconteceu como resultado? Que todas essas flutuações aumentaram para um tamanho grande.

Vou agora explicar o que é: é o resultado de cálculos que, por assim dizer, simulam a ocorrência de flutuações e sua posterior evolução. Vou explicar o que será, o que é. O ponto é este. Que pegamos essas flutuações quânticas. Eles estão congelados. O universo tornou-se não homogêneo em uma escala exponencialmente grande. Essas não homogeneidades são EU t, cem EU t, cem EU t... Aí acabou a inflação. Então - esta parte do Universo ainda não vê esta parte do Universo. E então o tempo passou e eles se viram. E quando eles viram, essa parte do Universo disse: “Ah, eu tenho menos energia e você tem mais energia; vamos lá, todas as pedras de mim vão voar nessa direção, porque a gravidade é mais forte aqui. E essas flutuações descongelam. Ou seja, a princípio eles estavam congelados - devido à rápida expansão do universo. E então, quando as duas partes do Universo se viram, essas flutuações congelaram, e isso é literalmente ... de acordo com o Barão Munchausen.

Não sei, quando criança eles te ensinam agora, eles lêem o Barão Munchausen lá? Nós fomos lidos. Enquanto viajava pela Rússia. Embora fosse um mentiroso alemão, viajou pela Rússia, na Sibéria. Eles caçavam. E foi uma geada tão terrível que quando ele quis chamar os amigos para se reunirem, ele disse “tu-tu-tu-tu!”, mas nada aconteceu, porque o som congelou na buzina. Bem, então estava frio, ele cavou uma caverna na neve, como uma pessoa experiente, enterrou-se lá ... Na manhã seguinte, de repente, ele ouve: “Tu-tutu-tutu!”. O que aconteceu? O som está desaparecendo. Porque de manhã apareceu o sol, tudo, a neve derreteu e o som diminuiu ...

Aqui é a mesma coisa: a princípio, as flutuações quânticas congelaram, espalharam-se por uma longa distância e, então, quando se tratou da formação de galáxias, elas congelaram e as inomogeneidades se reuniram e se tornaram uma galáxia.

Primeiro começamos com flutuações quânticas. Então, rapidamente os tornamos enormes. E quando os tornamos enormes, na verdade os tornamos clássicos. Naquela época eles não oscilavam, não desapareciam, congelavam, eram grandes. Aqui está este truque - como fazer algo clássico a partir de algo quântico.

Então é isso que o filme mostra. Se começarmos com algo quase homogêneo, como agora, e depois começarmos a adicionar essas senoides aqui... Cada novo quadro mostra um Universo exponencialmente grande. Mas o computador não podia expandir, então comprimimos as fotos. Na verdade, você precisa entender que cada imagem corresponde a uma imagem exponencialmente maior e universo maior. E os comprimentos de onda de todos esses valores são quase os mesmos no momento em que são criados. E então eles esticam, mas aqui você não pode ver que este é um sinusóide saudável. Parece que isso é um pico, aí, a torre é pontiaguda ... Isso é simplesmente porque o computador os comprimiu.

Outra coisa também não é visível: naqueles lugares onde o campo escalar saltou muito alto por acaso, neste local a energia do campo escalar acaba sendo tão grande que neste local o Universo começa a se expandir ainda muito mais rápido do que expandido aqui. E, portanto, na realidade, se fosse correto fazer um desenho - bem, é que um computador não pode fazer isso, e não é culpa do computador, é apenas física assim: você não pode imaginar um espaço curvo colocado em nosso espaço, é apenas torto, como uma superfície curva, nem sempre dá certo, então nada pode ser feito aqui - você só precisa entender que esses são os picos, o que significa que o tamanho daqui até aqui é muito acima do tamanho daqui até aqui. Esta é realmente uma bolha saudável.

Isso é o que ... - também a vantagem da educação russa - o que descobrimos quando estávamos na prática de assuntos militares na universidade: que a distância ao longo de uma linha reta é muito maior do que a distância ao longo de uma curva, se o linha reta passa ao lado do oficial ... Aqui, se você for em linha reta perto desse pico, nunca vai chegar, porque a distância vai ser cada vez maior. O espaço curvo pode ser pensado de duas maneiras. O primeiro - podemos falar sobre a expansão do Universo, e o segundo - podemos falar sobre a compressão do homem. O homem é a medida de todas as coisas. Se você caminhar a partir daqui e chegar perto do pico, poderá dizer que seus passos estão ficando cada vez menores e menores e, portanto, é difícil, difícil para você caminhar. É uma compreensão diferente do que é a bolha aqui - é apenas um lugar onde você mesmo está encolhendo em comparação com o universo. São coisas quase equivalentes.

Como sabemos tudo isso? Como sabemos que tudo isso é verdade? Bem, em primeiro lugar, para ser honesto, sabíamos desde o início que isso era verdade. Porque, bem, a teoria era tão bonita, explicava tudo tão facilmente que depois disso, nem mesmo evidências experimentais eram realmente necessárias, porque o Universo é, bem... grande? - Grande. Retas paralelas não se cruzam? - Não se cruzam ... E assim por diante. Não havia outra explicação.

Portanto, por assim dizer, aqui estão os dados experimentais. Mas as pessoas, mesmo assim, não querem apenas isso, mas querem prever algo mais que não sabíamos e que isso fosse confirmado. E uma das previsões são essas flutuações quânticas... Seria bom vê-las no céu, mas não as vimos. E um após o outro, diferentes sistemas começaram a ser lançados, satélites, o primeiro satélite notável foi Kobe (COBE), lançado no início dos anos 90, e as pessoas receberam prêmios Nobel no ano passado por isso. Eles viram o seguinte. Eles viram que a radiação de micro-ondas que chega até nós de diferentes lados do universo é ligeiramente anisotrópica.

Agora vou explicar o que em questão. Em meados dos anos 60, as pessoas viram que estava chegando à Terra uma radiação com temperatura de cerca de 2,7 K. Algo assim, ondas de rádio, de baixíssima energia, mas de todos os lados. Então eles perceberam o que era. O universo, quando explodiu, estava quente. Aí, quando expandiu, esses fótons perderam a energia, e quando chegaram até nós, chegaram assim mortos, com pouca, pouca energia. E de todos os lados havia a mesma energia - 2,7 K. A temperatura é uma medida de energia. Então eles começaram a olhar mais de perto e viram que nessa direção a temperatura era de 2,7 um mais cerca de 10 -3 mais, mas nesta direção 2,7 menos outros 10 -3 . E por que isso? E aqui está o porquê: porque a Terra se move em relação ao universo inteiro. E há esse desvio para o vermelho. Na direção em que estamos nos movendo, o céu fica mais azul ali, os fótons entram um pouco mais enérgicos. E de onde estamos nos movendo, eles ficam um pouco mais vermelhos. Foi um efeito simples. E imediatamente entendemos o quão rápido estamos nos movendo em relação ao CMB, tudo era simples.

E aí as pessoas queriam saber se tinha alguma outra estrutura? E então eles lançaram satélites, um deles é Kobe, e aqui, na foto, está desenhado o WMAP, tal satélite. E uma imagem que mostra, por assim dizer, a evolução ao longo do tempo.

Primeiro houve o Big Bang, depois houve essa aceleração do Universo - inflação, depois houve flutuações quânticas que congelaram, depois essas flutuações quânticas que congelaram levaram ao surgimento de uma pequena estrutura no Universo. Neste momento, o universo estava muito quente. Estava tão quente que os sinais simplesmente não chegaram até nós, assim como o Sol é opaco para nós aqui: está muito quente, então só podemos ver algumas centenas de quilômetros dentro do Sol. Aqui…

E então, de repente, o Universo tornou-se transparente à radiação comum, porque os elétrons se combinaram com os prótons em átomos e, então, quando o Universo se tornou mais ou menos neutro, a luz começou a passar para nós. E aqui vemos a radiação que passou a partir deste momento. E esses satélites, eles olharam e mediram a temperatura de diferentes pontos do Universo com uma precisão de 10-5 K. Imagine só que no laboratório era difícil conseguir, ali, uma temperatura de um grau Kelvin. As pessoas mediram a temperatura do Universo, 2,7 K mais, há muitos sinais depois disso, e então mediram as imprecisões nessa temperatura com uma precisão de 10 -5 . Bem, ficção científica! Nunca acreditei que fosse possível, mas depois comecei a confiar nos meus amigos experimentais, porque sabemos que somos teóricos, mas acontece que os experimentadores ...

Então, aqui, eles mediram essas pequenas manchas no céu, essas pequenas manchas - elas são pintadas aqui. Sabemos que onde a energia é maior - este é o deslocamento para o azul, onde a energia é menor - este é o deslocamento para o vermelho, mas aqui o oposto é verdadeiro. As pessoas que coloriram este mapa entenderam que a psicologia das pessoas não funciona assim. De qualquer forma, não é luz visível, é emissão de rádio, então não é vermelha, não é branca, não é. Então eles pintaram artificialmente. E isso é o vermelho, isso é para entender o que é quente aí. E onde está azul é para entender que está frio. Então eles pintaram exatamente o oposto. Mas isso não importa. O importante é que essas manchas no céu tenham precisão de 10 -5 .

Se você olhar mais de perto um pedaço deste céu, então esta é a imagem que aparece aqui. Aqui estão os pontos. O que é isso? E é isso. Surgiram essas flutuações quânticas do campo escalar, espalharam-se por todo o céu, congelaram-se ali, mudaram um pouco a geometria do Universo e a densidade da matéria, mudaram devido a isso a temperatura da radiação cósmica de fundo em micro-ondas que chega até nós, e, portanto, essa temperatura, essas não homogeneidades, são uma fotografia daquelas flutuações quânticas que surgiram nos últimos estágios da inflação - surgiram e congelaram. Ou seja, agora vemos o céu inteiro, e esse céu inteiro é como uma chapa fotográfica, que retrata as flutuações quânticas que surgiram no estágio final da inflação, por volta de 10 a 30 s. Vemos uma fotografia do que aconteceu de 10 a 30 segundos após o Big Bang. Bem, milagres, o que posso dizer!

Não apenas vemos esta fotografia - nós estudamos suas propriedades espectrais. Ou seja, essas manchas em grandes tamanhos angulares têm uma intensidade, em pequenos tamanhos angulares, elas têm uma intensidade diferente. Calculamos o espectro dessas flutuações e descobrimos que o espectro é assim: pontos negros são o que este satélite WMAP vê experimentalmente. Desde então, surgiram também outros resultados que se estendem a essa área, mas não comecei a apresentá-los aqui agora. Mas aqui está a linha vermelha - são previsões teóricas o modelo mais simples universo inflacionário, e os pontos pretos são o que é visível experimentalmente.

Existem algumas anomalias aqui. Em grandes ângulos, as maiores distâncias são pequenas. Aqui eu- o que está aqui, aqui, neste eixo, é o número de harmônicos. Isto é, quanto mais eu, quanto mais harmônicos, menor o ângulo. Em pequenos ângulos, excelente concordância com dados experimentais. Em ângulos altos, algo não totalmente claro acontece. Mas talvez seja simplesmente por causa de imprecisões, porque recebemos apenas uma parte do Universo: estudamos estatísticas e temos estatísticas - como você jogou uma moeda uma vez, de que tipo de estatística você precisa? Você tem que jogar cem vezes para ver o que aconteceu cerca de 50/50. Portanto, em grandes ângulos, as estatísticas não são muito precisas. Mesmo assim, alguns pontos caem - há um certo problema, o que está acontecendo aqui. Existem algumas anisotropias no Universo que ainda não podemos explicar em grande escala. Mesmo assim, o fato é que todos os outros pontos se encaixam perfeitamente. E assim a concordância entre teoria e experimento é muito impressionante.

Decidi por mim mesmo que deveria encontrar uma maneira de explicar a mudança na imagem do mundo em linguagem simples. E a imagem do mundo... Agora, ainda não cheguei a essa mesma teoria do Universo multifacetado. Esta ainda é uma imagem simples ... Então. Mudando a imagem do mundo, fica assim. Que estamos sentados na Terra, olhando ao redor. E agora cercado por esta esfera de cristal. Não podemos ver mais nada, mas há estrelas, planetas lá ... E sabemos que usamos nossa cosmologia como uma máquina do tempo.

Se olharmos para lá, para o Sol, veremos o Sol como era há alguns minutos. Vamos olhar para as estrelas distantes. Veremos as estrelas como eram há muitos anos, centenas de anos atrás, milhares de anos atrás.

Se formos ainda mais longe, veremos este lugar onde o Universo acabou de esquentar, e naquela época os fótons chegaram até nós, é isso que esses satélites veem, aqui vimos esse fogo cósmico. E então o universo é opaco. Além disso, mais perto deste Big Bang, que aconteceu há 13 bilhões de anos, não podemos nos aproximar. Mas, claro, se usássemos, por exemplo, neutrinos que são emitidos neste momento - sabemos que podemos obter neutrinos que vêm do centro do Sol - poderíamos obter neutrinos que foram emitidos mais perto deste Big Bang . Agora vemos apenas o que aconteceu cerca de 400.000 anos após o Big Bang. Bem, ainda... comparado a 13 bilhões, quatrocentos mil é muito bom... Mas se houvesse neutrinos, poderíamos chegar muito mais perto. Se houvesse ondas gravitacionais, poderíamos chegar bem perto do Big Bang, bem aqui, literalmente antes dessa época do Big Bang.

O que diz a inflação? E a inflação diz isso. Que na verdade todo esse fogo é cósmico, surgiu após a inflação, e há uma quantidade exponencialmente grande de espaço aqui, quando todo o Universo era preenchido apenas com um campo escalar, quando não havia partículas, e mesmo que existissem, então sua densidade cairia exponencialmente o tempo todo, porque o universo tem se expandido exponencialmente.

Portanto, o que quer que fosse antes da inflação, não importa. O universo aqui estava praticamente vazio e a energia estava neste campo escalar. E depois disso - lembre-se desta foto: o campo escalar foi diminuindo, diminuindo, diminuindo, então aos poucos, quando chegou ao fundo, a constante de Hubble ficou pequena - começou a oscilar, naquela época, devido às suas oscilações, gerou normal matéria. Durante esse tempo, o universo estava ficando quente. Neste momento, este fogo surgiu. E costumávamos pensar que esse fogo era desde o começo do mundo. Éramos como lobos que têm medo de pular o fogo, sabíamos que este é o começo do mundo.

Acontece agora que, para explicar por que esse fogo foi tão uniformemente distribuído, precisávamos de um palco que equalizasse tudo. E esta é a fase da inflação.

E então você pode ir muito, muito além deste lugar no céu, porque o Universo é tão grande, havia tanto lá. E se formos mais longe, veremos esses lugares onde ocorrem as flutuações quânticas que dão origem às galáxias. E veremos aqueles lugares onde essas flutuações são tão grandes que deram origem a novas partes do Universo, que se expandiram rapidamente e que são geradas e surgem e agora. O universo, devido a essas flutuações quânticas, gera a si mesmo, não apenas galáxias, mas grandes partes de si mesmo. E torna-se um Universo infinito e auto-reprodutor.

Mas além de tudo isso, há outro efeito. Então eu falei sobre o Universo, no qual havia um campo escalar de apenas um tipo. Um campo escalar com um potencial tão simples... Sabemos que, se quisermos descrever completamente a teoria das partículas elementares, precisamos de muitos campos escalares. Por exemplo, na teoria das interações eletrofracas existe um campo de Higgs. E o campo de Higgs torna pesadas todas as partículas do nosso corpo. Ou seja, os elétrons adquirem massas, os prótons adquirem massas, os fótons não adquirem massas. Outras partículas adquirem massas. Dependendo do campo escalar, eles adquirem massas diferentes.

Mas este não é o fim do assunto. Existe também a teoria da Grande Unificação, na qual surge um tipo diferente de campo escalar. Este é um campo diferente. Se não estivesse lá, não haveria diferença fundamental entre léptons e bárions, então os prótons poderiam facilmente decair em pósitrons, não haveria diferença entre matéria e antimatéria. Para explicar o que aconteceu ali, como essas coisas se separaram, mais um campo escalar teve que ser introduzido... Em princípio, pode haver muitos desses campos escalares. Se você olhar para a teoria mais simples - supersimétrica - a teoria da Grande Unificação, descobrirá que a energia potencial nela é desenhada assim ...

Bem, esta também é uma imagem aproximada, na verdade. Este é algum campo, que na verdade é uma matriz. E agora, em um valor deste campo, não há violação de simetria entre a interação eletromagnética fraca e forte, não há diferença entre léptons e bárions. Há outro valor de campo no qual um tipo especial de quebra de simetria não é o que vemos. Existe um terceiro mínimo, no qual apenas a física do nosso mundo. Na verdade, ainda precisamos escrever nosso campo escalar e, se escrevermos tudo junto, haverá uma dúzia desses mínimos. Todos eles têm, numa primeira aproximação, a mesma energia, e nós vivemos em apenas um desses mínimos.

E aí surge a pergunta: como chegamos a esse mínimo? E no início do universo, quando a temperatura era alta, havia apenas esse mínimo. E surgiu o problema: como então vazamos para esse mínimo, porque no início do Universo, de acordo com a teoria que desenvolvemos aqui junto com David Abramovich Kirzhnits, que teve essa ideia na cabeça, sobre o fato de que em No início do universo, a simetria entre todas as interações é restaurada. E é quando deveríamos estar sentados aqui. Como chegamos aqui então? E a única maneira de chegar lá é por meio de flutuações quânticas geradas durante a inflação.

Mas este campo escalar também saltou e também congelou. E poderia pular para este mínimo, pular para este, pular para trás. Então, se ele saltasse para um desses mínimos, a parte do Universo em que atingimos esse mínimo, ele começava a ser exponencialmente grande. Este começou a ser exponencialmente grande, este... E o Universo se partiu em exponencialmente um grande número de partes de tamanho exponencialmente grande. Com todos os tipos de física possíveis em cada um deles.

O que isto significa? Que, em primeiro lugar, pode haver muitos campos escalares. Em segundo lugar, pode haver muitos mínimos diferentes. E depois disso, dependendo de onde chegamos, o Universo pode ser dividido em grandes regiões exponencialmente grandes, cada uma das quais, em todas as suas propriedades, parece - localmente - como um enorme Universo. Cada um deles é enorme. Se vivermos nele, não saberemos que existem outras partes do universo. E as leis da física, efetivamente, serão diferentes lá.

Essa é, de fato, a lei da física - pode ser a mesma, você tem a mesma teoria - mas é a mesma da água, que pode ser líquida, gasosa, sólida. Mas os peixes só podem viver em água líquida. Só podemos viver neste mínimo. É por isso que moramos lá. Não porque essas partes do universo não existam, mas porque só podemos viver aqui. Assim surge esta imagem, que é chamada de “Universo multifacetado”, ou “Multiverso” em vez de “Universo”.

Outra língua. Sabemos que nossas propriedades são determinadas pelo código genético - o código que herdamos de nossos pais. Também sabemos que existem mutações. As mutações acontecem quando algo estranho acontece. Quando os raios cósmicos, quando algum tipo de química não está certo - bem, você sabe melhor do que eu o que é necessário para que as mutações ocorram. E também sabemos que tudo aqui é um grande número de espécies - era necessário que essas mutações existissem.

Então, durante a expansão do Universo, também houve mutações. Você tem o Universo, mesmo que desde o início estivesse em um mínimo, depois disso começou a pular de um mínimo para outro e quebrou em tipos diferentes Universo. E esse mecanismo de flutuações quânticas, que transferiu o Universo de um lugar, de um estado para outro - eles podem ser chamados ... isso pode ser chamado de mecanismo de mutações cósmicas.

(Infelizmente, aqui, claro, parte do que eu ia mostrar não é visível. Bem, em palavras...) paisagem. Essa terminologia surgiu porque essa terminologia, essa imagem, acabou sendo muito importante no contexto da teoria das cordas. As pessoas há muito falam sobre a teoria das cordas como a principal candidata a uma teoria de todas as forças. Estou neste lugar, infelizmente, "flutuando" ... Embora eu seja um dos co-autores desta foto, que está aqui. Ou seja, por muitos anos as pessoas não souberam descrever nosso espaço quadridimensional usando a teoria das cordas.

O fato é que a teoria das cordas é mais facilmente formulada no espaço de dez dimensões. Mas em um espaço de dez dimensões, seis dimensões são supérfluas, você tem que se livrar delas de alguma forma. A ideia é que eles devem de alguma forma ser comprimidos em uma pequena bola para que ninguém os veja, para que ninguém possa ir em seis direções, e veríamos apenas quatro grandes dimensões - três espaços e um tempo. E assim caminharíamos nessas três dimensões espaciais e pensaríamos que nosso Universo é tridimensional mais um tempo, mas na realidade, em algum lugar no coração do Universo, estaria armazenada a informação de que ele tem origem proletária - dez dimensões. E ela gostaria de se tornar de dez dimensões também. Portanto, na teoria das cordas, sempre acontecia que ela queria ser de dez dimensões e, até recentemente, eles não sabiam como torná-la quadridimensional, deixá-la normal. Em todos os casos, descobriu-se que esse estado é instável.

O que aconteceria se, no passado distante, o espaço do universo estivesse em estado de falso vácuo? Se a densidade da matéria naquela época fosse menor do que o necessário para equilibrar o universo, então a gravidade repulsiva teria dominado. Isso faria com que o universo se expandisse, mesmo que inicialmente não se expandisse.

Para tornar nossas ideias mais definidas, assumiremos que o Universo é fechado. Então ele infla como um balão. À medida que o volume do Universo cresce, a matéria torna-se rarefeita e sua densidade diminui. No entanto, a falsa densidade de massa de vácuo é uma constante fixa; fica sempre o mesmo. Tão rapidamente que a densidade da matéria se torna insignificante, ficamos com um mar de falso vácuo em expansão uniforme.

A expansão é causada pela tensão do falso vácuo, que é maior que a atração associada à sua densidade de massa. Como nenhuma dessas quantidades muda com o tempo, a taxa de expansão permanece constante com um alto grau de precisão. Essa taxa é caracterizada pela proporção em que o universo se expande por unidade de tempo (digamos, um segundo). Em sentido, esse valor é muito semelhante à taxa de inflação da economia - o aumento percentual dos preços ao ano. Em 1980, quando Guth estava dando um seminário em Harvard, a taxa de inflação nos Estados Unidos era de 14%. Se esse valor permanecesse inalterado, os preços dobrariam a cada 5,3 anos. Da mesma forma, uma taxa constante de expansão do universo implica que há um intervalo fixo de tempo durante o qual o tamanho do universo dobra.
O crescimento caracterizado por um tempo de duplicação constante é chamado de crescimento exponencial. É conhecido por levar a números gigantescos muito rapidamente. Se hoje uma fatia de pizza custa $ 1, então após 10 ciclos de duplicação (53 anos em nosso exemplo) seu preço será de $ 10^(24)$ dólares, e após 330 ciclos chegará a $ 10^(100)$ dólares. Este número colossal, um seguido de 100 zeros, tem um nome especial - googol. Guth sugeriu usar o termo inflação na cosmologia para descrever a expansão exponencial do universo.

O tempo de duplicação para um universo preenchido com um falso vácuo é incrivelmente curto. E quanto maior a energia do vácuo, menor ela é. No caso de um vácuo eletrofraco, o universo se expandirá por um fator de um googol em um trigésimo de microssegundo e, na presença de um vácuo da Grande Unificação, isso acontecerá $ 10^(26)$ vezes mais rápido. Em uma fração tão curta de segundo, uma região do tamanho de um átomo aumentará para um tamanho muito maior do que todo o universo observável hoje.

Como o falso vácuo é instável, ele eventualmente se desintegra e sua energia inflama uma bola de fogo de partículas. Este evento marca o fim da inflação e o início da evolução cosmológica normal. Assim, de um minúsculo embrião inicial obtemos um enorme Universo quente em expansão. E como um bônus adicional neste cenário milagrosamente os problemas do horizonte e da geometria plana que são característicos da cosmologia do Big Bang desaparecem.

A essência do problema do horizonte é que as distâncias entre algumas partes do universo observável são tais que parecem ter sido sempre maiores do que a distância percorrida pela luz desde o Big Bang. Isso sugere que eles nunca interagiram uns com os outros e, portanto, é difícil explicar como eles alcançaram a igualdade quase exata de temperaturas e densidades. Na teoria padrão do Big Bang, o caminho percorrido pela luz cresce proporcionalmente à idade do universo, enquanto a distância entre as regiões aumenta mais lentamente à medida que a expansão cósmica é desacelerada pela gravidade. Áreas que hoje não podem interagir poderão se influenciar no futuro, quando a luz finalmente cobrir a distância que as separa. Mas, no passado, a distância percorrida pela luz torna-se ainda menor do que deveria ser, portanto, se as regiões não podem interagir hoje, certamente não foram capazes de fazê-lo antes. A raiz do problema, portanto, está relacionada à natureza atrativa da gravidade, devido à qual a expansão diminui gradativamente.

No entanto, em um universo de falso vácuo, a gravidade é repulsiva e, em vez de desacelerar a expansão, ela a acelera. Nesse caso, a situação é inversa: áreas que podem trocar sinais de luz perderão essa oportunidade no futuro. E, mais importante, essas áreas inacessíveis umas às outras hoje devem ter interagido no passado. O problema do horizonte acabou!
O problema do espaço plano é resolvido com a mesma facilidade. Acontece que o Universo se afasta da densidade crítica apenas se sua expansão diminuir. No caso de uma expansão inflacionária acelerada, ocorre o oposto: o Universo está se aproximando de uma densidade crítica, o que significa que está se tornando mais plano. Como a inflação aumenta o universo em um fator colossal, vemos apenas uma pequena fração dela. Esta região observável parece plana, semelhante à nossa Terra, que também parece plana quando vista perto da superfície.

Então, período curto a inflação torna o universo grande, quente, uniforme e plano, criando exatamente o tipo de condições iniciais necessárias para a cosmologia padrão do big bang.
A teoria da inflação começou a conquistar o mundo. Quanto ao próprio Gut, seu status de pós-doutorado acabou. Ele aceitou uma oferta de sua alma mater, o Instituto de Tecnologia de Massachusetts, onde continua trabalhando até hoje.

Trecho do livro de A. Vilenkin "Muitos mundos em um: a busca por outros universos"

Por que trinta e três cientistas conhecidos de várias especializações liderados por Stephen Hawking pegaram em armas contra três astrofísicos, de acordo com quais cenários nosso Universo foi formado e se a teoria inflacionária de sua expansão está correta, o site foi resolvido em conjunto com especialistas.

A teoria padrão do Big Bang e seus problemas

A teoria quente do Big Bang foi estabelecida em meados do século 20 e tornou-se geralmente aceita algumas décadas após a descoberta do CMB. Ele explica muitas propriedades do Universo ao nosso redor e assume que o Universo surgiu de algum estado singular inicial (formalmente infinitamente denso) e tem se expandido e esfriado continuamente desde então.

A própria radiação da relíquia - um "eco" de luz nascido apenas 380.000 anos depois - acabou sendo uma fonte de informação incrivelmente valiosa. A maior parte da cosmologia observacional moderna está associada à análise de vários parâmetros da radiação de fundo. é bem homogêneo temperatura média varia em diferentes direções em uma escala de apenas 10 a 5, e essas inomogeneidades são distribuídas uniformemente no céu. Na física, essa propriedade é chamada de isotropia estatística. Isso significa que localmente esse valor muda, mas globalmente tudo parece o mesmo.

Diagrama da expansão do universo

NASA/WMAP Science Team/Wikimedia Commons

Ao estudar as perturbações do CMB, os astrônomos calculam com alta precisão muitas quantidades que caracterizam o Universo como um todo: a proporção de matéria comum, matéria escura e energia escura, a idade do Universo, a geometria global do Universo, a contribuição de neutrinos para a evolução de uma estrutura em grande escala, e outros.

Apesar da teoria "geralmente aceita" do Big Bang, ela também tinha desvantagens: não respondia a algumas perguntas sobre a origem do universo. Os principais são chamados de "problema do horizonte" e "problema da planicidade".

A primeira está relacionada ao fato de que a velocidade da luz é finita e a radiação relíquia é estatisticamente isotrópica. O fato é que na época do nascimento da radiação relíquia, nem mesmo a luz teve tempo de percorrer a distância entre aqueles pontos distantes do céu, de onde a captamos hoje. Portanto, não está claro por que regiões diferentes são tão semelhantes, porque não tiveram tempo de trocar sinais desde o nascimento do Universo, seus horizontes causais não se cruzam.

O segundo problema, o problema da planicidade, está relacionado à curvatura global do espaço que é indistinguível de zero (no nível de precisão dos experimentos modernos). Simplificando, em grandes escalas, o espaço do universo é plano e não decorre da teoria do Big Bang quente que o espaço plano seja mais preferível do que outras opções de curvatura. Portanto, a proximidade desse valor a zero não é, pelo menos, óbvia.

trinta e três contra três

Para resolver esses problemas, os astrônomos criaram a próxima geração de teorias cosmológicas, a mais bem-sucedida das quais é a teoria da expansão inflacionária do Universo (mais simplesmente chamada de teoria da inflação). Aumentar o preço das mercadorias não tem nada a ver com isso, embora ambos os termos venham da mesma palavra latina - inflação- "inchaço".

O modelo inflacionário do Universo sugere que antes do estágio quente (o que é considerado o início dos tempos na teoria usual do Big Bang) houve outra era com propriedades muito diferentes. Naquela época, o espaço estava se expandindo exponencialmente devido ao campo específico que o preenchia. Em uma pequena fração de segundo, o espaço se estendeu um número incrível de vezes. Isso resolveu os dois problemas mencionados acima: o universo acabou sendo geralmente homogêneo, pois se originou de um volume extremamente pequeno que existia no estágio anterior. Além disso, se havia alguma inomogeneidade geométrica, ela foi suavizada durante a expansão inflacionária.

Muitos cientistas participaram da formação da teoria da inflação. Os primeiros modelos foram propostos independentemente pelo físico, Ph.D. da Cornell University Alan Gut nos EUA e físico teórico, especialista no campo da gravidade e cosmologia Alexei Starobinsky na URSS por volta de 1980. Eles diferiam em mecanismos (Guth considerou um vácuo falso e Starobinsky - uma teoria geral da relatividade modificada), mas levaram a conclusões semelhantes. Alguns problemas dos modelos originais foram resolvidos por um físico soviético, Doutor em Ciências Físicas e Matemáticas, funcionário do P.N. Lebedev Andrey Linde, que introduziu o conceito de um potencial que muda lentamente (inflação lenta) e explicou com sua ajuda a conclusão do estágio de expansão exponencial. O próximo passo importante foi o entendimento de que a inflação não gera um Universo perfeitamente simétrico, pois as flutuações quânticas devem ser levadas em consideração. Isso foi feito pelos físicos soviéticos, graduados do MIPT Vyacheslav Mukhanov e Gennady Chibisov.

O Rei Harald da Noruega premia Alan Gut, Andrei Linde e Alexei Starobinsky (da esquerda para a direita) com o Prêmio Kavli de Física. Oslo, setembro de 2014.

Norsk Telegrambyra AS/Reuters

No âmbito da teoria da expansão inflacionária, os cientistas fazem previsões testáveis, algumas das quais já foram confirmadas, mas uma das principais - a existência de ondas gravitacionais relíquias - ainda não foi confirmada. As primeiras tentativas de consertá-los já estão sendo feitas, mas nesta fase ainda estão além das capacidades tecnológicas da humanidade.

No entanto, o modelo inflacionário do universo tem oponentes que acreditam que ele é formulado de maneira muito genérica, a ponto de poder ser usado para obter qualquer resultado. Há algum tempo essa polêmica já se arrasta na literatura científica, mas recentemente um grupo de três astrofísicos do IS&L (abreviação formada pelas primeiras letras dos nomes dos cientistas - Ijjas, Steinhardt e Loeb - Anna Iyas, Paul Steinhardt e Abraham Loeb ) publicou uma declaração de ciência popular de suas reivindicações à cosmologia inflacionária na Scientific American. Em particular, IS&L, referindo-se ao mapa de temperatura do satélite Planck da CMB, acredita que a teoria da inflação não pode ser avaliada cientificamente. Em vez da teoria da inflação, os astrofísicos oferecem sua própria versão do desenvolvimento dos eventos: supostamente o Universo começou não com o Big Bang, mas com o Big Rebound - a rápida contração de algum Universo "anterior".

Em resposta a este artigo, 33 cientistas, incluindo os fundadores da teoria da inflação (Alan Gut, Alexey Starobinsky, Andrey Linde) e outros cientistas conhecidos, como Stephen Hawking, publicaram uma carta de resposta no mesmo jornal em que eles discordo categoricamente das reivindicações de IS&L.

o site pedia aos cosmólogos e astrofísicos que comentassem sobre a validade dessas afirmações, as dificuldades em interpretar as previsões das teorias inflacionárias e a necessidade de revisar a abordagem da teoria do Universo primordial.

Um dos fundadores da teoria da expansão inflacionária, o professor de física da Universidade de Stanford, Andrei Linde, considera as afirmações rebuscadas e a abordagem dos críticos é inescrupulosa: “Se você responder em detalhes, obterá um grande artigo científico, mas, em resumo, parecerá agitação. Isso é o que as pessoas usam. Em suma, o líder dos críticos é Steinhardt, que há 16 anos tenta criar uma alternativa [teoria] da inflação, e em seus artigos - um erro após um erro. Bem, quando não dá certo por conta própria, surge o desejo de repreender as teorias mais populares, usando métodos bem conhecidos dos livros de história. A maioria dos teóricos parou de lê-los, mas os jornalistas gostam muito deles. A física não tem quase nada a ver com isso.”

Candidato a Ciências Físicas e Matemáticas, funcionário do Instituto de Pesquisa Nuclear da Academia Russa de Ciências, Sergey Mironov lembra que a verdade científica não pode nascer de polêmicas em nível não profissional. O artigo crítico, em sua opinião, é escrito cientificamente e com argumentos, reunindo vários problemas da teoria inflacionária. Tais revisões são necessárias, ajudam a evitar a ossificação da ciência.

No entanto, a situação muda quando tal discussão vai para as páginas de uma publicação popular, porque se é correto promover uma ideia científica dessa forma é um ponto discutível. A esse respeito, Mironov observa que a resposta às críticas parece feia, já que alguns de seus autores não são especialistas na área, enquanto outros escrevem textos populares sobre o modelo inflacionário. Mironov aponta que o artigo de resposta foi escrito como se os autores nem tivessem lido o trabalho do IS&L e não tivessem apresentado nenhum contra-argumento a ele. Declarações sobre a maneira provocativa com que a nota com críticas é escrita significam que "os autores da resposta simplesmente caíram na trollagem".

"Compartilhar a Verdade"

No entanto, os cientistas, incluindo os defensores do modelo inflacionário, reconhecem suas deficiências. O físico Alexander Vilenkin, professor e diretor do Instituto de Cosmologia da Tufts University em Medford (EUA), que deu uma importante contribuição para o desenvolvimento da moderna teoria da inflação, observa: “Há alguma verdade nas declarações de Steinhardt e colegas , mas acho que suas afirmações são extremamente exageradas. A inflação prevê a existência de muitas regiões como a nossa, com condições iniciais determinadas por flutuações quânticas. Teoricamente, quaisquer condições iniciais são possíveis com alguma probabilidade. O problema é que não sabemos como calcular essas probabilidades. O número de áreas de cada tipo é infinito, então você tem que comparar números infinitos - esta situação é chamada de problema de medida. Claro, a ausência de uma única medida derivada de uma teoria fundamental é um sinal preocupante.”

Sergei Mironov considera o conjunto de modelos mencionado acima como deficiências da teoria, pois isso permite adequá-lo a quaisquer observações experimentais. E isso significa que a teoria não satisfaz o critério de Popper (de acordo com este critério, uma teoria é considerada científica se puder ser refutada com a ajuda de um experimento - nota do site), pelo menos no futuro previsível. Mironov também se refere aos problemas da teoria de que, no quadro da inflação, as condições iniciais exigem um ajuste fino dos parâmetros, o que o torna, de certa forma, não natural. Especialista no Universo primitivo, PhD em física e matemática, funcionário do Instituto Científico Gran Sasso do Instituto Nacional de Física Nuclear (Itália) Sabir Ramazanov também reconhece a realidade desses problemas, mas observa que sua existência não significa necessariamente que a teoria inflacionária está errada, mas alguns de seus aspectos realmente merecem uma reflexão mais profunda.

O criador de um dos primeiros modelos inflacionários, acadêmico da Academia Russa de Ciências, pesquisador-chefe do Instituto de Física Teórica da Academia Russa de Ciências Alexei Starobinsky explica que um dos modelos mais simples propostos por Andrey Linde em 1983 foi de fato refutado . Ela estava prevendo muitas ondas gravitacionais, e é por isso que Linde apontou recentemente que os modelos inflacionários precisam ser revisitados.

experimento crítico

Os astrônomos prestam atenção especial ao fato de que uma importante previsão possibilitada pela teoria da inflação foi a previsão de ondas gravitacionais relíquias. Especialista na análise da radiação relíquia e cosmologia observacional, Doutor em Ciências Físicas e Matemáticas, pesquisador líder do Observatório Astrofísico Especial da Academia Russa de Ciências Oleg Verkhodanov considera esta previsão um teste observacional significativo para as variantes mais simples da expansão inflacionária, enquanto para a teoria do "Big Rebound" defendida pelos críticos, um experimento tão decisivo.

Ilustração da teoria do grande rebote

Wikimedia Commons

Portanto, só será possível falar sobre outra teoria se sérias restrições forem impostas às ondas relíquias. Sergei Mironov também considera a potencial descoberta de tais ondas um sério argumento a favor da inflação, mas observa que até agora sua amplitude é apenas limitada, o que já nos permitiu rejeitar algumas opções, que são substituídas por outras que não prevêem muito forte distúrbios gravitacionais primários. Sabir Ramazanov concorda com a importância desse teste e, além disso, acredita que a teoria da inflação não pode ser considerada comprovada até que esse fenômeno seja descoberto em observações. Portanto, enquanto a previsão chave do modelo inflacionário sobre a existência de ondas gravitacionais primárias com um espectro plano não foi confirmada, é muito cedo para falar sobre a inflação como uma realidade física.

“A resposta correta, da qual eles tentam diligentemente desviar o leitor”

Aleksey Starobinsky analisou detalhadamente as reivindicações do IS&L. Ele destacou três declarações principais.

Declaração 1. A inflação prevê qualquer coisa. Ou nada.

"A resposta correta, da qual o leitor do IS&L está tentando diligentemente evitar, é que palavras como 'inflação'", teoria quântica campos", "modelo de partículas elementares", são muito gerais: combinam muitos modelos diferentes que diferem no grau de complexidade (por exemplo, o número de variedades de neutrinos)”, explica Starobinsky.

Depois que os cientistas fixam os parâmetros livres incluídos em cada modelo específico a partir de experimentos ou observações, as previsões do modelo são consideradas inequívocas. O modelo padrão moderno de partículas elementares contém cerca de 20 desses parâmetros (estes são principalmente massas de quarks, massas de neutrinos e seu ângulo de mistura). O modelo inflacionário viável mais simples contém apenas um desses parâmetros, cujo valor é fixado pela amplitude medida do espectro inicial de inomogeneidades da matéria. Depois disso, todas as outras previsões são inequívocas.

Esclarece o académico: “Claro que pode ser complicado agregar novos membros de vários natureza física, cada um dos quais virá com um novo parâmetro numérico gratuito. Mas, em primeiro lugar, neste caso, as previsões não serão "nada", mas definitivas. E em segundo lugar, e mais importante, as observações de hoje mostram que esses termos não são necessários, no nível atual de precisão de cerca de 10%, eles não são!”

Afirmação 2. É improvável que nos modelos em consideração haja um estágio inflacionário, uma vez que a energia potencial do inflaton tem um longo “platô” plano neles.

“A afirmação é falsa”, Starobinsky é categórico. “Nos meus trabalhos de 1983 e 1987, comprovou-se que o regime inflacionário em modelos desse tipo é geral, ou seja, ocorre em um conjunto de condições iniciais com medida diferente de zero.” Posteriormente, isso também foi comprovado por critérios matemáticos mais rigorosos, com simulações numéricas, etc.

Os resultados do experimento de Planck, segundo Starobinsky, questionaram o ponto de vista que Andrei Linde havia expressado repetidamente. Segundo ele, a inflação deve necessariamente começar na densidade de Planck da matéria e, já a partir desse parâmetro limitante para a descrição clássica do espaço-tempo, a matéria foi distribuída uniformemente. No entanto, nas provas discutidas acima, isso não foi assumido. Ou seja, em modelos desse tipo, antes da fase de expansão inflacionária, ocorre uma fase anisotrópica e não homogênea da evolução do Universo com curvatura do espaço-tempo maior do que durante a inflação.

“Para ficar mais claro, vamos usar a seguinte analogia”, explica o cosmólogo. - Na teoria geral da relatividade, uma das soluções comuns são os buracos negros rotativos, descritos pela métrica de Kerr. Só porque os buracos negros são soluções comuns não significa que eles estão em toda parte. Por exemplo, eles não estão no sistema solar e seus arredores (felizmente para nós). Isso significa que, se procurarmos, com certeza os encontraremos. Foi assim que aconteceu." No caso da inflação, acontece a mesma coisa - esse estágio intermediário não está em todas as soluções, mas em uma classe bastante ampla delas, de modo que pode muito bem surgir em uma única implementação, ou seja, para o nosso Universo, que existe em uma instância. A probabilidade de este ser um evento único, no entanto, é inteiramente determinada por nossas hipóteses sobre o que precedeu a inflação.

Afirmação 3. O fenômeno quântico da "inflação eterna", que ocorre em quase todos os modelos inflacionários e acarreta o surgimento de um multiverso, leva à total incerteza das previsões do cenário inflacionário: "Tudo o que pode acontecer, acontece".

“A afirmação é parcialmente falsa, parcialmente irrelevante para os efeitos observados em nosso Universo”, o acadêmico é inflexível. - Embora as palavras entre aspas sejam emprestadas pela IS&L das revisões de Vilenkin e Gut, seu significado é distorcido. Lá eles estavam em um contexto diferente e significavam não mais do que uma observação banal, mesmo para um estudante, de que as equações da física (por exemplo, mecânica) podem ser resolvidas para quaisquer condições iniciais: em algum lugar e algum dia essas condições serão realizadas.

Por que a "inflação eterna" e a formação do "multiverso" não afetam todos os processos do nosso Universo após o término do estágio inflacionário? O fato é que eles ocorrem fora do nosso cone de luz do passado (aliás, e do futuro também)”, explica Starobinsky. Portanto, é impossível dizer inequivocamente se eles ocorrem em nosso passado, presente ou futuro. “A rigor, isso é verdade até efeitos gravitacionais quânticos exponencialmente pequenos, mas em todos os cálculos consistentes existentes, tais efeitos sempre foram negligenciados”, enfatiza o acadêmico.

“Não quero dizer que não seja interessante explorar o que está fora do nosso cone de luz do passado”, continua Starobinsky, “mas isso ainda não está diretamente relacionado aos dados observacionais. No entanto, aqui também IS&L confundem o leitor: se a descrição de "inflação eterna" estiver correta, então, sob determinadas condições no início do estágio inflacionário, não há arbitrariedade nas previsões (embora nem todos os meus colegas concordem com isso). Além disso, muitas previsões, em particular o espectro de não homogeneidade da matéria e as ondas gravitacionais que surgem no final da inflação, não dependem em nada dessas condições iniciais”, acrescenta o cosmólogo.

“Não há necessidade urgente de revisar os fundamentos da física do Universo primordial”

Oleg Verkhodanov observa que até agora não há razão para abandonar o paradigma atual: “Claro, a inflação tem espaço para interpretação - uma família de modelos. Mas, mesmo entre eles, pode-se escolher o mais adequado à distribuição dos pontos no mapa da CMB. Até agora, a maioria dos resultados da missão Planck são a favor da inflação.” Aleksey Starobinsky observa que o primeiro modelo com o estágio de de Sitter precedendo o Big Bang quente, que ele propôs em 1980, está de acordo com os dados do experimento de Planck, ao qual o IS&L está recorrendo. (durante o estágio de-Sitter, que durou cerca de 10-35 segundos, o Universo se expandiu rapidamente, o preenchimento do vácuo parecia se esticar sem alterar suas propriedades - aprox. local).

No geral, Sabir Ramazanov também concorda com ele: “Várias previsões - a natureza gaussiana do espectro de distúrbios primários, a ausência de modos de curvatura constante, a inclinação do espectro - foram confirmadas nos dados WMAP e Planck. A inflação desempenha merecidamente um papel dominante como teoria do início do universo. No este momento não há necessidade urgente de revisar os fundamentos da física do universo primordial”. O cosmólogo Sergei Mironov também reconhece as qualidades positivas dessa teoria: "A própria ideia de inflação é extremamente elegante, permite resolver todos os problemas fundamentais da teoria do Hot Big Bang de uma só vez."

“Em geral, o resultado do artigo IS&L é conversa fiada do início ao fim”, resume Starobinsky. "Não tem nada a ver com os problemas reais nos quais os cosmólogos estão trabalhando atualmente." E, ao mesmo tempo, o acadêmico acrescenta: “Outra coisa é que qualquer modelo - como a teoria geral da relatividade de Einstein, como o modelo moderno de partículas elementares e o modelo de inflação - não é a última palavra da ciência. É sempre apenas aproximado e, com algum nível de precisão, certamente aparecerão pequenas correções, com as quais aprenderemos muito, pois uma nova física estará por trás delas. São precisamente essas pequenas correções que os astrônomos estão procurando agora”.

Imediatamente após seu nascimento, o universo se expandiu incrivelmente rápido.

Desde a década de 30 do século XX, os astrofísicos já sabiam que, segundo a lei de Hubble, o Universo está em expansão, o que significa que teve seu início em um determinado momento no passado. A tarefa dos astrofísicos, portanto, aparentemente parecia simples: rastrear todos os estágios da expansão do Hubble em cronologia reversa, aplicando as leis físicas apropriadas em cada estágio e, tendo percorrido esse caminho até o fim - mais precisamente, até o início - entender exatamente como tudo aconteceu.

No final da década de 1970, no entanto, vários problemas fundamentais relacionados ao início do universo permaneceram sem solução, a saber:

• O problema da antimatéria. De acordo com as leis da física, matéria e antimatéria têm o mesmo direito de existir no Universo ( cm. Antipartículas), mas o universo é quase inteiramente composto de matéria. Por que isso aconteceu?
• Problema do horizonte. De acordo com a radiação cósmica de fundo ( cm. Big Bang), podemos determinar que a temperatura do Universo é aproximadamente a mesma em todos os lugares, mas suas partes individuais (aglomerados de galáxias) não poderiam estar em contato (como dizem, estavam fora horizonte uns aos outros). Como aconteceu que o equilíbrio térmico foi estabelecido entre eles?
• O problema de endireitar o espaço. O universo parece ter exatamente a massa e a energia necessárias para desacelerar e parar a expansão do Hubble. Por que, de todas as massas possíveis, o universo tem esta?

A chave para resolver esses problemas foi a ideia de que, imediatamente após seu nascimento, o universo era muito denso e muito quente. Toda a matéria nele era uma massa incandescente de quarks e léptons ( cm. Modelo Padrão), que não tinha como se combinar em átomos. Várias forças operando no universo moderno (tais como eletromagnética e forças gravitacionais) então correspondia a um único campo de interação de força ( cm. teorias universais). Mas quando o Universo se expandiu e esfriou, o hipotético campo unificado se dividiu em várias forças ( cm. universo primitivo).

Em 1981, o físico americano Alan Guth percebeu que a separação de interações fortes de um campo unificado, que aconteceu cerca de 10 a 35 segundos após o nascimento do Universo (pense - são 34 zeros e um após a vírgula!), Foi um ponto de viragem no seu desenvolvimento. ocorrido transição de fase matéria de um estado para outro na escala do universo - um fenômeno semelhante à transformação da água em gelo. E assim como quando a água congela, suas moléculas que se movem aleatoriamente de repente “se apoderam” e formam uma estrutura cristalina rígida, então sob a influência das fortes interações liberadas, ocorreu uma reestruturação instantânea, uma espécie de “cristalização” da matéria no Universo.

Quem viu como eles estouram encanamento ou tubos do radiador do carro em geada severa, assim que a água neles se transforma em gelo, experiência própria sabe que a água se expande quando congela. Alan Guth foi capaz de mostrar que quando as interações fortes e fracas foram separadas, algo semelhante aconteceu no Universo - uma expansão semelhante a um salto. Esta extensão é chamada inflacionário, muitas vezes mais rápido que a expansão usual do Hubble. Em cerca de 10 a 32 segundos, o Universo se expandiu em 50 ordens de magnitude - era menor que um próton e ficou do tamanho de uma toranja (para comparação: quando a água congela, ela se expande apenas 10%). E essa rápida expansão inflacionária do universo remove dois dos três problemas acima, explicando-os diretamente.

Solução problemas de endireitamento de espaço O exemplo a seguir ilustra melhor isso: imagine uma grade de coordenadas desenhada em um mapa elástico fino, que é amassado aleatoriamente. Se agora pegarmos e agitarmos com força esse mapa elástico enrugado, ele retornará a uma forma plana e as linhas de coordenadas nele serão restauradas, não importa o quanto o deformamos quando o amassamos. Da mesma forma, por mais curvo que fosse o espaço do Universo no início de sua expansão inflacionária, o principal é que, ao final dessa expansão, o espaço acabou sendo totalmente endireitado. E como sabemos pela teoria da relatividade que a curvatura do espaço depende da quantidade de matéria e energia nele, fica claro por que só há matéria suficiente no Universo para equilibrar a expansão do Hubble.

Explica o modelo inflacionário e problema do horizonte, embora não tão diretamente. Da teoria da radiação do corpo negro, sabemos que a radiação emitida por um corpo depende de sua temperatura. Assim, a partir dos espectros de emissão de partes remotas do Universo, podemos determinar sua temperatura. Essas medições deram resultados impressionantes: descobriu-se que em qualquer ponto observável do Universo a temperatura (com um erro de medição de até quatro casas decimais) é a mesma. Se começarmos com o modelo da expansão usual do Hubble, então a matéria imediatamente após o Big Bang deveria ter se espalhado muito longe para que as temperaturas se equalizassem. De acordo com o modelo inflacionário, a matéria do Universo até o momento t = 10 -35 segundos permaneceu muito mais compacta do que durante a expansão de Hubble. Isso é extremamente período curto foi o bastante para estabelecer o equilíbrio térmico, que não foi perturbado na fase de expansão inflacionária e se mantém até hoje.

Físico americano, especialista em partículas elementares e cosmologia. Nascido em New Brunswick, Nova Jersey. Ele recebeu seu doutorado pela Massachusetts Instituto de Tecnologia, onde voltou em 1986, tornando-se professor de física. Guth desenvolveu sua teoria da expansão inflacionária do Universo ainda na Universidade de Stanford, enquanto trabalhava na teoria das partículas elementares. Conhecido por sua análise do universo como uma "toalha de mesa sem fim que se monta sozinha".

O modelo inflacionário do Universo é uma teoria cosmológica científica sobre a lei e o estado da expansão do Universo em um estágio inicial do Big Bang. Ao contrário do modelo padrão do Universo quente, esta teoria assume um período acelerado de expansão do Universo numa fase inicial a temperaturas superiores a 10 28 Kelvin.

O modelo inflacionário do universo foi desenvolvido há relativamente pouco tempo. Na década de 1930, os cientistas sabiam que nosso universo está em constante expansão. Um papel importante nisso foi desempenhado pela descoberta, que apontou para dado fato. Os cientistas perceberam que o processo de expansão do universo foi precedido por seu início. Por isso, decidiram, por meio de leis físicas e matemáticas, recriar teoricamente o processo de formação do Universo e entender qual foi exatamente o ímpeto de sua expansão.

Ao criar a teoria da formação do Universo, os cientistas se depararam com uma série de questões, por exemplo: por que há tão pouca antimatéria no Universo se ela deveria estar em proporções aproximadamente iguais à da matéria; como aconteceu que a temperatura de todas as regiões do Universo é aproximadamente a mesma, se suas partes individuais não podem entrar em contato umas com as outras de forma alguma; por que o Universo tem tanta massa e energia que pode desacelerar o Hubble e muito mais. Em busca de respostas para essas perguntas, os cientistas deduziram modelo padrão universo quente, que diz que no início de sua origem, o Universo era muito denso e quente, e havia um único campo de interação entre todas as partículas nele. Posteriormente, quando o Universo se expandiu e esfriou, esse campo se desfez em interações eletromagnéticas, gravitacionais, fortes e fracas, o que permitiu que as partículas que compunham o Universo primitivo se combinassem em átomos e outras estruturas complexas.

Em 1981, o cientista americano Alan Gut percebeu que a separação de interações fortes de um campo unificado, bem como a transição de fase da matéria primitiva do Universo de um estado para outro, ocorreu aproximadamente 10 a 35 segundos após o nascimento do Universo. Este período pode ser chamado condicionalmente de "cristalização inicial do Universo" ou "expansão extraordinária do Universo". De certa forma, esse processo se assemelha ao procedimento para congelar a água e transformá-la em gelo. Todos nós sabemos que a água se expande quando congela. Alan Gut sugeriu que, na verdade, Estado inicial Após a formação do Universo, ocorreu sua expansão abrupta, devido à qual o Universo se expandiu 50 vezes em uma ínfima fração de segundo. O cientista chamou sua teoria de modelo inflacionário do Universo (inflação do inglês. Inflar - inflar, bombear). Usando este modelo, é possível explicar porque o Universo tem tanta massa e energia que é possível desacelerar a expansão do Hubble, e também porque a temperatura de todas as regiões do nosso Universo é aproximadamente a mesma.

O problema da homogeneidade e isotropia em larga escala do Universo

A distância de Hubble coincide com o universo que observamos. Isso nos diz que, devido à finitude da idade do nosso Universo e à velocidade da luz, apenas as regiões do Universo que estão a uma distância igual ou menor do horizonte de observação podem agora ser observadas.