Инфляционная модель

Теории инфляции описывают предполагаемую стадию расширения Вселенной, начавшуюся спустя ~10⁻⁴²с после Большого Взрыва, носящую название инфляционной стадии. Эта идея позволяет объяснить плоскую геометрию пространства. Кроме этого теория инфляции предполагает рождение наблюдаемой Вселенной из маленькой изначально причинно-связанной области, что объясняет однородность и изотропность Вселенной. Хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции.

Любое инфляционное расширение начинается с планковских размеров и времён, когда современные законы физики начинают адекватно описывать происходящие в тот период процессы. Единственная причина ускоренного расширения в рамках ОТО — это отрицательное давление. Такое давление можно описать неким скалярным полем, называемым инфлантоном. В частности, таким же образом можно описать и давление физического вакуума (космологическую константу). В конце инфляционной стадии это поле должно распадаться, в противном случае экспоненциальное расширение никогда не закончится.

Основной класс моделей инфляции основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Начальное значение может задаваться по-разному: это может быть значение начальных квантовых возмущений, а может быть строго фиксированным. Конкретный вид потенциала зависит от выбранной теории.

Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде.

К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.

К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс».