Инфляционная модель вселенной

Критика инфляционной модели[править | править код]

Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза, а также одного из ее разработчиков и бывшего сторонника Пола Стейнхардта. Аргументы противников сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр». Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Все эти сложности носят название «проблемы начальных значений». Также пока не обнаружены реликтовые гравитационные волны, предсказываемые теорией инфляции и служащие дополнительным источником горячих и холодных пятен реликтового излучения.

Нейтральное мнение

Активные разработчики инфляционной космологии гипотезу Стейнхардта и Тьюрока, конечно, не приемлют. В поисках более нейтральной оценки я обратился к одному из крупнейших американских астрофизиков, профессору Гарвардского университета Ави Лёбу (Avi Loeb). Он отметил, что в науке всегда приветствуется появление альтернатив даже самым апробированным теориям.

По его мнению, Стейнхардту и Тьюроку пока не удалось показать, что их модель математически выводится из какой-то фундаментальной физической теории. В настоящее время она покоится только на нескольких недоказанных допущениях, а это не очень прочное основание. Кроме того, эта модель пока что практически непроверяема, поскольку мало что предсказывает, кроме отсутствия волн тяготения, прогнозируемых инфляционной космологией. Даже если гравитационные детекторы нового поколения таковых не обнаружат, отсюда еще не будет следовать, что циклическую модель надо считать доказанной. В то же время Ави Лёб не скрыл, что считает эту модель весьма остроумной и будет только рад, если ее авторам удастся найти для нее прочный фундамент.

По материалам статьи Алексея Левина

Наравне с эволюцией

«Инфляционная парадигма реализована сейчас во множестве вариантов, среди которых нет признанного лидера, — говорит директор Института космологии при университете Тафтса Александр Виленкин. — Моделей много, но никто не знает, которая из них правильная. Поэтому говорить о каком-то драматическом прогрессе, достигнутом в последние годы, я бы не стал. Да и сложностей пока хватает. Например, не совсем понятно, как сравнивать вероятности событий, предсказанных той или иной моделью. В вечной вселенной любое событие должно происходить бесчисленное множество раз. Так что для вычисления вероятностей надо сравнивать бесконечности, а это очень непросто. Также существует нерешенная проблема начала инфляции. Скорее всего, без него не обойтись, но еще не понятно, как к нему подобраться. И все же у инфляционной картины мира нет серьезных конкурентов. Я бы сравнил ее с теорией Дарвина, которая поначалу тоже имела множество неувязок. Однако альтернативы у нее так и не появилось, и в конце концов она завоевала признание ученых. Мне кажется, что и концепция космологической инфляции прекрасно справится со всеми трудностями».

Статья «Всемогущая инфляция» опубликована в журнале «Популярная механика»
(№7, Июль 2012).

Примечания

1. Юрий Латов, Дмитрий Преображенский
2. «Controls blamed for U.S. energy woes», Los Angeles Times, February 13, 1977, Milton Friedman press conference in Los Angeles.
3. Семенихина В. А., Крючков С. А. Экономическая теория: макроэкономика: Учебное пособие. — Новосибирск: НГАСУ, 2003.
4. Lagassé, Paul. Monetarism // The Columbia Encyclopedia. — 6th. — New York : Columbia University Press, 2000. — ISBN 0-7876-5015-3.
5. Friedman, Milton. A Monetary History of the United States 1867-1960 (1963).
6. Гиперинфляция // Экономико-математический словарь / Лопатников Л. И., М.: Дело, 2003
7. гиперинфляция // Словарь по экономике и финансам
8. Приходько А.В. Макроэкономика. — 2010.

Хаотическая инфляция

В 1983 году Андрей Линде совершил очередной прорыв, разработав теорию хаотической инфляции, которая позволила объяснить и состав Вселенной, и однородность реликтового излучения. Во время инфляции любые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются настолько, что практически исчезают. На завершающем этапе инфляции это поле начинает быстро осциллировать вблизи минимума своей потенциальной энергии. При этом в изобилии рождаются частицы и фотоны, которые интенсивно взаимодействуют друг с другом и достигают равновесной температуры. Так что по окончании инфляции мы имеем плоскую горячую Вселенную, которая затем расширяется уже по сценарию Большого взрыва. Этот механизм объясняет, почему сегодня мы наблюдаем реликтовое излучение с мизерными колебаниями температуры, которые можно приписать квантовым флуктуациям в первой фазе существования Вселенной. Таким образом, теория хаотической инфляции разрешила проблему горизонта и без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая Вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия.

Согласно модели Линде, распределение вещества и излучения в пространстве после инфляции просто обязано быть почти идеально однородным, за исключением следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные колебания плотности, которые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим пустотам

Очень важно, что без инфляционного «растяжения» флуктуации оказались бы слишком слабыми и не смогли бы стать зародышами галактик. В общем, инфляционный механизм обладает чрезвычайно мощной и универсальной космологической креативностью — если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга

Так что заглавие этой статьи — отнюдь не преувеличение.

В масштабах порядка сотых долей величины Вселенной (сейчас это сотни мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Однако на шкале всего космоса однородность исчезает. Инфляция прекращается водной области и начинается в другой, и так до бесконечности. Это самовоспроизводящийся бесконечный процесс, порождающий ветвящееся множество миров — Мультивселенную. Одни и те же фундаментальные физические законы могут там реализоваться в различных ипостасях — к примеру, внутриядерные силы и заряд электрона в других вселенных могут оказаться отличными от наших. Эту фантастическую картину в настоящее время на полном серьезе обсуждают и физики, и космологи.

Увеличивающаяся сфера демонстрирует решение проблемы плоской Вселенной в рамках инфляционной космологии. По мере роста радиуса сферы выбранный участок ее поверхности становится все более и более плоским. Точно таким же образом экспоненциальное расширение пространства-времени на этапе инфляции привело к тому, что сейчас наша Вселенная является почти плоской.

Космическая инфляция и ее наблюдаемые последствия

Рассказ о том, что такое космическая инфляция и как она могла протекать, лучше всего услышать из уст Андрея Линде,
одного из авторов этой идеи. Но для понимания контекста открытия,
сделанного BICEP2, достаточно рассмотреть рис. 2, на котором
изображены ключевые этапы эволюции Вселенной от момента Большого взрыва и
до наших дней по представлениям современной физики.

Что представляет собой Большой взрыв, доподлинно не известно, хотя теории на этот счет, конечно, имеются. Главное, что сразу после этого Вселенная — кроме прочих частиц и полей — была заполнена особым инфлатонным полем,
«движущей силой» инфляции. Это поле в силу своих необычных свойств
заставляло пространство расширяться огромными темпами, увеличиваясь за
ничтожную долю секунды в «10 в степени 10 в степени
много» раз. Всё, чем была Вселенная заполнена до той поры, —
разнеслось прочь на недостижимые сейчас расстояния. Вселенная вдруг
стала совершенно пустой и холодной. В ней осталось только
инфлатонное поле и гравитация, которая, будучи связанной с
пространством-временем, присутствует всегда. В ходе этого бешеного
раздувания Вселенной у обоих полей, инфлатонного и гравитационного,
возникали квантовые флуктуации — и тут же вырастали до огромных
размеров. Наконец, в какой-то момент инфлатонное поле «скатилось в
минимум» и превратилось в сверхплотную и сверхгорячую смесь всевозможных
частиц и излучений. Инфляция закончилась, и началась стадия обычного
расширения и постепенного остывания Вселенной.

Однако от инфляции остались последствия — раздувшиеся до больших
размеров флуктуации двух полей (верхняя часть рис. 2). Инфлатонные
флуктуации перешли в неоднородности плотности горячего вещества, на
которых потом стала нарастать крупномасштабная структура Вселенной.
(Вдумайтесь только — галактики, звезды, да и мы с вами являемся
«потомками» квантовых флуктуаций инфлатонного поля!)
А гравитационные флуктуации превратились в первичные гравитационные волны, которые начали гулять по Вселенной.

В ходе дальнейшей эволюции Вселенная была поначалу заполнена горячей
плазмой. Свет в такой Вселенной не мог свободно распространяться, а
постоянно рассеивался на свободных электронах. Первичные гравитационные
волны вызывали дополнительные специфические деформации плазмы, и тем самым влияли на ее свечение. До поры до времени это
влияние постоянно стиралось из-за рассеяния света в плазме. Однако
когда Вселенной было примерно 380 тыс. лет, температура упала до
нескольких тысяч градусов и плазма начала превращаться в нейтральный
газ. Вселенная резко стала прозрачной для фотонов, и после последнего
рассеяния на электронах фотоны были уже предоставлены сами себе и могли
лететь миллиарды лет сквозь Вселенную (рис. 2). Вот этот отголосок
свечения ранней горячей Вселенной мы сейчас и регистрируем как реликтовое излучение
и тем самым прощупываем состояние Вселенной в момент ее резкого
«просветления». Спутниковые наблюдения за реликтовым излучением ведутся
давно, и благодаря им мы сейчас знаем «пятнистую» структуру реликтового
излучения в мельчайших деталях (рис. 3). Очередь теперь за столь же
аккуратным измерением поляризации.

Рис. 3. Карта микроволнового реликтового излучения по данным спутника WMAP. Цветом показано отличие от средней температуры. Изображение с сайта space.mit.edu

Теоретические расчеты показали, что деформация плазмы за счет
гравитационных волн должна создавать определенную картину поляризации
реликтового излучения, которую можно попробовать зарегистрировать
экспериментально. Но гравитационные волны в ту эпоху могли быть
только первичными. Это в нынешней Вселенной сильные
гравитационные волны могут излучаться разными компактными объектами,
а тогда никаких компактных массивных объектов еще не было —
ведь вещество еще не успело скучковаться во что-то компактное! Именно
поэтому стало ясно, что регистрация необычной поляризации реликтового
излучения позволит увидеть гравитационные волны во Вселенной
возрастом 380 тыс. лет, а через них — заглянуть
во Вселенную возрастом 10–32 секунды. Таким образом, открывается возможность экспериментально проверить предсказания инфляционной теории.

Влияние инфляции

Инфляция может оказывать как положительное, так и отрицательное влияние на социально-экономические процессы.

Инфляция оказывает стимулирующее влияние на товарооборот не только за счёт номинального увеличения цен, но и ожидание роста цен в будущем побуждает потребителей приобретать товары сегодня.

Инфляция служит фактором «естественного отбора» экономической эволюции. В условиях инфляционного развития экономики разоряются слабые предприятия. Таким образом, в национальной экономике остаются функционировать только самые сильные и эффективные предприятия. При этом инфляция может способствовать росту конкурентоспособности отечественных товаров.

Инфляция может рассматриваться как неофициальный налог государства, уплачиваемый держателями реальных денежных остатков, поскольку денежный капитал обесценивается во время инфляции. Снижается экономическое благосостояние тех, кто имеет денежные накопления, если обычный банковский процент ниже уровня инфляции. Государство может получать дополнительные доходы из-за инфляции при прогрессивной системе налогообложения.

В экономике с неполной занятостью умеренная инфляция, незначительно сокращая реальные доходы населения, заставляет его больше и лучше работать.

Решение проблем

Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10-35 м. Если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 1050 раз, то к ее концу достигнет тысяч световых лет. Каким бы ни было отличие параметра кривизны пространства от единицы до начала расширения, к его концу оно уменьшится в 10-100 раз, то есть пространство станет идеально плоским!

Аналогично решается проблема монополей. Если топологические дефекты, ставшие их предшественниками, возникли до или даже в процессе экспоненциального расширения, то к его концу они должны отдалиться друг от друга на исполинские расстояния. С тех пор Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей упала практически до нуля. Вычисления показывают, что даже если исследовать космический кубик с ребром в миллиард световых лет, то там с высочайшей степенью вероятности не найдется ни единого монополя.

Гипотеза экспоненциального расширения подсказывает и простое избавление от проблемы горизонта. Предположим, что размер зародышевого «пузырька», положившего начало нашей Вселенной, не превышал пути, который успел пройти свет после Большого взрыва. В этом случае в нем могло установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему объему, которое сохранилось при экспоненциальном расширении. Подобное объяснение присутствует во многих учебниках космологии, однако можно обойтись и без него.

Борьба идей

«Основные идеи инфляционного сценария были сформулированы три десятка лет назад, — объясняет «ПМ» один из авторов инфляционной космологии, профессор Стэнфордского университета Андрей Линде. — После этого главной задачей стала разработка реалистических теорий, основанных на этих идеях, но только критерии реалистичности не раз изменялись. В 1980-х доминировало мнение, что инфляцию удастся понять с помощью моделей Великого объединения. Потом надежды растаяли, и инфляцию стали интерпретировать в контексте теории супергравитации, а позднее — теории суперструн. Однако такой путь оказался очень нелегким. Во‑первых, обе эти теории используют чрезвычайно сложную математику, а во-вторых, они так устроены, что реализовать с их помощью инфляционный сценарий весьма и весьма непросто. Поэтому прогресс здесь оказался довольно медленным. В 2000 году трое японских ученых с немалым трудом получили в рамках теории супергравитации модель хаотической инфляции, которую я придумал почти на 20 лет раньше. Спустя три года мы в Стэнфорде сделали работу, которая показала принципиальную возможность конструирования инфляционных моделей с помощью теории суперструн и объясняла на ее основе четырехмерность нашего мира. Конкретно, мы выяснили, что так можно получить вакуумное состояние с положительной космологической постоянной, которое необходимо для запуска инфляции. Наш подход с успехом развили другие ученые, и это весьма способствовало прогрессу космологии. Сейчас понятно, что теория суперструн допускает существование гигантского количества вакуумных состояний, дающих начало экспоненциальному расширению Вселенной.

Теперь следует сделать еще один шаг и понять устройство нашей Вселенной. Эти работы ведутся, но встречают огромные технические трудности, и что получится в результате, пока не ясно. Мои коллеги и я последние два года занимаемся семейством гибридных моделей, которые опираются и на суперструны, и на супергравитацию. Прогресс есть, мы уже способны описать многие реально существующие вещи. Например, мы близки к пониманию того, почему сейчас столь невелика плотность энергии вакуума, которая всего втрое превышает плотность частиц и излучения. Но необходимо двигаться дальше. Мы с нетерпением ожидаем результатов наблюдений космической обсерватории Planck, которая измеряет спектральные характеристики реликтового излучения с очень высоким разрешением. Не исключено, что показания ее приборов пустят под нож целые классы инфляционных моделей и дадут стимул к развитию альтернативных теорий».

Модель космологической инфляции, решающая многие неувязки теории Большого Взрыва, утверждает, что за очень короткое время размер пузырька, из которой образовалась наша Вселенная, увеличился в 1050 раз. После этого Вселенная продолжила расширяться, но уже значительно медленнее.

Инфляционная космология может похвастаться немалым числом замечательных достижений. Она предсказала плоскую геометрию нашей Вселенной задолго до того, как этот факт подтвердили астрономы и астрофизики. Вплоть до конца 1990-х считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра не превышает 1/3. Понадобилось открыть темную энергию, чтобы удостовериться, что эта величина практически равна единице, как и следует из инфляционного сценария. Были предсказаны колебания температуры реликтового излучения и заранее вычислен их спектр. Подобных примеров немало. Попытки опровергнуть инфляционную теорию предпринимались неоднократно, но это никому не удалось. Кроме того, как считает Андрей Линде, в последние годы сложилась концепция множественности вселенных, формирование которой вполне можно назвать научной революцией: «Несмотря на свою незавершенность, она становится частью культуры нового поколения физиков и космологов».

Описание теории

Сценарий хаотической инфляции впервые описан в работе А. Линде 1983 года. До этого в инфляционной теории использовались сценарии c различной сложностью, однако сценарий хаотической инфляции оказался очень простым по сравнению с предыдущими. Для него не требовалось ни термодинамическое равновесие, ни сверхохлаждение, ни расширение в состоянии ложного вакуума.

Для объяснения хаотической теории инфляции рассматривают скалярное поле с квадратичной плотностью потенциальной энергии:

V(ϕ)=m22ϕ2{\displaystyle V(\phi )={m^{2} \over 2}\phi ^{2}}

Функция энергии имеет минимум при ϕ={\displaystyle \phi =0}, вблизи которого можно ожидать осцилляции скалярного поля. Однако это верно только для нерасширяющейся Вселенной. Для быстро расширяющейся Вселенной скалярное поле медленно уменьшается («скатывается вниз»), при этом чем быстрее расширяется Вселенная, тем медленнее уменьшение потенциальной энергии поля.

Для описания эволюции данного поля используются два уравнения — уравнение поля и уравнение Эйнштейна:

ϕ¨+3Hϕ˙=−m2ϕ{\displaystyle {\ddot {\phi }}+3H{\dot {\phi }}=-m^{2}\phi }

H2+ka2=8π3Mp2(12ϕ˙+V(ϕ)){\displaystyle H^{2}+{\frac {k}{a^{2}}}={\frac {8\pi }{3M_{p}^{2}}}\left({{\frac {1}{2}}{\dot {\phi }}+V\left(\phi \right)}\right)}

где H=a˙a{\displaystyle H={\dot {a}}/a} — постоянная Хаббла для Вселенной с масштабным фактором a(t){\displaystyle a(t)} (размер Вселенной), k=−1,,1{\displaystyle k=-1,0,1} соответственно для открытой, плоской и закрытой моделей, Mp{\displaystyle M_{p}} — планковская масса, Mp−2=G{\displaystyle M_{p}^{-2}=G}, где G{\displaystyle G} — гравитационная постоянная. Первое уравнение напоминает уравнение движения гармонического осцилятора, где вместо x(t) используется ϕ(t){\displaystyle \phi (t)}, а 3Hϕ˙{\displaystyle 3H{\dot {\phi }}} описывает вязкость окружающей среды для осциллятора.

В качестве начальных условий предполагается большое значение скалярного поля ϕ{\displaystyle \phi }, в результате чего на начальной стадии (до 10−35{\displaystyle 10^{-35}} секунд) размер Вселенной a(t){\displaystyle a(t)} растёт экспоненциально. Как только, из-за роста размера Вселенной, скалярное поле ϕ{\displaystyle \phi } становится достаточно малым, инфляция заканчивается и поле начинает осциллировать возле минимума V(ϕ){\displaystyle V(\phi )}. Далее теория предполагает, что как и для любого быстро осцилирующего классического поля, оно начнёт терять энергию за счёт рождения пар частиц. Эти частицы, в результате взаимодействия между собой, придут в термодинамическое равновесие, и начиная с этого момента часть описывается стандартной теорией горячей вселенной.

Главным отличием новой теории является быстрая скорость роста размеров инфляционной Вселенной — за 10−35{\displaystyle 10^{-35}} секунды от планковской длины до огромных размеров 101012{\displaystyle 10^{10^{12}}} см. Хотя размеры зависят от используемой модели, однако во всех реалистичных из них размер Вселенной оказывается намного больше размеров наблюдаемой Вселенной.

Если рассмотреть Вселенную с большим количеством областей со скалярным полем ϕ{\displaystyle \phi }, распределённым случайным образом, то в некоторых областях поле будет слишком малым для начала инфляции, в других же — достаточно большим. Именно из последних областей из первоначального хаоса будут формироваться области вселенных, при этом размеры областей будут значительно превышать размер наблюдаемой Вселенной. Именно поэтому автор назвал данную теорию теорией хаотической инфляции.

Важным для рассмотрения является вариант, когда скалярное поле имеет более сложный вид, из-за чего возможно существование нескольких минимумов. Тогда если из этих различных минимумов образуются области стабильности из первоначального хаоса, массы элементарных частиц и законы взаимодействий в них также будут различны.

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной[править | править код]

Предполагается, что в период времени с 10-42 сек до 10-36 сек Вселенная находилась в инфляционной стадии своего развития. Её основной особенностью является максимально сильное отрицательное давление вещества, приводящее к экспоненциальному увеличению кинетической энергии Вселенной и её объема на много порядков.

Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения R(t)∼t12{\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}} на экспоненциальный закон:

R(t)∼eH(t)t,{\displaystyle R(t)\sim e^{H(t)t},}

где H(t)=(1R)dRdt{\displaystyle H(t)=(1/R)dR/dt} — постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.

Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 1042 сек−1 > H > 1036 сек−1, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей («инфлатонного поля»), соответствующих уравнению состояния p=−ε{\displaystyle p=-\varepsilon }, то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора R(t){\displaystyle R(t)}, плотность энергии ε{\displaystyle \varepsilon } остаётся постоянной.

Закон сохранения энергии не нарушается за счёт того, что отрицательная гравитационная энергия в фазе инфляционного расширения всегда остаётся в точности равной положительной энергии вещества Вселенной, так, что полная энергия Вселенной остаётся равной нулю.

В ходе дальнейшего расширения энергия ε{\displaystyle \varepsilon } поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц: большинство инфляционных моделей связывают такое преобразование с нарушениями симметрии, приводящими к образованию барионов. Вещество и излучение приобретают высокую температуру, и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения R(t)∼t12{\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}}.

История

Номинальные цены обычно тесно связаны с количеством денежного металла в монетах. В результате девальвации или «порче монет» (уменьшении содержания драгоценного металла в монетах) цены могли существенно повышаться. Но в пересчёте на фиксированное количество денежного металла цены оставались стабильными. По сути, изменялся масштаб цен, а не структура стоимости.

В истории мировой экономики отмечались два случая резкого роста цен, связанных с падением стоимости металлов, из которых изготовлялись деньги, без изменения их количества в монетах.

1. После открытия Америки в европейские страны стало поступать много золота и особенно серебра из Мексики и Перу. За 50 лет с начала XVI века производство серебра возросло более чем в 60 раз. Это вызвало повышение к концу века товарных цен в 2,5-4 раза.
2. В конце 1840-х годов началась разработка калифорнийских золотых рудников. Вскоре после этого началась массовая золотодобыча в Австралии. Мировая добыча золота при этом возросла более чем в 6 раз, цены увеличились на 25-50 %. Инфляция этого вида наблюдалась по всему миру.

С повышением цен в результате поступления в оборот больших масс золота и серебра непосредственно связано возникновение количественной теории денег, согласно которой увеличение количества денег в обращении выступает причиной роста цен. С точки зрения стоимостной теории, рост денежной массы отражает снижение стоимости денежного материала, что при постоянной стоимости товаров выражается в требовании большего количества золота или серебра для эквивалентного обмена.

Для современных экономик, в которых роль денег исполняют обязательства, не имеющие собственной стоимости (фиатные деньги), незначительная инфляция считается нормой и находится обычно на уровне нескольких процентов в год. Уровень инфляции обычно несколько увеличивается в конце года, когда растёт как уровень потребления товаров домохозяйствами, так и уровень расходов корпораций.

Особенности инфляции в СССР

В СССР в предвоенное десятилетие и в последние годы жизни Сталина политика правительства приводила к длительному периоду снижения розничных цен (дефляции) при постепенном повышении заработной платы. Инфляция в таких условиях может носить скрытый характер и называется подавленной. Естественным следствием подавленной инфляции был товарный дефицит из-за отсутствия равновесия между денежной и товарной массой. Лауреат Нобелевской премии Милтон Фридман сказал:

Похожее

• Одна Вселенная или множество?
  Александр Виленкин

  Как выглядит Вселенная на очень больших расстояниях, в областях, недоступных наблюдению? И есть ли предел тому, как далеко мы можем заглянуть? Наш космический горизонт определяется расстоянием до самых далеких объектов, свет которых успел прийти к нам за 14 миллиардов лет с момента Большого взрыва. Из-за ускоренного расширения Вселенной эти объекты сейчас удалены уже на 40 миллиардов световых лет. От более далеких объектов свет к нам еще не дошел. Так что же находится там, за горизонтом?

• Параллельные вселенные
  Макс Тегмарк
  Статья этой статье Макса Тегмарка выдвигается гипотеза о строении предполагаемой сверхвселенной, теоретически включающей в себя четыре уровня. Однако уже в ближайшее десятилетие у ученых может появиться реальная возможность получить новые данные о свойствах космического простраства и, соответственно, подтвердить или опровергнуть данную гипотезу.

• Наша Вселенная — лишь один из этапов в череде вселенных
  Наша Вселенная — лишь один из этапов в череде вселенных, регулярно порождаемых Большими взрывами. Этот результат работы ученых, о котором стало известно на днях, хотя и нуждается в серьезной проверке, демонстрирует, что в науке не закончилась эпоха фундаментальных открытий.

• Параллельные миры
  Мичио Каку

  Эта книга, конечно же, не развлекательное чтение. Это то, что называется «интеллектуальный бестселлер». Чем, собственно, занимается современная физика? Какова нынешняя модель Вселенной? Как понимать «многомерность» пространства и времени? Что такое параллельные миры? Насколько эти понятия как объект исследования науки отличаются от религиозно-эзотерических идей?

• Эксперимент BICEP2 подтверждает важнейшее предсказание теории космической инфляции

  Специализированный телескоп BICEP2, работающий на Южном полюсе и измеряющий поляризацию космического микроволнового излучения, обнаружил реликтовые B-моды поляризации. Их наличие указывает на то, что по ранней Вселенной гуляли сильные гравитационные волны. Они, в свою очередь, могли возникнуть только на стадии инфляции — сверхбыстрого раздувания Вселенной, когда ей было примерно 10^–32 секунды от роду.

• Мир многих миров. Физики в поисках иных вселенных
  Александр Виленкин

  Физик, профессор Университета Тафтса (США) Алекс Виленкин знакомит читателя с последними научными достижениями в сфере космологии и излагает собственную теорию, доказывающую возможность — и, более того, вероятность — существования бесчисленных параллельных вселенных. Выводы из его гипотезы ошеломляют: за границами нашего мира раскинулось множество других миров, похожих на наш или принципиально иных, населенных невообразимыми созданиями или существами, неотличимыми от людей.

• Вселенная без начала и конца
  Согласно теории Большого взрыва, у нашей Вселенной есть вполне конкретный возраст, который сейчас оценивают в 13,7 млрд лет. Довольно мало для такого значительного объекта, как Вселенная, не правда ли?

• Что было до Большого взрыва?
  Мозговой штурм
  Сегодня мы решили говорить о самой начальной точке, с которой ученые-космологи начинают историю нашей Вселенной. Многие думают, что такой начальной точкой может считаться Большой взрыв — начало расширения вселенной, которое продолжается до настоящего времени. Однако, простая логика подсказывает, что Большой взрыв тоже должен из-за чего-то произойти. А это значит, что какие-то процессы в нашей Вселенной шли и до него. Получается, что историю Вселенной можно начинать вести с какой-то еще более ранней точки. Мы пригласили в студию ученых, которые размышляют над началом всех начал.

• Парадоксы Большого взрыва

  Даже астрономы не всегда правильно понимают расширение Вселенной. Раздувающийся воздушный шар – старая, но хорошая аналогия расширения Вселенной. Галактики, расположенные на поверхности шара, неподвижны, но поскольку Вселенная расширяется, расстояние между ними возрастает, а размеры самих галактик не увеличиваются.

• О начале Вселенной для начинающих
  Как зародилась вселенная и как она расширяется? Том Уитни, физик ЦЕРН, покажет, как космологи и физики, занимающиеся элементарными частицами, ищут ответы на эти вопросы, пытаясь воспроизвести температуру, энергию и события первых секунд после Большого взрыва.

Далее >>>

Недостатки модели горячей Вселенной[править | править код]

Основная статья: Проблема начальных значений

Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи (tPlanck≈10−43{\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}} сек, ρPlanck≈1093{\displaystyle \rho _{\mathrm {Planck} }\approx 10^{93}} г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему:

p=ε3,{\displaystyle p=\varepsilon /3,}

где p{\displaystyle p} — давление, ε{\displaystyle \varepsilon } — плотность энергии. Масштабный фактор R(t){\displaystyle R(t)} изменялся на указанном интервале времени по закону R(t)∼t12{\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}}, а затем, до настоящего времени, по закону R(t)∼t23{\displaystyle R(t)\sim t^{2/3}}, соответствующему уравнению состояния:

p≪ε=ρc2,{\displaystyle p\ll \varepsilon =\rho c^{2},}

где ρ{\displaystyle \rho } — средняя плотность Вселенной.

Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.

Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселеннойправить | править код

Размер наблюдаемой области Вселенной l{\displaystyle l_{0}} по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием rH=cH≈1028{\displaystyle r_{H}=c/H_{0}\approx 10^{28}} см (где H — постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии l≤l{\displaystyle l\leq l_{0}}. Однако в планковскую эпоху Большого взрыва расстояние между этими частицами составляло:

l′=lR(tPlanck)R(t)≈10−3{\displaystyle l’=l_{0}R(t_{\mathrm {Planck} })/R(t_{0})\approx 10^{-3}} см,

а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием:

lPlanck=ctPlanck≈10−33{\displaystyle l_{\mathrm {Planck} }=ct_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-33}} см,

(планковское время (tPlanck≈10−43{\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}} сек), то есть, в объёме l′{\displaystyle l’}содержалось ~1090 таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала. Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения, приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы, между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной, не успела установиться причинная связь за всё время их существования от tPlanck.{\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }.} Таким образом, можно было бы ожидать существенной анизотропности реликтового излучения, однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени изотропно (отклонения не превышают ~10−4).

Проблема плоской Вселеннойправить | править код

Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной ρ{\displaystyle \rho } близка к т. н. критической плотности ρcrit{\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }}, при которой кривизна пространства Вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности ρ{\displaystyle \rho } от критической плотности ρcrit{\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }} со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели горячей Вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху ρPlanck{\displaystyle \rho _{\mathrm {Planck} }} от ρcrit{\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }} не более, чем на 10−60.

Проблема крупномасштабной структуры Вселеннойправить | править код

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