Introduktion til kosmologi: Inflation

Fortsat serie af artikler om kosmologi, vi begyndte at tale om Big Bang, vi i dag vil grave dybere og taler om strukturen i universet og de oplysninger, den giver os om deres udvikling, at færdig med at se, hvordan vi fysikere var de første øjeblikke af universet.

Vi ved, at universet begyndte med et big bang, fordi vi ser det resterende fordelt over hele himlen. Teorien beskriver kosmologiske standardmodel kaldes, og succes for at observere bevis for universets fødsel tilskynder os til at bruge denne model til at se, om, som en god videnskabelig teori har prædiktiv evne. Som astrofysik er logisk nok et observationsstudie videnskab, betyder det, at vi forventer at se universet skal være forenelige med det univers, vi ser.

Nå, vi bare starte med et stort problem: vores kosmiske baggrund, resterne af Big Bang, er for ensartet. Med denne hvad vi mener, er, at vi måler temperaturen er næsten den samme, med meget små udsving, og på tværs af himlen. Så vil jeg forklare, hvorfor det er et problem, og så løser det ændringsforslag, som bærer det beskrivende navn for inflation.

For at forstå, hvorfor konsistens er problematisk, den første ting at huske på er at se på himlen er det ligesom at bruge en tidsmaskine. Det vil sige, som lys bevæger sig en endelig hastighed, det tager et stykke tid at komme fra et sted til et andet. Jo længere væk et objekt er, jo mere lys tages fra det at nå os, og dermed længere tilbage i tiden, vi vil holde øje med. Og nu kommer nøglen: som intet kan bevæge sig hurtigere end lyset er områder af rummet, der ikke kunne være i kausal kontakt nogensinde, overvejer lysets hastighed og hastigheden af ​​universets udvidelse. For eksempel fra Jorden kan vi iagttage to regioner i universet, der er på hver sin ende af himlen i en afstand fra hver 10 milliarder lysår. Men som universet har en alder omkring 13,7 milliarder år, og adskillelsen mellem disse to regioner er 20 milliarder lysår har aldrig været i stand til at udveksle oplysninger.

Dunkel en joke Goose, det stærkt anbefales lillebror xkcd

Hvad betyder det for ensartethed? Simpelthen termodynamik det fortæller os, at to objekter er i termisk ligevægt er nødt til at udveksle energi som varme. Det vil sige, hvis hele himlen har en ensartet temperatur, ville det være logisk at tro, at er fordi engang i fortiden, da universet var mindre, blev alle regioner observeret i kausal kontakt og nået ligevægt. Desværre, vores standard kosmologisk model, ved første øjekast, ikke forudsige dette.

Og det bliver værre, fordi på den ene side denne ensartethed er faktisk en forudsætning for kosmologiske model Standard teori ikke producerer, og på den anden lover tre store problemer, der blev opdaget i løbet af halvfjerdserne: problemet med horisonter, de fladhed problem og problemet med magnetiske monopoler. Problemet med horisonter er, hvad jeg ovenfor beskrevet, hvilket forhindrer alle regioner i universet, som vi observerer kan være kommet i balance og dermed vise de samme egenskaber. Det fladhed Problemet er et meget interessant spørgsmål, der refererer til tætheden af ​​stof og energi, som bestemme den samlede krumning af universet, et spørgsmål, som jeg vil diskutere i næste post. For nu bare vide, at den observerede krumning er nul, dvs., at vores univers er fladt på en stor skala, en meget slående og overraskende kendsgerning, da den beskriver en særlig mulighed og i princippet usandsynlig. Problemet med magnetiske monopoler er en ret teknisk problem, der går ud over formålet med disse artikler, der blot henviser til en type af stof, vi ville forvente, men indtil nu er blevet erklæret ikke-eksisterende.

Løsningen: Inflation

Som bare tænker, at vi ville have til at kassere Big Bang teorien er, at vi er i lykke, fordi i 1980 Alan Guth foreslået en teori om, at løst hver eneste af disse problemer. Faktisk inflationen fungerer teoretisk så godt, at det store flertal af fysikere tager for gyldige, på trods af fraværet af eksperimentelle beviser.

Inflationen fungerer således: i de første øjeblikke efter Big Bang, universet udvidede med en accelereret hastighed, eksponentielt. Efter en kort tid stoppet og universet begyndte sin lineær ekspansion. For at du kan forstå, hvad det betyder, forestille sig et objekt, der begynder at måle en centimeter. Efter en anden målt to gange, det vil sige, to centimeter. Efter endnu en anden tilbage til det dobbelte, dvs. fire centimeter. Hvis fordobles i størrelse gang i sekundet, efter et minut er 2 ^ 60 centimeter, dvs. 1,15 * 10 ^ 18, eller en en efterfulgt af 18 nuller. Dette er ti billioner kilometer, eller lidt mere end afstanden lys rejser i et år. For at kunne sammenligne denne eksponentielle expasión med en lineær ekspansion, vi tager den samme ende, og vi øger en centimeter i sekundet. Ved afslutningen af ​​det minut, målt 60 centimeter. Det betyder, at for størrelsen af ​​det univers, vi observerer i dag, af universet har produceret inflationen var i første omgang meget, men meget mindre, som i realiteten løser problemet med horisonter.

Problemet er også løst fladhed; ligesom jorden virker flad og lokalt er vi ikke i stand til at værdsætte dens krumning indtil vi vende væk nok, hvis universet gennemgik en hurtig ekspansion, rum-tid er blevet strakt så meget, at alle effekter, vi ser flad. Hvad angår det tredje spørgsmål, inflationen drastisk ændrede vilkår i det tidlige univers, så magnetiske monopoler ikke ville forekomme.

Endelig, hvis nogen er tilbage med spørgsmålet om, hvordan inflationen opstår eller hvordan vi kan opdage, som for alle åbne problemer i fysik, er der en partikel, der foreslås for det. Partiklen kaldes inflatonen og undersøgelse af mulige funktioner er frugtbar og aktuelle felt, hvilket fører til mange forskellige scenarier og muligheder for påvisning, som arbejder aktivt.

Bemærk: En amerikansk billion er en milliard europæere. Desværre, vel vidende at det er en spansk-talende web, det videnskabelige samfund fungerer næsten udelukkende på engelsk, hvorfor alle Grafikken er i dette sprog.