inflația cosmică - este

Dezavantaje Modelul fierbinte al universului

Modelul standard univers cald implică un grad foarte ridicat de uniformitate și izotropie a universului. În intervalul de timp de la Planck epoca (sec g / cc) la epocă recombinare comportamentul determinat de ecuația de stare. aproape de următoarele:

, unde p - presiunea - densitatea de energie.

Factorul de scală R (t) a variat în intervalul de timp specificat de lege, și apoi, până în prezent, în conformitate cu legea corespunzătoare ecuației de stare:

, în cazul în care ρ - densitatea medie a universului.

Un dezavantaj al unui astfel de model sunt extrem de ridicate uniformitate și cerințe inițiale izotropie statale, abaterea de la ceea ce conduce la mai multe probleme.

Problema de uniformitate pe scară largă și izotropia universului

observate dimensiune regiune univers l0 în ordine de mărime la distanța Hubble cm (unde H - constanta Hubble), adică o regiune (și sunt în obiecte și particulele lor) pot fi observate în finitudinea vitezei luminii și vârsta la nivelul membrelor universului, care sunt în prezent unul cealaltă la o distanță.

Cu toate acestea, în epoca Big Bang-Planck distanta dintre aceste particule a fost:

și mărimea câmpului legate de cauză (orizont) determină distanța:

cm (timpul Planck (s)

adică volumul conținut în

10 90 Planck astfel de zone cauzal relație (interacțiune) între care este absent. Identitatea condițiilor inițiale într-un număr de regiuni este extrem de deconectate cauzal puțin probabilă. În plus, și în epoca ulterioară a Big Bang-ului problema identității în condițiile inițiale zonele care nu au legătură cauzală nu pot fi îndepărtate: în epoca recombinare, fotonii de CMB observate astăzi. venind la noi din apropierea zonelor (altele decât cele secunde unghiulare), a trebuit să interacționeze cu zone ale plasmei primare. între care, în conformitate cu modelul standard de univers fierbinte. nu a avut timp să se stabilească o legătură de cauzalitate pentru tot timpul existenței lor pe această cale, ar fi de așteptat o anizotropie semnificativă a radiației cosmice de fond. Cu toate acestea, observațiile arată că este foarte izotropă (abateri nu depășesc

Universul plat problemă

Potrivit observația, densitatea medie a universului este aproape de așa-numitul densitatea critică la care curbura spațiului universului este zero. Cu toate acestea, în conformitate cu datele calculate, abaterea de densitate cu timp de densitatea critică să fie crescută, și pentru a explica curbura spațială observată a universului în model standard univers fierbinte trebuie să postulăm deviere de densitate Planck epocă de nu mai mult de 10 -60.

Problema structurii pe scară largă a universului

distribuție pe scară largă a materiei din univers este o ierarhie a „galaxii superciorchinilor - clustere galactice - Galaxy“. Cu toate acestea, pentru a forma o astfel de structură a fluctuațiilor primare de densitate scăzută necesită o anumită amplitudine și forma spectrului tulburărilor primare. Acești parametri în modelul standard al universului fierbinte, de asemenea, trebuie să postulăm.

expansiune inflaționistă în primele etape ale evoluției Universului

Modelul inflaționist presupune înlocuirea o extensie de putere a legii privind legea exponențială:

, în care - etapa Hubble constant de inflație, în general dependentă de timp.

Hubble etapă inflație constantă este de 10 42 sec -1> H> 10 36 s -1. care este enorm mai mare decât valoarea sa actuală. O astfel de lege de expansiune pot fi furnizate stări fizice ale câmpurilor corespunzătoare ecuației de stare, adică o presiune negativă; Această etapă se numește inflație (inflatio latină -. Umflare), pentru că în ciuda creșterii factorului de scală R (t), densitatea de energie rămâne constantă.

In timpul suplimentar energia câmpului de extensie, care determină etapa de expansiune a inflației este transformată în energie a particulelor convenționale, majoritatea modelelor inflationiste asociate cu tulburări astfel de simetrie de conversie. ceea ce duce la formarea de barioni. Substanța și radiații câștig de căldură, și universul continuă la modul de extensie dominat de radiații.

Depanarea modelului fierbinte al universului, ca parte a modelului inflaționist

Datorită ratei extrem de mare de expansiune a etapei inflaționist rezolvă problemele de omogenitate la scară largă și izotropie a universului: întregul volum al universului observat este rezultatul expansiunii unui singur domeniu legat de cauză era pre-inflaționistă.
Pe scena inflației raza de curbură spațială este mărită, astfel încât valoarea densității de curent este automat foarte aproape de problema critică, care este permis universul plat.
În timpul expansiunii inflației trebuie să se producă cu fluctuații ale densității și forma unui astfel de spectru amplitudine (așa-numitele perturbațiile spectru plat), care poate duce la dezvoltarea ulterioară a fluctuațiilor observate în structura universului de scară largă menținând în același timp omogenitatea și izotropia, adică a permis o problemă de structură la scară mare a universului.

Inflația pe etapele ulterioare ale evoluției universului

literatură

Vezi ce „inflația cosmică“, în alte dicționare:

Inflația - (Inflația) Inflația este deprecierea monedei, o scădere a puterii de cumpărare Informații generale despre inflație, tipuri de inflație, ceea ce este esența economică, cauzele și consecințele indicatorilor inflației și indicele de inflație ca un investitor ... ... Enciclopedia

Formarea galaxiilor - cosmologie vârsta universului Big Bang Sodvizhuscheesya distanță CMB ecuația cosmologic de stat a masei de energie întunecată ascunse Universul principiu cosmologic modele cosmologice Friedman Formarea Gala ... Wikipedia

Originea galaxiilor - cosmologie vârsta universului Big Bang Sodvizhuscheesya distanță CMB ecuația cosmologic de stat a masei de energie întunecată ascunse Universul principiu cosmologic modele cosmologice Friedman Formarea Gala ... Wikipedia

Întuneric energie - în această secțiune nu au legături suficient pentru sursele de informare. Informațiile trebuie să fie verificabile, în caz contrar acesta poate fi pusă la îndoială și eliminate. Aveți posibilitatea să ... Wikipedia

Quintessence (cosmologia) - cosmologie vârsta universului Big Bang Sodvizhuscheesya distanță CMB ecuația cosmologică a stării de masă de energie întunecată Hidden Universe principiu cosmologic modele cosmologice Friedman de formare a ... Wikipedia

Teoriile științifice în 30 de secunde. Paul Parsons. Teoria haosului, sau teoria unificării tuturor, teoria relativității, pisica lui Schrödinger și legile mișcării? Sigur, știi ce este. Adică tu, desigur, despre etomslyshali. Dar știați că ... Citește mai mult Cumpărați 149 ruble audiobook