Инфляционная модель Вселeн­ной

ИНФЛЯЦИОННАЯ МОДЕЛЬ ВСЕЛЕННОЙ, космологическая модель, предполагающая, что на самом раннем этапе эволюции Вселенной, когда её возраст составлял от 10^-43 с до 10^-37 с, Вселенная претерпела колоссальное расширение, которое привело к экспоненциальному росту всех пространственных масштабов. Термин «инфляция» в космологии обозначает быстрый рост масштабов, при котором скорость роста пропорциональна значению самого масштаба. Этот термин очень точно описывает характер расширения ранней Вселенной.

Расширение Вселенной было твёрдо установлено уже в середине 20 века, однако причины, приведшие к нему, оставались неизвестными. Стандартная космологическая модель Фридмана не могла ответить на вопрос о физических причинах расширения Вселенной. Найти ответ удалось лишь в конце 20 века, применив к описанию ранней Вселенной новейшие результаты физики элементарных частиц.

Ещё до возникновения термина «инфляционная модель Вселенной» основные свойства этой модели были исследованы российскими физиками В. А. Рубановым и А. А. Старобинским (конец 1970-х годов). Первая инфляционная модель Вселенной была создана российским физиком А. Д. Линде. Большой вклад в исследование наблюдательных проявлений ранней Вселенной внесли российские физики и космологи А. Г. Дорошкевич, Я. Б. Зельдович, В. Н. Лукаш, М. В. Сажин, Д. П. Скулачёв, И. А. Струков и др.

Согласно инфляционной модели Вселенной, вскоре после рождения Вселенной (так называемого Большого взрыва) наступила инфляционная стадия. Она характеризуется релятивистским отрицательным давлением, при котором меняются физические законы обычной теории гравитации: вещество становится не источником притяжения, а источником отталкивания. На этой стадии объём Вселенной увеличивается во много раз, в результате чего вся современная Вселенная оказывается в одной причинно связанной области, и уравниваются кинетическая энергия расширения Вселенной и её потенциальная энергия. Из-за действия сил отталкивания Вселенная «разгоняется» и приобретает большую кинетическую энергию, которая в дальнейшем проявляется в виде хаббловского расширения по инерции.

Имеющимся наблюдательным данным точнее всего соответствует теория хаотической, или вечной, инфляции, предложенная А. Д. Линде. Согласно этой теории, Вселенная заполнена особым видом материи (так называемым скалярным полем), обладающим предельно большой плотностью и релятивистским отрицательным давлением. В модели хаотической инфляции объём Вселенной постоянно растёт и выделяются причинно связанные домены, в которых инфляция заканчивается, поскольку состояние вещества с отрицательным давлением неустойчиво. При этом вся потенциальная энергия, запасённая в скалярном поле, выделяется в виде элементарных частиц и их тепловой энергии - образуется горячая плазма. Так с окончанием эпохи инфляции рождается обычная материя.

В тех доменах, где инфляция закончилась, начинается эволюция Вселенной по законам, открытым А. А. Фридманом. Таким образом, согласно инфляционной модели, Вселенная разбивается на много причинно несвязанных областей, и каждую такую область можно рассматривать как отдельную «мини-вселенную». Совокупность всех «мини-вселенных» составляет «мультиленную».

На стадии инфляции из квантовых флуктуаций скалярного поля рождаются возмущения плотности. Квантовые флуктуации, которые обычно проявляются только в микроскопических масштабах, в экспоненциально расширяющейся Вселенной быстро увеличивают свою длину и амплитуду и становятся космологически значимыми. Поэтому можно сказать, что скопления галактик и сами галактики являются макроскопическими проявлениями квантовых флуктуаций. Инфляционная модель Вселенной предсказывает вид спектра этих флуктуаций, подтверждённый наблюдениями крупномасштабной структуры Вселенной и анизотропии реликтового излучения.

Лит.: Долгов А. Д., Зельдович Я. Б., Сажин М. В. Космология ранней Вселенной. М., 1988; Сажин М. В. Современная космология в популярном изложении. М., 2002; Горбунов Д. С., Рубаков В. А. Введение в теорию ранней Вселенной. М., 2007.