Kosmiline inflatsioon

See artikkel ootab keeletoimetamist. (Jaanuar 2018) Kui oskad, siis palun aita artiklit keeleliselt parandada. (Kuidas ja millal see märkus eemaldada?)

See artikkel vajab toimetamist. (Jaanuar 2018) Palun aita artiklit toimetada. (Kuidas ja millal see märkus eemaldada?)

Kosmiline inflatsioon on füüsika teooria, mis kirjeldab ruumi paisumist varajases universumis, pakkudes välja oletuse, et ajavahemikus ${\displaystyle 10^{-33}}$ ja ${\displaystyle 10^{-32}}$ sekundit pärast Suurt Pauku oli ruumi paisumine palju suurem kui sellele järgnenud perioodil. ^[1]

Skalaarvälja, mida peetakse lisapaisumise tekitajaks, nimetatakse inflatoniks. Inflatoni omaduste ja kosmilise inflatsiooni kohta on tehtud palju mudeleid, mis on kooskõlas vaatlustega, aga üks üldtunnustatud mudel puudub.^[2]

Paljud füüsikud usuvad, et kosmiline inflatsioon seletab, miks kosmiline mikrolaine-taustkiirgus on ühtlaselt jaotunud, miks universum on isotroopne, sile ega oma magnetilisi monopole.

Juba 1910. aastate lõpul võttis Albert Einstein kasutusele kosmoloogilise konstandi, mille abil ta saavutas üldrelatiivsusteooria staatilise lahendi.^[3] Hiljem avastati, et Einsteini universum on ebastabiilne ning ka väikesed fluktatsioonid sunniksid universumi kokku varisema de Sitteri universumiks 1970. aastate alguses avastas Jakov Zeldovitš horisondi ja tasasuse probleemid, mis oli üheks põhjuseks, miks Nõukogude Liidus Vladimir Belinski ja Issaak Halatnikov hakkasid uurima singulaarsust Albert Einsteini üldrelatiivsusteoorias, mis tõi kaasa Belinski-Halatnikovi-Lifšitsi singulaarsuse mudeli. 1978. aastal tõi Jakov Zeldovitš välja magnetilise monopoli probleemi, mida võib pidada horisondi probleemi edasiarenduseks. 1979. aastal avaldas Nõukogude Liidu teadlane Aleksei Starobinski oma töö, kus juhtis tähelepanu, et kvantparandused üldrelatiivsuses peaksid olema kasutusel ka universumi arengu varajastes etappides^[4]. Starobinski inflatsiooni mudel pakkus lahendust kosmoloogilistele probleemidele. 1980. aastal avaldas Alan Guth oma avastuse, et valevaakumi kõdumine lahendaks kõik J. Zeldovitši välja toodud probleemid, kaasaarvatud monopoli probleemi, mida Starobinski mudel teha ei suutnud. Alan Guthi idee keskmeks sai skalaarse suuruse inflatsioon, mis ennustas, nagu ka Starobinski inflatsioon, de Sitteri faasi, mida Guth hakkas kutsuma inflatsiooniks. 1981. aastal avaldasid Martin Einhorn ja Katsuhiko Sato artikli, milles kirjeldasid Guthi mudeliga sarnast mudelit ning näitasid, et see lahendaks magnetilise monopoli probleemi. Nagu ka Guth jõudsid nad järeldusele, et inflatsiooni mudel omab ka puudujääke nagu liigne konstantide häälestamine vaatlustulemuste järgi ja suurt tiheduste variatsiooni universumis, mis ei ole aga kooskõlas vaatlustega. Guth ise pakkus välja lahenduse, et pärast varajase universumi jahtumist sattus see valevaakumisse, kust sai väljuda ainult tunneliefekti abil, mis tekitaks tõelise vaakumimulli, mis saigi inflatsiooni tekitajaks. Guth ise tõi ka välja antud mudeli suure puudujäägi – kui inflatsioon kestaks piisavalt kaua, et paisumine vastaks vaatlustele, siis oleks kiirguse osakaal universumis palju väiksem tegelikust^[5].

Guthi mudeli probleemid lahendasid Andrei Linde^[6] ning paralleelselt ka Andreas Albrecht ja Paul Steinhardt^[7] avaldades uut mudelit, mis sai nime uus inflatsioon või siis aeglase veeremise inflatsioon. Uues mudelis konstantide täpse häälestamise asemel võeti kasutusele skalaarne väli, mis „veereb“ mööda väikese langusega potentsiaalse energia. Aeglase veeremise ajal toimub inflatsioon, mis annab oma panuse universumi paisumisse, kusjuures potentsiaalse energia järsule langusele vastab välja kõdumine, mis põhjustab universumi soojenemist. Tänu kvantfluktuatsioonidele ei ole uue inflatsiooni ennustatav universum sümmeetriline, mis võimaldab areneda kõigil keerulistel struktuuridel universumis.

Inflatsiooni mudel lahendab palju Suure Paugu teooria probleeme, mis olid avaldatud kosmoloogias 1970. aastatel.

Varajases universumis oli paisumine valguse kiirusest kiirem, mille tõttu universumi erinevad piirkonnad ei omanud võimalust interakteeruda omavahel. Seepärast on keeruline seletada, miks kosmilise taustkiirgusest saadud andmete põhjal oli varajane universum soojuslikus tasakaalus väga väikse temperatuurilise erinevusega. Inflatsiooniteooria aga lahendab selle probleemi tutvustades inflatsiooniperioodi, millal paisumine oli palju suurem, mis tähendab, et piirkonnad olid piisavalt lähedal, et interakteeruda ja saavutada soojuslik tasakaaluolek^[8].

Lameduse probleem (samuti nimetatakse seda ka tasasuse probleemiks) seisneb selles, et universumil on väga väike kõverus lähtudes üldrelatiivsusteooriast. Tasane universum nõuab väga täpset kiirguse ja aine häälestamist, sest mõlema liiga suur tihedus viiks universumi geomeetria tasasusest eemale. Inflatsioonimudel pakub probleemile lahenduse, tuues sisse muidu tugevalt kiirguse domineerival perioodil sisse inflatsiooni, mis aga viib universumi tasasuse poole tänu negatiivsele rõhule^[8].

Universumi paisudes temperatuur alaneb, osakesed liituvad ning mateeria energiatihedus hakkab domineerima kiirgusliku energiatiheduse üle. Teoreetiliselt oleks selles faasis pidanud tekkima ka stabiilsed massiivsed magnetilised monopolid. Need monopolid peaksid olema säilinud tänapäevani, kuid siiani pole neid eksperimentaalselt veel avastatud^[9].

Inflatsiooniteooria väidab, et pärast Suurt Pauku oli periood, mil iflaton oli domineeriv. Iflaton kiirendas universumi paisumist ja muutis universumi tasasemaks. Teadllased on eriarvamusel inflatoni omaduste asjus ja ka selles, mis osakeste väljaga võib olla tegu. On välja pakutud rohkesti mudeleid, mis vastavad vaatlustele, kui valida õigesti parameetreid. Iflaton peab olema negatiivse rõhuga, et inflatsiooniperiood suurendaks paisumist ja vähendaks universumi kõverust.

Inflatsiooni perioodi lõpuks toimub inflatoni potentsiaalse energia kõdumine, paisates standardmudeli osakesi ja kiirgust keskkonda, millega algab kiirguse dominantne universum.