In der physischen Kosmologie, kosmischen Inflation, kosmologischen Inflation oder gerade ist Inflation die theoretisierte äußerst schnelle Exponentialvergrößerung des frühen Weltalls durch einen Faktor von mindestens 10 im Volumen, das durch eine Vakuumenergiedichte des negativen Drucks gesteuert ist. Das Inflationszeitalter umfasst den ersten Teil des electroweak Zeitalters im Anschluss an das großartige Vereinigungszeitalter. Es hat von 10 Sekunden nach dem Urknall zu einmal zwischen 10 und 10 Sekunden gedauert. Im Anschluss an die Inflationsperiode hat das Weltall fortgesetzt sich auszubreiten, aber an einer langsameren Rate.

Der Begriff "Inflation" wird auch gebraucht, um sich auf die Hypothese zu beziehen, dass Inflation, auf die Theorie der Inflation, oder zum Inflationszeitalter vorgekommen ist. Die Inflationshypothese wurde 1980 vom amerikanischen Physiker Alan Guth ursprünglich vorgeschlagen, der sie "Inflation" genannt hat. Es wurde auch von Katsuhiko Sato 1981 vorgeschlagen.

Als eine direkte Folge dieser Vergrößerung ist das ganze erkennbare Weltall in einem kleinen kausal verbundenen Gebiet entstanden. Inflation antwortet auf das klassische Rätsel der Urknall-Kosmologie: Warum scheint das Weltall flach, homogen, und isotropisch in Übereinstimmung mit dem kosmologischen Grundsatz, wenn man, auf der Grundlage von der Physik des Urknalls, eines hoch gekrümmten, heterogenen Weltalls erwarten würde? Inflation erklärt auch den Ursprung der groß angelegten Struktur des Weltalls. Quant-Schwankungen im mikroskopischen Inflationsgebiet, das zur kosmischen Größe vergrößert ist, werden die Samen für das Wachstum der Struktur im Weltall (sieh Milchstraße-Bildung und Evolution und Struktur-Bildung).

Während der ausführliche für die Inflation verantwortliche Partikel-Physik-Mechanismus nicht bekannt ist, macht das grundlegende Bild mehrere Vorhersagen, die durch die Beobachtung bestätigt worden sind. Inflation wird so jetzt als ein Teil der heißen Standardurknall-Kosmologie betrachtet. Die hypothetische Partikel oder das Feld, das vorgehabt ist, für die Inflation verantwortlich zu sein, werden den inflaton genannt.

Übersicht

Während spezielle Relativität Gegenstände im Weltall davon beschränkt, sich schneller zu bewegen, als die Geschwindigkeit des Lichtes in Bezug auf einander, gibt es keine solche Einschränkung in der allgemeinen Relativität. Ein dehnbares Weltall hat allgemein einen kosmologischen Horizont, und wie ein schwarzer Loch-Ereignis-Horizont, das kennzeichnet die Grenze zum Teil des Weltalls, das ein Beobachter sehen kann. Der Horizont ist die Grenze, außer der Gegenstände zu schnell abrücken, um von der Erde sichtbar zu sein.

Es gibt zwei Weisen, eine Raum-Zeit mit einem Horizont zu beschreiben: global und lokal. Das globale Bild schließt Gebiete außer dem Horizont ein, die für uns unsichtbar sind, während das lokale Bild das Bild aus einem Gesichtspunkt nur ist. Diese zwei Perspektiven sind durch einen Prozess der Erweiterung verbunden: Wo auch immer es einen Horizont gibt, kann eine Lösung der Allgemeinen Relativität durch das Annehmen weitergehen, dass nichts Spezielles dort geschieht. Die lokalen und globalen Gesichtspunkte haben einen verschiedenen Begriff der Zeit. Aus dem lokalen Gesichtspunkt hält Zeit am Horizont an. Aus dem globalen Gesichtspunkt durchqueren Zeitmärsche auf, und Oberflächen der unveränderlichen Zeit den Horizont. Quant-Mechanik ignorierend, sind die zwei Bilder gleichwertig: Jede Behauptung kann frei hin und her übersetzt werden.

Für die Kosmologie im globalen Gesichtspunkt ist das erkennbare Weltall ein kausaler Fleck eines viel größeren unbeobachtbaren Weltalls; es gibt Teile des Weltalls, das mit uns noch nicht kommunizieren kann. Diese Teile des Weltalls sind außerhalb unseres aktuellen kosmologischen Horizonts. Im heißen Standardurknall-Modell, ohne Inflation, zieht der kosmologische Horizont aus, neue Gebiete in die Ansicht bringend. Da wir diese Gebiete zum ersten Mal sehen, sehen sie nicht verschieden von jedem anderen Gebiet des Raums aus, den wir bereits gesehen haben: Sie haben eine Hintergrundradiation, die an fast genau derselben Temperatur wie die Hintergrundradiation anderer Gebiete ist, und ihre Raum-Zeit-Krümmung Schloss-Schritt mit unserer entwickelt. Das präsentiert ein Mysterium: Wie wussten diese neuen Gebiete das, welche Temperatur und Krümmung sie haben sollten? Sie könnten es nicht erfahren haben, indem sie Signale bekommen haben, weil sie nicht in der Kommunikation mit unserem vorigen leichten Kegel vorher waren.

Inflation antwortet auf diese Frage durch das Verlangen, dass alle Gebiete von einem früheren Zeitalter mit einer großen Vakuumenergie oder kosmologischer Konstante kommen. Ein Raum mit einer kosmologischen Konstante ist qualitativ verschieden: Anstatt sich äußer zu bewegen, bleibt der kosmologische Horizont gestellt. Für irgendwelchen Beobachter ist die Entfernung zum kosmologischen Horizont unveränderlich. Mit der Exponentialerweiterung des Raums werden zwei nahe gelegene Beobachter sehr schnell getrennt; so viel so, dass die Entfernung zwischen ihnen schnell die Grenzen von Kommunikationen überschreitet. Im globalen Gesichtspunkt breiten sich die Raumscheiben sehr schnell aus, um riesige Volumina zu bedecken. Im lokalen Gesichtspunkt bewegen sich Dinge ständig außer dem kosmologischen Horizont, der eine feste Entfernung weg ist, und alles homogen sehr schnell wird.

In jeder Ansicht, weil sich das Skalarfeld langsam zum Vakuum entspannt, geht die kosmologische Konstante zur Null, und Raum beginnt, sich normalerweise auszubreiten. Die neuen Gebiete, die in Ansicht während der normalen Vergrößerungsphase im globalen Gesichtspunkt eintreten, sind genau dieselben Gebiete, die aus dem Horizont während der Inflation gestoßen wurden, und so sind sie notwendigerweise bei fast derselben Temperatur und Krümmung, weil sie aus demselben kleinen Fleck des Raums kommen. Im lokalen Gesichtspunkt ist der kosmologische Horizont noch am Urknall, und Inflation geht immer in einer dünnen Haut weiter, wo Zeit fast angehalten wird, und derselbe Prozess neue Gebiete erzeugt, wie es immer bis zu kleinen Schwankungen getan hat.

Die Inflation aus dem globalen Gesichtspunkt wird häufig ewige Inflation genannt. Auf einer globalen unveränderlich-maligen Scheibe haben Gebiete mit der Inflation ein exponential wachsendes Volumen, während Gebiete, die nicht aufblasen, nicht tun. Das bedeutet, dass das Volumen des aufblasenden Teils des Weltalls im globalen Bild immer unvorstellbar größer ist als der Teil, der aufgehört hat aufzublasen. Wenn die Wahrscheinlichkeit von verschiedenen Gebieten durch das Volumen aufgezählt wird, sollte man erwarten, dass Inflation, oder Verwendung von Grenzbedingungen nie enden wird, dass wir bestehen, um es zu beobachten, wird diese Inflation erst möglich enden. Die Gewichtung durch das Volumen ist im lokalen Gesichtspunkt unnatürlich, wo Inflation nicht ewig ist — endet es schließlich, wie gesehen, durch jeden einzelnen Beobachter. Dieses Bild gibt eine Bedeutung dem Wahrscheinlichkeitsvertrieb auf der anthropic Landschaft.

Die Theorie der Inflation in jedem Bild erklärt, warum die Temperaturen und Krümmungen von verschiedenen Gebieten so fast gleich sind, und es voraussagt, dass die Gesamtkrümmung einer Raumscheibe in der unveränderlichen globalen Zeit Null ist. Diese Vorhersage bedeutet, dass sich die gewöhnliche Gesamtsache, dunkle Sache und restliche Vakuumenergie im Weltall auf die kritische Dichte, eine Vorhersage belaufen müssen, die sehr genau bestätigt wird. Mehr auffallend erlaubt Inflation Physikern, die Minutenunterschiede in der Temperatur von verschiedenen Gebieten von Quant-Schwankungen während des Inflationszeitalters zu berechnen, und diese quantitativen Vorhersagen sind auch bestätigt worden.

Raum breitet sich aus

Zu sagen, dass Raum exponential Mittel ausbreitet, die zwei Trägheitsbeobachter weiter einzeln mit der Beschleunigung der Geschwindigkeit bewegen. In stationären Koordinaten für einen Beobachter hat ein Fleck eines aufblasenden Weltalls das folgende polare metrische:

ds^2 = - (1-\Lambda r^2) dt^2 + {1\over 1-\Lambda r^2} dr^2 + R^2 d\Omega^2

Das ist gerade wie ein verkehrt herum schwarzes metrisches Loch — es hat eine Null im Bestandteil auf einem festen Radius-Bereich genannt den kosmologischen Horizont. Gegenstände werden vom Beobachter an zum kosmologischen Horizont weggezogen, den sie in einer begrenzten richtigen Zeit durchqueren. Das bedeutet, dass irgendwelche Inhomogenitäten weggeräumt werden, gerade als irgendwelche Beulen oder Sache auf der Oberfläche eines schwarzen Loch-Horizonts geschluckt werden und verschwinden.

Da die metrische Raum-Zeit keine ausführliche Zeitabhängigkeit hat, einmal hat ein Beobachter den kosmologischen Horizont durchquert, Beobachter, die darin näher sind, nehmen seinen Platz. Dieser Prozess, äußer und Ersatzpunkte zu fallen, die darin näher sind, ersetzt immer Punkte weiter — eine Exponentialvergrößerung der Raum-Zeit fest.

Diese exponential dehnbare Steady-Stateraum-Zeit wird einen Raum von de Sitter genannt, und sie zu stützen, muss es eine kosmologische Konstante, eine Vakuumenergie geben, die zu überall proportional ist. In diesem Fall ist die Gleichung des Staates. Die physischen Bedingungen von einem Moment zum folgenden sind stabil: Die Rate der Vergrößerung, genannt den Parameter von Hubble, ist fast unveränderlich, und der Einteilungsfaktor des Weltalls ist dazu proportional. Inflation wird häufig eine Periode der beschleunigten Vergrößerung genannt, weil die Entfernung zwischen zwei festen Beobachtern exponential zunimmt (d. h. an einer beschleunigenden Rate, weil sie sich einzeln bewegen), während ungefähr unveränderlich bleiben kann (sieh Verlangsamungsparameter).

Wenige Inhomogenitäten bleiben

Kosmologische Inflation hat die wichtige Wirkung, Inhomogenitäten, anisotropies und die Krümmung des Raums wegzuräumen. Das stößt das Weltall in einen sehr einfachen Staat, in dem es durch das inflaton Feld völlig beherrscht wird, sind die Quelle der kosmologischen Konstante, und die einzigen bedeutenden Inhomogenitäten die winzigen Quant-Schwankungen im inflaton. Inflation verdünnt auch exotische schwere Partikeln wie die magnetischen Monopole, die durch viele Erweiterungen auf das Standardmodell der Partikel-Physik vorausgesagt sind. Wenn das Weltall nur heiß genug wäre, um solche Partikeln vor einer Periode der Inflation zu bilden, würden sie in der Natur nicht beobachtet, weil sie so selten sein würden, dass es ziemlich wahrscheinlich ist, dass es niemanden im erkennbaren Weltall gibt. Zusammen werden diese Effekten den "Inflationslehrsatz ohne Haare" analog mit keinem Haarlehrsatz für schwarze Löcher genannt.

Der Lehrsatz "ohne Haare" arbeitet im Wesentlichen, weil der kosmologische Horizont nicht von einem Horizont des schwarzen Loches, abgesehen von philosophischen Unstimmigkeiten darüber verschieden ist, was auf der anderen Seite ist. Die Interpretation des Lehrsatzes ohne Haare ist, dass sich das Weltall (erkennbar und unbeobachtbar) durch einen enormen Faktor während der Inflation ausbreitet. In einem dehnbaren Weltall fallen Energiedichten allgemein, oder werden als das Volumen der Weltall-Zunahmen verdünnt. Zum Beispiel geht die Dichte der gewöhnlichen "kalten" Sache (Staub) als das Gegenteil des Volumens: Wenn sich geradlinige Dimensionen verdoppeln, geht die Energiedichte durch einen Faktor acht hinunter; die Strahlenenergiedichte geht noch schneller hinunter, als sich das Weltall ausbreitet, da die Wellenlänge jedes Fotons (redshifted) zusätzlich zu den Fotonen gestreckt wird, die durch die Vergrößerung verstreuen werden. Wenn geradlinige Dimensionen, die Energiedichte in Strahlenfällen durch einen Faktor sechzehn verdoppelt werden.

Während der Inflation ist die Energiedichte im inflaton Feld grob unveränderlich. Jedoch fällt die Energiedichte in Inhomogenitäten, Krümmung, anisotropies und exotischen Partikeln, und durch die genügend Inflation werden diese unwesentlich.

Das verlässt ein leeres, flaches und symmetrisches Weltall, das mit der Radiation gefüllt wird, wenn Inflation endet.

Schlüsselvoraussetzung

Eine Schlüsselvoraussetzung ist, dass Inflation lange genug fortsetzen muss, das gegenwärtige erkennbare Weltall von einem einzelnen, kleinen Inflationsvolumen von Hubble zu erzeugen. Das ist notwendig, um sicherzustellen, dass das Weltall flach, homogen und isotropisch an den größten erkennbaren Skalen scheint. Wie man allgemein denkt, ist diese Voraussetzung wenn das Weltall zufrieden, das durch einen Faktor von mindestens 10 während der Inflation ausgebreitet ist.

Wiederheizung

Inflation ist eine Periode der unterkühlten Vergrößerung, wenn die Temperatur durch einen Faktor 100,000 fällt oder so. (Der genaue Fall ist Musterabhängiger, aber in den ersten Modellen war es normalerweise von 10K unten zu 10K.) Diese relativ niedrige Temperatur wird während der Inflationsphase aufrechterhalten. Wenn Inflation den Temperaturumsatz zur Vorinflationstemperatur beendet; das wird genannt wiederheizend oder thermalization, weil die große potenzielle Energie des inflaton Feldzerfalls in Partikeln und das Weltall mit Standardmusterpartikeln einschließlich der elektromagnetischen Radiation füllt, hat das Anfangen der Radiation Phase des Weltalls beherrscht. Weil die Natur der Inflation nicht bekannt ist, wird dieser Prozess noch schlecht verstanden, obwohl, wie man glaubt, es durch eine parametrische Klangfülle stattfindet.

Motivation

Inflation löst mehrere Probleme in der Urknall-Kosmologie auf, die in den 1970er Jahren entdeckt wurden.

Inflation wurde zuerst von Guth entdeckt, während man das Problem dessen untersucht hat, warum wir keine magnetischen Monopole heute sehen; er hat gefunden, dass eine positive Energie falsches Vakuum, gemäß der allgemeinen Relativität, eine Exponentialvergrößerung des Raums erzeugen würde. Es wurde sehr schnell begriffen, dass solch eine Vergrößerung viele andere langjährige Probleme auflösen würde. Diese Probleme entstehen aus der Beobachtung, dass, um ähnlich zu sein, es heute tut, würde das Weltall von sehr fein abgestimmten oder "speziellen" anfänglichen Bedingungen am Urknall angefangen haben müssen. Inflation versucht, diese Probleme durch die Versorgung eines dynamischen Mechanismus aufzulösen, der das Weltall zu diesem speziellen Staat steuert, so ein Weltall wie unserer viel wahrscheinlicher im Zusammenhang der Urknall-Theorie machend.

Problem des magnetischen Monopols

Das magnetische Monopol-Problem (hat manchmal das Problem der exotischen Reliquien genannt), sagt, dass, wenn das frühe Weltall sehr heiß war, eine Vielzahl von sehr schweren, stabilen magnetischen Monopolen erzeugt würde. Das ist ein Problem mit Großartigen Vereinigten Theorien, das vorschlägt, dass bei hohen Temperaturen (solcher als im frühen Weltall) die elektromagnetische Kraft starke und schwache Kernkräfte nicht wirklich grundsätzliche Kräfte sind, aber wegen der spontanen Symmetrie entstehen, die aus einer einzelnen Maß-Theorie bricht. Diese Theorien sagen mehrere schwere, stabile Partikeln voraus, die in der Natur noch nicht beobachtet worden sind. Das notorischste ist der magnetische Monopol, eine Art stabiler, schwerer "Knoten" im magnetischen Feld. Wie man erwartet, werden Monopole in Großartigen Vereinigten Theorien bei der hohen Temperatur reichlich erzeugt, und sie sollten bis zu den heutigen Tag verharrt haben, dermaßen, dass sie der primäre Bestandteil des Weltalls werden würden. Nicht nur, der nicht ist, sucht der Fall, aber ganzer nach ihnen haben sich bis jetzt unfruchtbar erwiesen, strenge Grenzen auf der Dichte der Reliquie magnetische Monopole im Weltall legend.

Eine Periode der Inflation, die unter der Temperatur vorkommt, wo magnetische Monopole erzeugt werden können, würde eine mögliche Entschlossenheit dieses Problems anbieten: Monopole würden von einander getrennt, als sich das Weltall um sie ausbreitet, potenziell ihre beobachtete Dichte um viele Größenordnungen senkend. Obwohl, wie Kosmologe Martin Rees geschrieben hat, "Könnten Skeptiker über die exotische Physik nicht durch ein theoretisches Argument ungeheuer beeindruckt sein, um die Abwesenheit von Partikeln zu erklären, die selbst nur hypothetisch sind. Vorbeugungsmedizin kann 100 Prozent sogleich scheinen, die gegen eine Krankheit wirksam sind, die nicht besteht!"

Horizont-Problem

Das Horizont-Problem ist das Problem der Bestimmung, warum das Weltall statistisch homogen und isotropisch in Übereinstimmung mit dem kosmologischen Grundsatz scheint. Zum Beispiel werden Moleküle in einer Blechbüchse von Benzin homogen und isotropisch verteilt, weil sie im Thermalgleichgewicht sind: Das Benzin überall in der Blechbüchse hat genug Zeit gehabt, um aufeinander zu wirken, um Inhomogenitäten und anisotropies zu zerstreuen. Die Situation ist im Urknall-Modell ohne Inflation ziemlich verschieden, weil Gravitationsvergrößerung dem frühen Weltall genug Zeit equilibrate nicht gibt. In einem Urknall mit nur der Sache und im Standardmodell bekannten Radiation können zwei weit getrennte Gebiete des erkennbaren Weltalls nicht equilibrated haben, weil sie sich abgesondert von einander schneller bewegen, als die Geschwindigkeit des Lichtes so zum kausalen Kontakt nie eingegangen ist: In der Geschichte des Weltalls, zurück zu den frühsten Zeiten, ist es nicht möglich gewesen, ein leichtes Signal zwischen den zwei Gebieten zu senden. Weil sie keine Wechselwirkung haben, ist es schwierig zu erklären, warum sie dieselbe Temperatur haben (sind thermisch equilibrated). Das ist, weil sich der Radius von Hubble in einer Radiation oder Sache-beherrschtem Weltall viel schneller ausbreitet als physische Längen und so Punkte, die außer der Kommunikation sind, treten in Kommunikation ein. Historisch waren zwei vorgeschlagene Lösungen das Weltall von Phönix von Georges Lemaître und das zusammenhängende Schwingungsweltall von Richard Chase Tolman und das Weltall von Mixmaster von Charles Misner. Lemaître und Tolman haben vorgeschlagen, dass ein Weltall, das mehrere Zyklen der Zusammenziehung und Vergrößerung erlebt, in Thermalgleichgewicht eintreten konnte. Ihre Modelle haben jedoch wegen der Zunahme des Wärmegewichtes über mehrere Zyklen gescheitert. Misner hat gemacht (schließlich falsch) vermuten, dass der Mechanismus von Mixmaster, der das Weltall chaotischer gemacht hat, zu statistischer Gleichartigkeit und Isotropie führen konnte.

Flachheitsproblem

Ein anderes Problem ist das Flachheitsproblem (der manchmal einen der Zufälle von Dicke, mit dem anderen genannt wird, das kosmologische unveränderliche Problem seiend). Es war in den 1960er Jahren bekannt gewesen, dass die Dichte der Sache im Weltall mit der kritischen für ein flaches Weltall notwendigen Dichte vergleichbar war (d. h. ein Weltall, dessen in großem Umfang Geometrie die übliche Euklidische Geometrie, aber nicht ein nicht-euklidischer hyperbolischer oder sphärische Geometrie ist).

Deshalb unabhängig von der Gestalt des Weltalls konnte der Beitrag der Raumkrümmung zur Vergrößerung des Weltalls nicht viel größer sein als der Beitrag der Sache. Aber weil sich das Weltall, die Krümmungsrotverschiebungen weg langsamer ausbreitet als Sache und Radiation. Extrapoliert in die Vergangenheit wirft das ein fein stimmendes Problem auf, weil der Beitrag der Krümmung zum Weltall (sechzehn Größenordnungen weniger exponential klein sein muss als die Dichte der Radiation am Urknall nucleosynthesis, zum Beispiel). Dieses Problem wird durch neue Beobachtungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds verschlimmert, die demonstriert haben, dass das Weltall zur Genauigkeit von einigem Prozent flach ist.

Geschichte

Vorgänger

In den frühen Tagen der Allgemeinen Relativität hat Albert Einstein die kosmologische Konstante eingeführt, um eine statische Lösung zu erlauben, die ein dreidimensionaler Bereich mit einer gleichförmigen Dichte der Sache war. Ein wenig später hat Willem de Sitter ein hoch symmetrisches aufblasendes Weltall gefunden, das ein Weltall mit einer kosmologischen Konstante beschrieben hat, die sonst leer ist. Es wurde entdeckt, dass die Lösung von Einstein nicht stabil ist, und wenn es kleine Schwankungen gibt, verwandelt es sich schließlich in de Sitter.

Am Anfang der 1970er Jahre hat Zeldovich die ernste Flachheit und Horizont-Probleme der Urknall-Kosmologie bemerkt; vor seiner Arbeit, wie man wagte, war Kosmologie auf dem rein philosophischen Boden symmetrisch. In der Sowjetunion haben das und andere Rücksichten Belinski und Khalatnikov dazu gebracht, die chaotische BKL Eigenartigkeit in der allgemeinen Relativität zu analysieren. Das Mixmaster Weltall von Misner hat versucht, dieses chaotische Verhalten zu verwenden, die kosmologischen Probleme mit dem beschränkten Erfolg zu beheben.

Gegen Ende der 1970er Jahre hat Sidney Coleman die instanton Techniken angewandt, die von Alexander Polyakov und Mitarbeitern entwickelt sind, um das Schicksal des falschen Vakuums in der Quant-Feldtheorie zu studieren. Wie ein metastable führen statistisches Mechanik-Wasser unter der eiskalten Temperatur stufenweise ein, oder über dem kochenden Quant des Punkts-a würde das Feld zu nucleate eine genug große Luftblase des neuen Vakuums, der neuen Phase brauchen, um einen Übergang zu machen. Coleman hat den wahrscheinlichsten Zerfall-Pfad für den Vakuumzerfall gefunden und hat die umgekehrte Lebenszeit pro Einheitsvolumen berechnet. Er hat schließlich bemerkt, dass Gravitationseffekten bedeutend sein würden, aber er hat diese Effekten nicht berechnet und hat die Ergebnisse auf die Kosmologie nicht angewandt.

In der Sowjetunion hat Alexei Starobinsky bemerkt, dass Quant-Korrekturen zur allgemeinen Relativität im frühen Weltall wichtig sein sollten, und diese allgemein zu Krümmungskarierten Korrekturen zur Handlung von Einstein-Hilbert führen. Die Lösung der Gleichungen von Einstein in Gegenwart von der Krümmung hat Begriffe quadratisch gemacht, wenn die Krümmungen groß sind, kann zu einer wirksamen kosmologischen Konstante führen, so hat er vorgeschlagen, dass das frühe Weltall eine deSitter Phase, ein Inflationszeitalter durchgegangen ist. Das hat die Probleme der Kosmologie aufgelöst, und hat zu spezifischen Vorhersagen für die Korrekturen zur Mikrowellenhintergrundradiation, Korrekturen geführt, die im Detail kurz später berechnet wurden.

1978 hat Zeldovich das Monopol-Problem bemerkt, das eine eindeutige quantitative Version des Horizont-Problems dieses Mal in einem modischen Teilfeld der Partikel-Physik war, die zu mehreren spekulativen Versuchen geführt hat, es aufzulösen. 1980, im Westen arbeitend, hat Alan Guth begriffen, dass der falsche Vakuumzerfall im frühen Weltall das Problem beheben würde, ihn dazu bringend, Skalar gesteuerte Inflation vorzuschlagen. Die Drehbücher von Starobinsky und Guths beide haben eine Initiale deSitter Phase vorausgesagt, sich nur in den Details des Mechanismus unterscheidend.

Früh Inflationsmodelle

Inflation wurde im Januar 1980 von Alan Guth als ein Mechanismus vorgeschlagen, um diese Probleme aufzulösen. Zur gleichen Zeit hat Starobinsky behauptet, dass Quant-Korrekturen zum Ernst die anfängliche Eigenartigkeit des Weltalls mit einer Exponentialerweiterung deSitter Phase ersetzen würden. Im Oktober 1980 hat Demosthenes Kazanas vorgeschlagen, dass Exponentialvergrößerung den Partikel-Horizont beseitigen und vielleicht das Horizont-Problem und Sato beheben konnte, der vorschlägt, dass eine Exponentialvergrößerung Bereichswände beseitigen konnte (eine andere Art der exotischen Reliquie.) 1981 haben Einhorn und Sato ein Modell veröffentlicht, das Guth ähnlich ist, und haben gezeigt, dass es das Rätsel des magnetischen Monopol-Überflusses in Großartigen Vereinigten Theorien auflösen würde. Wie Guth haben sie beschlossen, dass solch ein Modell nicht nur feine Einstimmung der kosmologischen Konstante verlangt hat, sondern auch sehr wahrscheinlich zu einem viel zu granulierten Weltall, d. h. zu großen Dichte-Schwankungen führen würde, die sich aus Luftblase-Wandkollisionen ergeben.

Guth hat vorgeschlagen, dass weil das frühe Weltall kühl geworden ist, wurde es in einem falschen Vakuum mit einer hohen Energiedichte gefangen, die viel einer kosmologischen Konstante ähnlich ist. Da das sehr frühe Weltall kühl geworden ist, wurde es in einem Metastable-Staat gefangen (es wurde unterkühlt), aus dem es nur durch den Prozess der Luftblase nucleation über das Quant tunneling verfallen konnte. Luftblasen des wahren Vakuums formen sich spontan im Meer des falschen Vakuums und beginnen schnell, sich mit der Geschwindigkeit des Lichtes auszubreiten. Guth hat anerkannt, dass dieses Modell problematisch war, weil das Modell richtig nicht wiedergeheizt hat: Als die Luftblasen nucleated, sie keine Radiation erzeugt haben. Radiation konnte nur in Kollisionen zwischen Luftblase-Wänden erzeugt werden. Aber wenn Inflation lange genug gedauert hat, um die anfänglichen Bedingungsprobleme zu beheben, sind Kollisionen zwischen Luftblasen außerordentlich selten geworden. In irgendwelchem kausalem Fleck ist es wahrscheinlich, dass nur eine Luftblase nucleate wird.

Inflation der langsamen Rolle

Das Luftblase-Kollisionsproblem wurde von Andrei Linde und unabhängig von Andreas Albrecht behoben, und Paul Steinhardt in einem Modell hat neue Inflation genannt, oder Inflation der langsamen Rolle (ist das Modell von Guth dann bekannt als alte Inflation geworden). In diesem Modell, statt tunneling aus einem falschen Vakuumstaat, ist Inflation bei einem Skalarfeld vorgekommen, das unten einen potenziellen Energiehügel rollt. Wenn das Feld sehr langsam im Vergleich zur Vergrößerung des Weltalls rollt, kommt Inflation vor. Jedoch, wenn der Hügel steiler wird, können Inflationsenden und Wiederheizung vorkommen.

Effekten von Asymmetrien

Schließlich wurde es gezeigt, dass neue Inflation kein vollkommen symmetrisches Weltall erzeugt, aber dass winzige Quant-Schwankungen im inflaton geschaffen werden. Diese winzigen Schwankungen bilden die primordialen Samen für die ganze im späteren Weltall geschaffene Struktur. Diese Schwankungen wurden zuerst von Viatcheslav Mukhanov und G. V. Chibisov in der Sowjetunion im Analysieren des ähnlichen Modells von Starobinsky berechnet. Im Zusammenhang der Inflation wurden sie unabhängig von der Arbeit von Mukhanov und Chibisov auf der Nuffield dreiwöchigen 1982-Werkstatt auf dem Sehr Frühen Weltall an der Universität von Cambridge ausgearbeitet. Die Schwankungen wurden von vier Gruppen berechnet, die getrennt über den Kurs der Werkstatt arbeiten: Stephen Hawking; Starobinsky; Guth und So - Young Pi; und James M. Bardeen, Paul Steinhardt und Michael Turner.

Beobachtungsstatus

Inflation ist ein konkreter Mechanismus, für den kosmologischen Grundsatz zu begreifen, der die Basis des Standardmodells der physischen Kosmologie ist: Es ist für die Gleichartigkeit und Isotropie des erkennbaren Weltalls verantwortlich. Außerdem ist es für die beobachtete Flachheit und Abwesenheit von magnetischen Monopolen verantwortlich. Seit der frühen Arbeit von Guth hat jede dieser Beobachtungen weitere Bestätigung am eindrucksvollsten durch die ausführlichen Beobachtungen des kosmischen durch das Raumfahrzeug von Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) gemachten Mikrowellenhintergrunds erhalten. Diese Analyse zeigt, dass das Weltall zu einer Genauigkeit mindestens einigen Prozents flach ist, und dass es homogen und zu einem Teil in 10,000 isotropisch ist.

Außerdem sagt Inflation voraus, dass die Strukturen, die im Weltall heute sichtbar sind, das durch den Gravitationskollaps von Unruhen gebildet ist, die als Quant mechanische Schwankungen im Inflationszeitalter gebildet wurden. Die ausführliche Form des Spektrums von Unruhen hat nearly-scale-invariant Gaussian genannt zufälliges Feld (oder Spektrum von Harrison-Zel'dovich) ist sehr spezifisch und hat nur zwei freie Rahmen, den Umfang des Spektrums und des geisterhaften Index, der die geringe Abweichung von der Skala invariance vorausgesagt durch die Inflation misst (entspricht vollkommene Skala invariance dem idealisierten Weltall von de Sitter). Inflation sagt voraus, dass die beobachteten Unruhen im Thermalgleichgewicht mit einander sein sollten (diese werden adiabatische oder isentropic Unruhen genannt). Diese Struktur für die Unruhen ist durch das WMAP Raumfahrzeug und die anderen kosmischen Mikrowellenhintergrundexperimente und die Milchstraße-Überblicke, besonders der andauernde Sloan Digitalhimmel-Überblick bestätigt worden. Diese Experimente haben gezeigt, dass ein Teil in 10,000 beobachteten Inhomogenitäten genau die durch die Theorie vorausgesagte Form hat. Außerdem gibt es Beweise für eine geringe Abweichung von der Skala invariance. Der geisterhafte Index, n ist einem für ein Spektrum der Skala-invariant gleich. Die einfachsten Modelle der Inflation sagen voraus, dass diese Menge zwischen 0.92 und 0.98 ist. Von den vom WMAP Raumfahrzeug genommenen Daten kann es abgeleitet werden, dass n = 0.963 ± 0.012, andeutend, dass es sich von einem am Niveau von zwei Standardabweichungen (2σ) unterscheidet. Das wird als eine wichtige Bestätigung der Theorie der Inflation betrachtet.

Mehrere Theorien der Inflation sind vorgeschlagen worden, die radikal verschiedene Vorhersagen machen, aber sie haben allgemein viel feinere Einstimmung, als notwendig ist. Als ein physisches Modell, jedoch, ist Inflation darin am wertvollsten sie sagt robust die anfänglichen Bedingungen des auf nur zwei regulierbaren Rahmen gestützten Weltalls voraus: Der geisterhafte Index (der sich nur in eine kleine Reihe ändern kann), und der Umfang der Unruhen. Außer in erfundenen Modellen ist das unabhängig davon wahr, wie Inflation in der Partikel-Physik begriffen wird.

Gelegentlich werden Effekten beobachtet, die scheinen, den einfachsten Modellen der Inflation zu widersprechen. Die erst-jährigen WMAP Daten haben darauf hingewiesen, dass das Spektrum fast Skala-invariant nicht sein könnte, aber stattdessen eine geringe Krümmung haben könnte. Jedoch haben die dritt-jährigen Daten offenbart, dass die Wirkung eine statistische Anomalie war. Eine andere Wirkung ist auf seit dem ersten kosmischen Mikrowellenhintergrundsatelliten, dem Kosmischen Hintergrundforscher bemerkt worden: Der Umfang des Quadrupol-Moments des kosmischen Mikrowellenhintergrunds ist unerwartet niedrig, und die anderen niedrigen Mehrpole scheinen, nach dem ekliptischen Flugzeug bevorzugt ausgerichtet zu werden. Einige haben behauptet, dass das eine Unterschrift von non-Gaussianity ist und so den einfachsten Modellen der Inflation widerspricht. Andere haben darauf hingewiesen, dass die Wirkung wegen anderer neuer Physik, Vordergrundverunreinigung oder sogar Veröffentlichungsneigung sein kann.

Ein experimentelles Programm ist laufend, um weiter Inflation mit genaueren Maßen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds zu prüfen. Insbesondere hohe Präzisionsmaße der so genannten "B-Weisen" der Polarisation der Hintergrundradiation werden Beweise der Gravitationsradiation sein, die durch die Inflation erzeugt ist, und sie werden sich auch zeigen, ob die Energieskala der Inflation, die durch die einfachsten Modelle (10-10 GeV) vorausgesagt ist, richtig ist. Wie man erwartet, werden diese Maße durch das Raumfahrzeug von Planck durchgeführt, obwohl es unklar ist, wenn das Signal sichtbar sein wird, oder wenn die Verunreinigung von Vordergrundquellen diese Maße stören wird. Andere bevorstehende Maße, wie diejenigen der 21-Zentimeter-Radiation (Radiation, die ausgestrahlt und von neutralem Wasserstoff vor den ersten Sternen absorbiert ist, angemacht), können das Macht-Spektrum mit der noch größeren Entschlossenheit messen als der kosmische Mikrowellenhintergrund und den Milchstraße-Überblicken, obwohl es nicht bekannt ist, ob diese Maße möglich sein werden, oder wenn die Einmischung mit Radioquellen auf der Erde und in der Milchstraße zu groß sein wird.

Dunkle Energie ist der Inflation weit gehend ähnlich und wird gedacht, die Vergrößerung des heutigen Weltalls zu veranlassen, sich zu beschleunigen. Jedoch ist die Energieskala der dunklen Energie, 10 GeV, ungefähr 27 Größenordnungen weniger viel niedriger als die Skala der Inflation.

Theoretischer Status

Im frühen Vorschlag von Guth wurde es gedacht, dass der inflaton das Feld von Higgs, das Feld war, das die Masse der elementaren Partikeln erklärt. Es ist jetzt bekannt, dass der inflaton das Feld von Higgs nicht sein kann. Andere Modelle der Inflation haben sich auf die Eigenschaften von großartigen vereinigten Theorien verlassen. Seitdem die einfachsten Modelle der großartigen Vereinigung gescheitert haben, wird es jetzt von vielen Physikern gedacht, dass Inflation in eine supersymmetrische Theorie wie Schnur-Theorie oder eine supersymmetrische großartige vereinigte Theorie eingeschlossen wird. Zurzeit, während Inflation hauptsächlich durch seine ausführlichen Vorhersagen der anfänglichen Bedingungen für das heiße frühe Weltall verstanden wird, modelliert die Partikel-Physik größtenteils ad hoc. Als solcher, obwohl Vorhersagen der Inflation mit den Ergebnissen von Beobachtungstests im Einklang stehend gewesen sind, gibt es viele geöffnete Fragen über die Theorie.

Fein stimmendes Problem

Eine der strengsten Herausforderungen für die Inflation entsteht aus dem Bedürfnis nach dem feinen Einschalten von Inflationstheorien. In der neuen Inflation müssen die Bedingungen der langsamen Rolle für die Inflation zufrieden sein, um vorzukommen. Die Bedingungen der langsamen Rolle sagen, dass das inflaton Potenzial (im Vergleich zur großen Vakuumenergie) flach sein muss, und dass die inflaton Partikeln eine kleine Masse haben müssen. In der Größenordnung von der neuen Inflationstheorie von Linde, Albrecht und Steinhardt, um deshalb erfolgreich zu sein, ist es geschienen, dass das Weltall ein Skalarfeld mit besonders flache potenzielle und spezielle anfängliche Bedingungen haben muss.

Andrei Linde

Andrei Linde hat eine Theorie vorgeschlagen, die als chaotische Inflation bekannt ist, in der er vorgeschlagen hat, dass die Bedingungen für die Inflation wirklich ganz allgemein zufrieden sind und Inflation in eigentlich jedem Weltall vorkommen wird, das in einem chaotischen, hohen Energiestaat beginnt und ein Skalarfeld mit der unbegrenzten potenziellen Energie hat. Jedoch in seinem Modell nimmt das inflaton Feld notwendigerweise Werte, die größer sind als eine Einheit von Planck: Aus diesem Grund werden diese häufig große Feldmodelle genannt, und die konkurrierenden neuen Inflationsmodelle werden kleine Feldmodelle genannt. In dieser Situation, wie man denkt, sind die Vorhersagen der wirksamen Feldtheorie ungültig, weil Wiedernormalisierung große Korrekturen verursachen sollte, die Inflation verhindern konnten. Dieses Problem ist noch nicht aufgelöst worden, und einige Kosmologen behaupten, dass die kleinen Feldmodelle, in denen Inflation an einer viel niedrigeren Energieskala vorkommen kann, bessere Modelle der Inflation sind. Während Inflation von Quant-Feldtheorie (und die halbklassische Annäherung an den Quant-Ernst) auf eine wichtige Weise abhängt, ist es mit diesen Theorien nicht völlig beigelegt worden.

Robert Brandenberger hat sich über fein einschaltenden eine andere Situation geäußert. Der Umfang der primordialen in der Inflation erzeugten Inhomogenitäten wird an die Energieskala der Inflation direkt gebunden. Es gibt starke Vorschläge, dass diese Skala ungefähr 10 GeV oder 10mal die Energie von Planck ist. Die natürliche Skala ist naiv die Skala von Planck, so konnte dieser kleine Wert als eine andere Form der feinen Einstimmung gesehen werden (hat ein Hierarchie-Problem genannt): Die durch das Skalarpotenzial gegebene Energiedichte ist unten durch 10 im Vergleich zur Dichte von Planck. Wie man gewöhnlich betrachtet, ist das kein kritisches Problem jedoch, weil die Skala der Inflation natürlich zur Skala der Maß-Vereinigung entspricht.

Ewige Inflation

In vielen Modellen der Inflation dauert die Inflationsphase der Vergrößerung des Weltalls für immer in mindestens einigen Gebieten des Weltalls. Das kommt vor, weil sich aufblasende Gebiete sehr schnell ausbreiten, sich fortpflanzend. Wenn die Rate des Zerfalls zur nichtaufblasenden Phase nicht genug schnell ist, neue aufblasende Gebiete schneller erzeugt werden als das Nichtaufblasen von Gebieten. In solchen Modellen bläst der grösste Teil des Volumens des Weltalls zu jeder vorgegebenen Zeit auf. Alle Modelle der ewigen Inflation erzeugen einen unendlichen Mehrvers, normalerweise ein fractal.

Obwohl neue Inflation unten das Potenzial klassisch rollt, können Quant-Schwankungen es manchmal bis zu vorherigen Niveaus zurückbringen. Diese Gebiete, in denen der inflaton aufwärts schwankt, breiten sich viel schneller aus als Gebiete, in denen der inflaton eine niedrigere potenzielle Energie hat, und neigen Sie dazu, in Bezug auf das physische Volumen vorzuherrschen. Dieser unveränderliche Staat, der zuerst entwickelt von Vilenkin, wird "ewige Inflation" genannt. Es ist gezeigt worden, dass jede Inflationstheorie mit einem unbegrenzten Potenzial ewig ist. Es ist ein populärer Glaube unter Physikern, dass dieser unveränderliche Staat für immer in die Vergangenheit nicht weitergehen kann. Die Inflationsraum-Zeit, die dem Raum von de Sitter ähnlich ist, ist ohne ein Zusammenziehen-Gebiet unvollständig. Jedoch, verschieden vom Raum von de Sitter, werden Schwankungen in einem Vertragsinflationsraum zusammenbrechen, um eine Gravitationseigenartigkeit, ein Punkt zu bilden, wo Dichten unendlich werden. Deshalb ist es notwendig, eine Theorie für die anfänglichen Bedingungen des Weltalls zu haben. Linde glaubt jedoch, dass Inflation ewig vorbei sein kann.

Anfängliche Bedingungen

Einige Physiker haben versucht, das anfängliche Bedingungsproblem zu vermeiden, indem sie Modelle für ein ewig aufblasendes Weltall ohne Ursprung vorschlagen. Diese Modelle schlagen vor, dass, während sich das Weltall, auf den größten Skalen, exponential ausbreitet, es war, ist und immer, räumlich unendlich sein wird und bestanden hat, und für immer bestehen wird.

Andere Vorschläge versuchen, ab die nihilo Entwicklung des Weltalls zu beschreiben, das auf der Quant-Kosmologie und der folgenden Inflation gestützt ist. Vilenkin hat hervor ein solches Drehbuch gestellt. Hartle und Hawking haben den Vorschlag ohne Grenzen für die anfängliche Entwicklung des Weltalls angeboten, in dem Inflation natürlich geschieht.

Alan Guth hat das Inflationsweltall als das "äußerste freie Mittagessen" beschrieben: Neues Weltall, das unserem eigenen ähnlich ist, wird ständig in einem riesengroßen aufblasenden Hintergrund erzeugt. Gravitationswechselwirkungen überlisten in diesem Fall (aber verletzen Sie nicht) das erste Gesetz der Thermodynamik (Energiebewahrung) und das zweite Gesetz der Thermodynamik (Wärmegewicht und der Pfeil des Zeitproblems). Jedoch, während es Einigkeit gibt, dass das das anfängliche Bedingungsproblem behebt, haben einige das diskutiert, weil es viel wahrscheinlicher ist, dass das Weltall durch eine Quant-Schwankung geschehen ist. Donald Page war ein freimütiger Kritiker der Inflation wegen dieser Anomalie. Er hat betont, dass der thermodynamische Pfeil der Zeit niedrige Wärmegewicht-Initiale-Bedingungen nötig macht, die hoch unwahrscheinlich sein würden. Gemäß ihnen, anstatt dieses Problem zu beheben, erschwert die Inflationstheorie es weiter - die Wiederheizung am Ende des Inflationszeitalter-Zunahme-Wärmegewichtes, es notwendig für den anfänglichen Staat des Weltalls machend, noch regelmäßiger zu sein, als in anderen Urknall-Theorien ohne Inflationsphase.

Die Falknerei und Page hat später zweideutige Ergebnisse gefunden, als sie versucht haben, die Wahrscheinlichkeit der Inflation im Hartle-jagenden anfänglichen Staat zu schätzen. Andere Autoren haben behauptet, dass da Inflation ewig ist, ist die Wahrscheinlichkeit egal, so lange es nicht genau Null-ist: Sobald es anfängt, setzt Inflation sich fort und beherrscht schnell das Weltall. Jedoch haben Albrecht und Lorenzo Sorbo behauptet, dass die Wahrscheinlichkeit eines inflationistischen Weltalls, das mit heutigen Beobachtungen im Einklang stehend ist, durch eine zufällige Schwankung aus einem vorgegenwärtigen Staat im Vergleich zu einem nichtinflationistischen Weltall überwältigend erscheinend, das Inflationsdrehbuch einfach bevorzugt, weil der "Samen"-Betrag der für das inflationistische Weltall erforderlichen Nichtgravitationsenergie so viel weniger ist als irgendwelcher, der für eine Nichtinflationsalternative erforderlich ist, die irgendwelche entropic Rücksichten überwiegt.

Ein anderes Problem, das gelegentlich erwähnt worden ist, ist das trans-Planckian Problem oder die trans-Planckian Effekten. Da die Energieskala der Inflation und die Skala von Planck relativ nah sind, waren einige der Quant-Schwankungen, die die Struktur in unserem Weltall zusammengesetzt haben, kleiner als die Länge von Planck vor der Inflation. Deshalb sollte es Korrekturen von der Planck-Skala-Physik, insbesondere die unbekannte Quant-Theorie des Ernstes geben. Es hat etwas Unstimmigkeit über den Umfang dieser Wirkung gegeben: Über, ob es gerade auf der Schwelle von detectability oder völlig unfeststellbar ist.

Hybride Inflation

Eine andere Art der Inflation, genannt hybride Inflation, ist eine Erweiterung der neuen Inflation. Es führt zusätzliche Skalarfelder ein, so dass, während eines der Skalarfelder für die normale langsame Rolleninflation verantwortlich ist, ein anderer das Ende der Inflation auslöst: Als Inflation für den genug langen weitergegangen hat, wird es günstig zum zweiten Feld, um in einen viel niedrigeren Energiestaat zu verfallen.

In der hybriden Inflation ist eines der Skalarfelder für den grössten Teil der Energiedichte verantwortlich (so Bestimmung der Rate der Vergrößerung), während der andere für die langsame Rolle (so Bestimmung der Periode der Inflation und seiner Beendigung) verantwortlich ist. So würden Schwankungen im ehemaligen inflaton Inflationsbeendigung nicht betreffen, während Schwankungen in den Letzteren die Rate der Vergrößerung nicht betreffen würden. Deshalb ist hybride Inflation nicht ewig. Wenn das zweite (langsame Rollen) inflaton den Boden seines Potenzials erreicht, ändert es die Position des Minimums des Potenzials des ersten inflaton, das zu einer schnellen Rolle des inflaton unten sein Potenzial führt, zu Beendigung der Inflation führend.

Inflation und Schnur-Kosmologie

Die Entdeckung des Flusses compactifications hat den Weg geöffnet, um Inflation beizulegen, und spannt Theorie. Eine neue Theorie, genannt brane Inflation weist darauf hin, dass Inflation aus der Bewegung von D-branes in der compactified Geometrie gewöhnlich zu einem Stapel von anti-D-branes entsteht. Diese Theorie, die durch die Dirac-Born-Infeld Handlung geregelt ist, ist von der gewöhnlichen Inflation sehr verschieden. Die Triebkräfte werden nicht völlig verstanden. Es scheint, dass spezielle Bedingungen notwendig sind, da Inflation in tunneling zwischen zwei Vakua in der Schnur-Landschaft vorkommt. Der Prozess von tunneling zwischen zwei Vakua ist eine Form der alten Inflation, aber neue Inflation muss dann bei einem anderen Mechanismus vorkommen.

Inflation und Schleife-Quant-Ernst

sie die Effekten untersucht, würde die Theorie des Schleife-Quant-Ernstes auf der Kosmologie haben, ein Schleife-Quant-Kosmologie-Modell hat sich entwickelt, der einen möglichen Mechanismus für die kosmologische Inflation zur Verfügung stellt. Schleife-Quant-Ernst nimmt eine gequantelte Raum-Zeit an. Wenn die Energiedichte größer ist, als es durch die gequantelte Raum-Zeit gehalten werden kann, wie man denkt, springt es zurück.

Zusätze zur Inflation

Es gibt Modelle, die einige der durch die Inflation erklärten Beobachtungen erklären. Jedoch hat keine dieser "Alternativen" dieselbe Breite der Erklärung wie Inflation, und verlangen Sie noch Inflation für einen mit der Beobachtung ausgerüsteten mehr ganzen; sie sollten deshalb als Zusätze zur Inflation, aber nicht als Alternativen betrachtet werden.

Schnur-Theorie verlangt, dass zusätzlich zu den drei Raumdimensionen wir beobachten, dort bestehen Sie zusätzliche Dimensionen, die zusammengerollt werden oder compactified (sieh auch Theorie von Kaluza-Klein). Extradimensionen erscheinen als ein häufiger Bestandteil von Superernst-Modellen und anderen Annäherungen an den Quant-Ernst. Das bringt die Frage dessen auf, warum vier Raum-Zeit-Dimensionen groß geworden sind und der Rest unbeobachtbar klein geworden ist. Ein Versuch, diese Frage, genannt Schnur-Gaskosmologie zu richten, wurde von Robert Brandenberger und Cumrun Vafa vorgeschlagen. Dieses Modell konzentriert sich auf die Dynamik des frühen als ein heißes Benzin von Schnuren betrachteten Weltalls. Brandenberger und Vafa zeigen, dass sich eine Dimension der Raum-Zeit nur ausbreiten kann, wenn die Schnuren, dass der Wind darum einander effizient vernichten kann. Jede Schnur ist ein eindimensionaler Gegenstand und die größte Zahl von Dimensionen, in denen zwei Schnuren allgemein durchschneiden (und vermutlich vernichten werden), ist drei. Deshalb behauptet man, dass die wahrscheinlichste Zahl von nichtkompakten (großen) Raumdimensionen drei ist. Aktuelle Arbeit an dieser Musterzentren darauf, ob es schaffen, die Größe der compactified Dimensionen zu stabilisieren, und das richtige Spektrum von primordialen Dichte-Unruhen erzeugen kann. Für eine neue Rezension, sieh, dass Die Autoren zugeben, dass ihr Modell "das Wärmegewicht und die Flachheitsprobleme der Standardkosmologie nicht löst..... und wir keine Erklärung dafür zur Verfügung stellen können, warum das aktuelle Weltall so seiend räumlich flach nah ist."

Der ekpyrotic und die zyklischen Modelle werden auch als Zusätze zur Inflation betrachtet. Diese Modelle beheben das Horizont-Problem durch ein dehnbares Zeitalter kurz vor dem Urknall, und erzeugen dann das erforderliche Spektrum von primordialen Dichte-Unruhen während einer Zusammenziehen-Phase, die zu einem Großen Knirschen führt. Das Weltall führt das Große Knirschen durch und erscheint in einer heißen Urknall-Phase. In diesem Sinn sind sie an das von Richard Chace Tolman vorgeschlagene Schwingungsweltall erinnernd: Jedoch im Modell von Tolman ist das Gesamtalter des Weltalls notwendigerweise begrenzt, während in diesen Modellen das nicht notwendigerweise so ist. Ob das richtige Spektrum von Dichte-Schwankungen erzeugt werden kann, und ob das Weltall den Urknall / Großer Knirschen-Übergang erfolgreich befahren kann, bleibt ein Thema von der Meinungsverschiedenheit und aktuellen Forschung. Sie stellen auch keine Erklärung des magnetischen Monopol-Problems zur Verfügung. Leider, weil Dinge stehen - gibt es keine Beweise von irgendwelchem, 'sich' von der Vergrößerung 'verlangsamend'.

Ein anderer Zusatz, die unterschiedliche Geschwindigkeit des leichten Modells ist auch von Jean-Pierre Petit 1988, John Moffat 1992 ebenso Andreas Albrecht und João Magueijo 1999 statt der superluminal Vergrößerung theoretisiert worden die Geschwindigkeit des Lichtes war 60 Größenordnungen schneller als sein aktueller Wert, den Horizont und die Gleichartigkeitsprobleme im frühen Weltall lösend.

Kritiken

Seit seiner Einführung durch Alan Guth 1980 ist das Inflationsparadigma weit akzeptiert geworden. Dennoch haben mehrere Physiker, Mathematiker und Philosophen der Wissenschaft Kritiken geäußert, unerfüllte Versprechungen fordernd, und fehlen der ernsten empirischen Unterstützung. 1999 haben John Earman und Jesús Mosterín eine gründliche kritische Rezension der Inflationskosmologie veröffentlicht, beschließend, dass "wir nicht denken, dass es, bis jetzt, guten Boden gibt, um einige der Modelle der Inflation in den Standardkern der Kosmologie zuzulassen". Seit 1999 haben die Ergebnisse der WMAP Mission 2006 die empirischen Argumente für die kosmische sehr zwingende Inflation vorgebracht.

Um, und wie hingewiesen, durch Roger Penrose von 1986 darauf zu arbeiten, verlangt Inflation äußerst spezifische anfängliche Bedingungen seines eigenen, so dass das Problem (oder Pseudoproblem) anfänglicher Bedingungen nicht gelöst werden: "Es gibt etwas im Wesentlichen misconceived über das Versuchen, die Gleichförmigkeit des frühen Weltalls als ergebend aus einem Thermalization-Prozess zu erklären. […], da, wenn der thermalization wirklich irgendetwas […] dann tut, es eine bestimmte Erhöhung des Wärmegewichtes vertritt. So wäre das Weltall vor dem thermalization noch spezieller gewesen als danach." Das Problem von spezifischen oder "fein abgestimmten" anfänglichen Bedingungen würde nicht behoben worden sein; es wäre schlechter geworden.

Eine wiederkehrende Kritik der Inflation besteht darin, dass das angerufene Inflationsfeld keinem bekannten physischen Feld entspricht, und dass seine potenzielle Energiekurve scheint, eine Ad-Hoc-Vorrichtung zu sein, um fast irgendwelche Daten anzupassen, die wir bekommen konnten. Es ist bedeutend, dass Paul J. Steinhardt, einer der Staatsmänner aus der Zeit der Unabhängigkeitserklärung der Inflationskosmologie, kürzlich einer seiner schärfsten Kritiker geworden ist. Er nennt 'schlechte Inflation' eine Periode der beschleunigten Vergrößerung, deren Ergebnis Beobachtungen, und 'gute Inflation' ein vereinbarer mit ihnen kollidiert:" Nicht nur ist schlechte Inflation wahrscheinlicher, als gute Inflation, aber keine Inflation wahrscheinlicher ist als auch. … Roger Penrose hat alle möglichen Konfigurationen des inflaton und der Schwerefelder gedacht. Einige dieser Konfigurationen führen zu Inflation … Andere Konfigurationen führen zu einer Uniform, flaches Weltall direkt - ohne Inflation. Das Erreichen eines flachen Weltalls ist kaum gesamt. Der schockierende Beschluss von Penrose bestand aber darin, dass das Erreichen eines flachen Weltalls ohne Inflation viel wahrscheinlicher ist als mit der Inflation - durch einen Faktor 10 zum googol (10 zu den 100) Macht!"

Siehe auch

• Kosmologie von Brane
• Dunkler Fluss
• Krapfen-Theorie des Weltalls
• Das Gesetz von Hubble
• Nichtlineare Optik
• Nichtminimal verbundene Inflation
• Unterschiedliche Geschwindigkeit des Lichtes

Referenzen

• Linde, Andrei (2005) "Inflation und Schnur-Kosmologie," eConf C040802 (2004) L024; J. Phys. Conf. Ser. 24 (2005) 151-60; v1 am 2005-03-24.

Links

• War Kosmische Inflation Der 'Schlag' Des Urknalls? durch Alan Guth, 1997
• Eine Einführung in die Kosmologische Inflation durch Andrew Liddle, 1999
• Aktualisierung 2004 durch Andrew Liddle
• hep-ph/0309238 Laura Covi: Status der Beobachtungskosmologie und Inflation
• hep-th/0311040 David H. Lyth: Welcher ist das beste Inflationsmodell?
• Das Wachstum der Inflationssymmetrie, Dezember 2004
• Das Logbuch von Guth, die ursprüngliche Idee zeigend
• WMAP Kissen-Fall für die Kosmische Inflation, März 2006
• März 2006 von NASA WMAP Presseinformation