За и против космологической инфляции. В теории, представляющей собой основу всей современной космологии, возможно, скрыты глубокие противоречия. Кратко О Космологии' title='Кратко О Космологии' />Вселенная без инфляционной стадии Возможен пересмотр концепции стремительного раздувания ранней Вселенной отмечено желтым в эпоху, следовавшую за Большим взрывом. Около 3. 0 лет назад Алан Гут Alan Guth, будучи еще кандидатом наук, провел серию семинаров в Ускорительном центре в Стэнфорде, на которых ввел в лексикон космологии слово инфляция. Этот термин означает эпоху стремительного экспоненциального расширения Вселенной, имевшего место на ранних этапах ее развития, в первые мгновения после Большого взрыва. Один из семинаров Гута состоялся в Гарварде, где произвел сильное впечатление на многих специалистов в области астрофизики, теории относительности и физики частиц, в том числе и на автора этой статьи, тоже тогда еще молодого и полного энтузиазма кандидата наук. Современная теория инфляции одна из сфер наиболее активной деятельности космологов и источник интереснейших открытий и теорий. ОСНОВНЫЕ ПОЛОЖЕНИЯИдея космологической инфляции настолько глубоко укоренилась в сознании ученых, что принимается как доказанная. Согласно этой концепции, ранняя Вселенная подверглась резкому экспоненциальному расширению, которое и определило глобальную однородность и плоскостность нашего современного. Кроме того, инфляция происходит вечно, производя бесконечное количество разнообразных миров, из чего следует, что эта теория не может давать точных предсказаний. Без Регистрации Программу Easyworship. Основу этой дисциплины составляют. Современные космологические модели Вселенной основываются на общей теории относительности А. Эйнштейна, согласно которой метрика. В учебном пособии кратко излагаются основные положения современной космологии как науки о глобальном строении Вселенной. Определены. Космология занимается изучением физических свойств Вселенной как целого. Диапазон предложений от поправок к теории инфляции до замены ее на другую концепцию. Разумное основание инфляционной теории выявить слабые стороны в теории Большого взрыва. Основная идея модели Большого взрыва заключается в том, что наша Вселенная медленно расширяется с замедлением и остывает с момента своего рождения, т. Такой процесс расширения и охлаждения способен объяснить множество деталей в структуре современной нам Вселенной, если она начала свою эволюцию при строго определенных условиях. Одно из важнейших из них заключается в том, что наша Вселенная должна была быть практически совершенно однородной за исключением совсем небольших неоднородностей в массе и энергии. Вселенная должна была быть геометрически плоской трехмерно евклидовой. Рассуждения об этой проблеме и породили концепцию Гута. Даже если Вселенная в самом начале своего существования обладала большими неоднородностями масс и энергий, то последующее резкое экспоненциальное расширение могло бы их сгладить. После окончания инфляионного периода Вселенная могла бы продолжать расширяться уже по инерции, в полном согласии с теорией Большого взрыва и уже обладая необходимыми условиями для формирования звезд и галактик, чтобы, развиваясь, породить наблюдаемое нами сегодня состояние. Предложенная идея была так проста и заманчива, что ученые всего мира восприняли ее как практически уже доказанную. Кратко О Космологии' title='Кратко О Космологии' />Концепция инфляции может быть кратко сформулирована тремя. В качестве альтернативы инфляционной космологии автор статьи. Однако за почти 3. Наряду с ее сторонниками появились и ее противники. Большинство воспринимают теорию инфляции как некую отправную точку своих собственных исследований, не заботясь о фундаментальном обосновании этой теории и надеясь, что ее кажущиеся противоречия вскоре будут разрешены. Космологии Аристотеля сводится к следующему материальный мир в котором мы живем, состоит из известных нам 4 элементов воды, воздуха, земли. Однако проблемы теории инфляции упорно продолжают сопротивляться всем усилиям научного сообщества. Автор настоящей статьи, внесший вклад в развитие как теории инфляции,   так  и   конкурентных ей теорий, попытается дать некую объективную оценку состояния теории инфляции на сегодняшний день, приводя аргументы за и против. В защиту теории космологической инфляции. Теория космологической инфляции настолько хорошо известна, что имеет смысл остановиться только на некоторых ее особенностях и важных деталях. Инфляцию порождает инфляционная энергия особого типа, которая вместе с гравитационными силами заставила раннюю Вселенную стремительно расшириться за очень короткий промежуток времени. Экстремально большая плотность инфляционной энергии обладает необычным свойством она практически не меняется при расширении. Наиболее же удивительное ее свойство заключается в том, что гравитационное поле инфляционной энергии обладает не притяжением, а отталкиванием, которое и обусловливает такое быстрое  расширение  нашего  мира. Можно предложить много источников подобной инфляционной энергии. Основная версия существования некого скалярного поля, в случае инфляции называемого инфлатоном. Скалярные поля широко известны в физике элементарных частиц так, знаменитый бозон Хиггса, который пытаются получить на Большом адронном коллайдере в CERN, переносчик одного из предсказываемых теорией скалярных полей. КЛАССИЧЕСКОЕ ОПИСАНИЕ ТЕОРИИ ИНФЛЯЦИИ ПОСЛЕДНИЙ РЫВОК РОСТА. Согласно астрономическим наблюдениям, наша Вселенная расширяется 1. Но что же происходило в ранней Вселенной, еще недоступной нашим наблюдениям, в первые мгновения после ее рожденияОсновная теория, описывающая эту самую раннюю стадию, теория космологической инфляции. В ходе инфляции Вселенная экспоненциально расширяется, резко увеличивается в размерах. Такое стремительное расширение способно практически полностью сгладить все имевшиеся ранее неоднородности пространства времени и, таким образом, хорошо объясняет наблюдаемую сегодня Вселенную. Оставшиеся после инфляционной стадии небольшие неоднородности послужили основой формирования звезд и галактик. Подобно всем полям, поле инфлатона обладает некой напряженностью в каждой точке пространства времени. Эта напряженность определяет, как инфлатон взаимодействует с другими полями. Во время фазы инфляционного расширения напряженность поля инфлатона почти всюду постоянна. В зависимости от силы этого поля оно обладает некоторым количеством потенциальной энергии. Связь между напряженностью поля и энергией можно проиллюстрировать графиком, который для поля инфлатона представляет собой кривую сначала почти горизонтальную плато, потом изгибающуюся вниз и снова поднимающуюся вверх. Если начальная напряженность поля принимает какое то значение, принадлежащее плато, то по мере движения по кривой напряженность и энергия поля будут падать. Уравнения для эволюции поля такие же, как уравнения движения шарика, скатывающегося по склону в ямку профиль склона кривая потенциальной энергии. Потенциальная энергия поля инфлатона возможная причина ускоренного расширения нашей Вселенной. В процессе такого расширения неоднородности распределения вещества Вселенной сглаживаются, она становится плоской. За время, равное 1. Стадия инфляционного расширения заканчивается, когда величина поля инфлатона переходит с горизонтального участка кривой к наклонному. При скатывании поля его энергия уменьшается. В нижней точке такого скатывания вся потенциальная энергия поля инфлатона переходит в знакомые нам формы энергии в темную материю, в обычную материю с большой кинетической энергией и в излучение, заполняющие современную нам Вселенную, которая переходит в стадию расширения по инерции. На этой стадии формируется крупномасштабная структура. НЕ ОЧЕНЬ ТО ХОРОША. Считается, что инфляция породила огромное пространство, в котором естественным путем возникают наблюдаемые сегодня структуры. Однако если кривая энергии инфляции не обладает весьма характерным профилем полученным путем подгонки одного или многих параметров модели, обозначаемых далее лямбдой, то результат такой инфляции может быть плохим, т. Перебирая все возможные значения lambda, ученые заключили, что плохая инфляция более вероятна, чем хорошая. Инфляция сглаживает начальные неоднородности, но не полностью. За счет квантовых эффектов сохраняются небольшие неоднородности. Их наличие приводит к тому, что стадия инфляционного расширения заканчивается в разных частях Вселенной не в одно и то же время, и температура различных областей Вселенной тоже слегка различается. Эти неоднородности и послужили зародышами образования звезд и галактик в абсолютно однородной Вселенной никаких структур образоваться не могло бы. Другими словами, они не зависят от размера областей, в которых формируются, они одинаковы на всех масштабах.