Tekst źródłowy strony Inflacja kosmologiczna

[[Plik:Inflation.PNG|thumb|Schemat ewolucji Wszechświata<br />1)&nbsp;[[Wielki Wybuch]], 2)&nbsp;epoka inflacji, 3)&nbsp;[[pierwotna nukleosynteza]], 4)&nbsp;formowanie się galaktyk]]

'''Inflacja kosmologiczna''' – [[hipoteza]] [[kosmologia|kosmologiczna]] zaproponowana przez [[Alan Guth|Alana Gutha]] (1981). Według niej wczesny [[Wszechświat]] przeszedł przez fazę szybkiego rozszerzenia się spowodowanego [[ujemne ciśnienie|ujemnym ciśnieniem]] (dodatnią gęstością [[Energia punktu zerowego|energii próżni]]). [[Ekspansja]] ta może być modelowana przez niezerową [[stała kosmologiczna|stałą kosmologiczną]]. Bezpośrednią konsekwencją jest wniosek, że cały obserwowalny Wszechświat początkowo był skoncentrowany w bardzo małym obszarze połączonym więzami przyczynowo-skutkowymi. [[Fluktuacje kwantowe|Kwantowe fluktuacje]] w tym mikroskopijnym obszarze urosły do rozmiarów kosmicznych i stały się zaczątkami struktur kosmicznych.

{{fakt|Epoka kosmologicznej inflacji rozpoczęła się po epoce [[Teorie wielkiej unifikacji|Wielkiej Unifikacji]], tj. 10<sup>−36</sup>&nbsp;s po Wielkim Wybuchu i trwała prawdopodobnie do 10<sup>−33</sup>–10<sup>−32</sup>&nbsp;s po Wielkim Wybuchu, zwiększając liniowe rozmiary Wszechświata o czynnik co najmniej 10<sup>26</sup>{{odn|Heller|2002|s=26}}, a jego objętość o czynnik co najmniej 10<sup>78</sup>. Pod jej koniec wyzwolona olbrzymia energia pola inflatonowego wypełniła przestrzeń gęstą, gorącą mieszaniną kwarków, antykwarków i gluonów (okres ten nazywany jest epoką [[Teoria oddziaływań elektrosłabych|oddziaływań elektrosłabych]]).|data=2015-04}} Czas końca epoki inflacji nie jest dokładnie znany, jednak dobre wyniki standardowej teorii [[pierwotna nukleosynteza|pierwotnej nukleosyntezy]] wskazują, że inflacja zakończyła się przed nią.

== Przewidywania hipotezy ==
Hipoteza inflacji rozwiązuje kilka ważnych, a dotąd nierozwiązanych, problemów standardowej kosmologii [[Wielki Wybuch|Wielkiego Wybuchu]]. Wśród nich są:
* [[problem płaskości]],
* [[problem horyzontu]] – nadzwyczajna jednorodność w dużych skalach{{odn|Heller|2002|s=142}},
* [[problem monopoli magnetycznych]],
* brak jakichkolwiek obserwowanych defektów [[topologia|topologicznych]] przewidzianych przez [[teorie wielkiej unifikacji]] (GUT).

W przewidywaniach standardowego modelu inflacji rozpatrywana jest płaska [[geometria]] Wszechświata oraz skala fluktuacji w [[Mikrofalowe promieniowanie tła|mikrofalowym promieniowaniu tła]]. Występują także rozwiązania dla wysokoenergetycznych cząstek blisko lub w skali GUT.

== Problemy i warianty hipotezy ==
Podstawą dla oryginalnej hipotezy inflacji był specyficzny kształt [[potencjał]]u [[pole skalarne|skalarnych]] [[pole Higgsa|pól Higgsa]], zakładanych przez teorie [[Teorie wielkiej unifikacji|GUT]]. Na wykresie potencjału tworzy się punkt, w którym Wszechświat jest w stanie [[fałszywa próżnia|fałszywej próżni]]. Ten stan jest [[Metastabilność|metastabilny]], czyli energia jest chwilowo najniższa. Ponieważ jest jednak dodatnia, tworzy się ujemne ciśnienie, które powoduje, że przestrzeń rozszerza się coraz szybciej, a gęstość nie zmienia się. Ponieważ gęstość fałszywej próżni nie maleje wraz z rozszerzeniem, to nastąpił wykładniczy wzrost objętości Wszechświata. W końcu, w wyniku rozpadu w procesie [[Zjawisko tunelowe|kwantowego tunelowania]], z fałszywej powstaje prawdziwa [[próżnia]].

Jednym z problemów hipotezy inflacyjnej jest zaburzenie gęstości. Gdyby Wszechświat rozwijał się zgodnie z tym modelem, to byłby całkowicie jednorodny i gładki. Jednakże podczas ewolucji Wszechświata musiały utworzyć się pewne zaburzenia gęstości tak, aby z obszarów o większej gęstości powstały [[galaktyka|galaktyki]] i [[gromada galaktyk|gromady galaktyk]]. Zaburzenia pola Higgsa zapewniają [[fluktuacje kwantowe]], ale aby zaburzenia wytworzone na etapie inflacji odpowiadały temu, co obserwujemy teraz, gęstość energii pola Higgsa powinna być zdecydowanie niższa od przewidywanej.

Pewnym rozwiązaniem tego problemu jest wprowadzenie do hipotezy dodatkowego pola, określanego mianem pola inflatonowego, z pożądanymi własnościami. Jednakże nowe pole powoduje, że należy założyć istnienie odpowiednich [[Zagadnienie brzegowe|warunków początkowych]], decydujących o powstaniu Wszechświata, które miały być wyeliminowane za pomocą inflacji kosmologicznej{{odn|Heller|2002|s=143–144}}.

Innym problemem jest to, że kwantowy rozpad doprowadziłby albo do inflacji, która zakończyłaby się prawie natychmiast, albo do [[wieczna inflacja|wiecznej inflacji]]. Pierwszy przypadek nie spełnia swojej roli, drugi oznacza, że bąble, które wyszły z fazy inflacji, są od siebie oddzielone wciąż rozszerzającą się przestrzenią, więc w zasadzie nie mogą się łączyć, a to nie jest zgodne z obserwacjami, gdyż struktura pojedynczego bąbla nie jest widoczna w [[Widzialny Wszechświat|obserwowalnym Wszechświecie]]. Dlatego w dominującej obecnie nowej inflacji (zaproponowanej przez [[Andrei Linde|Andreia Lindego]] w 1982) pole, zamiast tunelować do stanu o niższej energii, powoli zmienia swoją wartość („stacza się”). Kwantowe fluktuacje mogą spowodować, że ta inflacja także będzie wieczna, gdyż obszary, w których pole cofnęło się do stanu o nieco wyższej energii, rozszerzają się szybciej. Inne warianty, takie jak inflacja hybrydowa, przewidują więcej niż jedno pole inflacyjne, przy czym jedno może czasowo uniemożliwiać drugiemu przejście do stanu o niższej energii. Takie modele, jak model Starobinskiego, zastępują pole skalarne modyfikacjami [[Grawitacja|grawitacji]].

Inflacja termiczna (''thermal inflation'') to przypadek, w którym pole jest utrzymywane w stanie o wyższej energii przez wysoką temperaturę.

[[Ciepła inflacja]] (''warm inflation'') uwzględnia obecność promieniowania obok energii próżni.

W 1997 roku istniało 50 odmian hipotezy inflacyjnej<ref>[http://almukantarat.pl/wiedza/01inflacja/ Inflacja] Jan Urbański, 2001.</ref>.

Do krytyków kosmologii inflacyjnej należy [[Roger Penrose]].

== Próby udowodnienia ==
Od lat 80. XX wieku było wiele prób powiązania pola generującego energię [[próżnia|próżni]], które zostało przewidziane przez GUT, aby wykorzystać obserwacje do potwierdzenia tej hipotezy. Próby te mają dostarczyć odpowiedzi na pytanie o pochodzenie i naturę [[Cząstka|cząstek]], które generują energię gęstości próżni, a które dla hipotezy inflacji pozostają zagadką.

W marcu 2014 roku ogłoszono wyniki eksperymentu BICEP2, potwierdzające istnienie [[Polaryzacja typu B|polaryzacji typu B]] spójnego z hipotezą inflacji oraz [[Fale grawitacyjne|pierwotnymi falami grawitacyjnymi]] we wczesnym Wszechświecie na poziomie <math>r=0,2^{+0,07}_{-0,05}.</math> Wyniki wymagają jeszcze potwierdzenia z innych eksperymentów, jednak jeżeli okażą się prawdziwe, będzie to silny dowód za inflacją kosmologiczną<ref>{{cytuj stronę |url = http://blog.vixra.org/2014/03/17/first-direct-evidence-of-cosmic-inflation/ |tytuł = „first direct evidence of cosmic inflation” BICEP2 results |data = 2014-03-17 |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20160304053801/http://blog.vixra.org/2014/03/17/first-direct-evidence-of-cosmic-inflation/ |zarchiwizowano = 2016-03-04 |data dostępu = 2014-03-17}}</ref>.

== Zobacz też ==
* [[Wszechświat de Sittera]]

== Przypisy ==
{{Przypisy}}

== Bibliografia ==
* {{cytuj |autor = Andrew R. Liddle, David H. Lyth |tytuł = Cosmological Inflation and Large-Scale Structure |wydawca = [[Cambridge University Press]] |data = 2000 |isbn = 0521575982}}
* {{cytuj |autor = [[Michał Heller]] |tytuł = Początek jest wszędzie. Nowa hipoteza pochodzenia Wszechświata |wydawca = [[Prószyński i S-ka]] |data = 2002 |miejsce = Warszawa |isbn = 83-7255-127-8 |odn = tak}}

== Linki zewnętrzne ==
; Polskojęzyczne
* {{otwarty dostęp}} Jan Urbański, ''[https://archive.ph/20120710151232/http://almukantarat.pl/wiedza/01inflacja/ Inflacja]'', Obóz letni w Załęczu Wielkim, 2001, [[Klub Astronomiczny Almukantarat]], almukantarat.pl [dostęp 2021-09-03].
* {{otwarty dostęp}} [[Krzysztof Turzyński]], ''[http://www.deltami.edu.pl/2021a/09/2021-09-delta-art-14-turzynski.pdf Gęsi i wczesny Wszechświat]'', „[[Delta (miesięcznik)|Delta]]”, wrzesień 2021 [dostęp 2021-09-03] – artykuł o wariantach modelu inflacyjnego i jego terminologii.

; Anglojęzyczne
* [http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Guth/Guth_contents.html Was Cosmic Inflation The ‘Bang’ Of The Big Bang?], Alan Guth, 1997
* [http://arxiv.org/abs/astro-ph/9901124 An Introduction to Cosmological Inflation], Andrew Liddle, 1999

{{otwarty dostęp}} Nagrania na [[YouTube]] [dostęp 2023-05-21]:
* Don Lincoln, ''[https://www.youtube.com/watch?v=0uj0HZ3HLFw Cosmic Inflation]'', kanał [[Fermilab]]u, 22 listopada 2014;
* ''[https://www.youtube.com/watch?v=7Ic00GU3jcU Mysteries of Cosmic Inflation]'', kanał Closer To Truth, 20 sierpnia 2020;
* [[Sabine Hossenfelder]], ''[https://www.youtube.com/watch?v=n6iSLIx4HrQ Did the universe inflate?]'', kanał autorski, 5 marca 2022.

{{Chronologia Wszechświata}}
{{Kosmologia fizyczna}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Chronologia Wszechświata]]
[[Kategoria:Hipotezy astronomiczne]]