Kosmik inflatsiya

Fizik kosmologiyada **kosmik inflatsiya**, **kosmologik inflatsiya** yoki shunchaki **inflatsiya** – koinotning dastlabki bosqichlarida juda qisqa vaqt davomida sodir boʻlgan ulkan kengayish hodisasini tushuntiradigan nazariyadir.

Kosmik inflatsiya bu koinot 10⁻³⁶ soniyadan 10⁻³² soniyagacha boʻlgan vaqt oraligʻida oʻz hajmini juda katta masshtabda oshirgan hodisadir. Bu kengayish natijasida koinotning oʻlchamlari bir zumda milliardlab marta kattalashgan. Inflyatsiya davridan keyin koinot kengayishda davom etdi, lekin sekinroq. Koinot paydo bolgandan 7,7 milliard yil oʻtib, qorongʻu energiya tufayli bu kengayishning qayta tezlashishi boshlangan (yaʼni 5,4 milliard yil oldin).

Inflyatsiya nazariyasi 1970-yillarning oxiri va 1980-yillarning boshlarida ishlab chiqilgan boʻlib, unda bir qancha nazariy fiziklar, jumladan, Landau nazariy fizika institutida Aleksey Starobinskiy, Kornel universitetida Alan Gut va Lebedev nomidagi fizika institutida Andrey Linde muhim hissa qoʻshgan. Starobinskiy, Gut va Linde 2014 yilda „*kosmik inflyatsiya nazariyasini birinchilardan boʻlib yaratgani uchun*“ Kavli mukofotiga sazovor boʻlishdi. Bu nazariya 1980-yillarning boshlarida yanada rivojlangan. U koinotning keng koʻlamli tuzilishining kelib chiqishini tushuntiradi. Mikroskopik inflyatsiya maydonidagi kvant tebranishlari kosmik oʻlchamgacha kattalashib, koinotdagi strukturaning oʻsishi va paydo boʻlishi uchun asosiy vositalarga aylanadi. Shuningdek, koʻplab fiziklar inflatsiya koinotning barcha yoʻnalishlarda bir xil koʻrinishini (izotropik boʻlishi), kosmik mikrotoʻlqin fon nurlanishining teng taqsimlanishini, koinotning tekis boʻlishini va yagona qutbli magnitlar kuzatilmaganini tushuntirishini taʼkidlaydilar.

2002 yilda nazariyaning asl asos soluvchilaridan uchtasi katta hissalari uchun eʼtirof etildi; M. I.T.dan fiziklar Alan Gut, Stanfordlik Andrey Linde va Prinstonlik Pol Shtaynxardt „kosmologiyada inflyatsiya kontseptsiyasini ishlab chiqqanligi uchun“ Dirak mukofotiga sazovor boʻlishdi.  2012-yilda Gut va Linde inflyatsion kosmologiyani ixtiro qilganliklari va rivojlanishi uchun fundamental fizika boʻyicha yutuq mukofotiga sazovor boʻlishdi.

## Nazariya asoslari
Taxminan 1930 yilda Edwin Hubble uzoq galaktikalardan keladigan yorugʻlikning qizil siljishini aniqladi; yaʼni galaktikalar bir-biridan qanchalik uzoq boʻlsa, shuncha koʻp siljiydi. Bu shuni anglatadiki, galaktikalar Yerdan uzoqlashadi, uzoqroq galaktikalar esa yanada tezroq uzoqlashadi, shuning uchun galaktikalar ham bir-biridan qochadi. Olamning bunday kengayishi avvalroq Aleksandr Fridman va Jorj Lemetr tomonidan umumiy nisbiylik nazariyasidan bashorat qilingan edi. Buni koinot tarkibini bir-biridan shunday tezlikda tarqatib yuborgan dastlabki impulsning natijasi sifatida tushunish mumkinki, ularning oʻzaro tortishish kuchi ularning ortib borayotgan uzoqlashishlarini qaytara olmadi.

Inflyatsiya dastlabki turtkini bergan boʻlishi mumkin. Koinotning kengayish dinamikasini tavsiflovchi Friedman tenglamalariga koʻra, yetarlicha manfiy bosimga ega suyuqlik kosmologik sharoitda gravitatsion qarama-qarshi itarishishga ega boʻladi. Soxta vakuum holatidagi musbat energiyali maydon bunday suyuqlikni ifodalashi mumkin va hosil boʻlgan itarilish koinotni juda katta tezlik bilan kengayishga olib keladi. Ushbu inflyatsiya bosqichi dastlab 1979-yilda Alan Gut tomonidan taklif qilingan, chunki juda katta tezlik bilan kengayish oʻsha paytdagi buyuk yagona nazariyalar tomonidan bashorat qilingan bir qutbli magnitlar kabi gʻayrioddiy qoldiqlarni suyultirishi mumkin edi. Bu nazariya nima uchun bunday kamyob kosmologik jismlar hozirgi zamondagi kuzatuvchilar tomonidan kuzatilmayotganini tushuntiradi.

### Bir xil harorat va zichlik
Inflatsiya nazariyasi koinotning har bir qismi qanday qilib bir xil harorat va zichlikka ega boʻlganini tushuntiradi. Agar inflatsiya boʻlmaganida, bunday holat imkonsiz boʻlardi.
### Kvant tebranishlari
Inflatsiya davrida kvant darajasidagi mayda tebranishlar koinotning kengayishi bilan kattalashgan va galaktikalar, yulduzlar va boshqa yirik obyektlarning paydo boʻlishiga sabab boʻlgan.

## Nazariya mazmuni
Kengayayotgan koinot odatda kosmologik gorizontga ega boʻlib, u Yer sirtining egriligi tufayli paydo boʻlgan gorizontga oʻxshaydi, va kuzatuvchi koʻrishi mumkin boʻlgan Koinot qismining chegarasini belgilaydi. Tezlik bilan kengayib boruvchi koinotdagi kosmologik gorizontdan tashqaridagi obyektlar tomonidan chiqariladigan yorugʻlik (yoki boshqa nurlanish) hech qachon kuzatuvchiga yetib bormaydi, chunki kuzatuvchi va obyekt oʻrtasidagi boʻshliq juda tez kengaymoqda. Kuzatiladigan Koinot – bu ancha kattaroq kuzatilmaydigan Koinotning sabab-oqibatga bogʻliq qismlaridan biridir. Koinotning boshqa qismlari hali Yer bilan aloqa qila olmaydi. Ushbu qismlar bizning hozirgi kosmologik gorizontimizdan tashqarida joylashgan boʻlib, u Yerdan barcha yoʻnalishlarda taxminan 46 milliard yorugʻlik yili masofada joylashgan deb hisoblanadi.

Standart issiq Katta portlash nazariyasiga koʻra, inflyatsiyasiz kosmologik ufq kengayib, yangi hududlarni koʻrish imkonini beradi. Shunga qaramay, kuzatuvchi bunday hududni birinchi marta kuzatganida, u oldin kuzatilib boʻlingan boshqa kosmik hududlardan farq qilmaydi: uning fon nurlanishi boshqa hududlardagi fon nurlanishi bilan deyarli bir xil haroratga ega va uning fazo-vaqt egriligi boshqalar bilan bir xil tarzda rivojlanmoqda.

Bu yerda savol tugʻiladi: yangi hududlar qanday qilib oʻzlarining harorati va egriligini „bilgan“? Ular buni signallar orqali bilib ololmas edi, chunki ilgari ular bizning oʻtmishdagi yorugʻlik konusi(*yorugʻlik signallari tarqalishi mumkin boʻlgan soha*) bilan aloqa qilmagan.

Inflyatsiya bu savolga barcha hududlarning katta vakuum energiyasi yoki kosmologik doimiylikka ega boʻlgan oldingi davrdan kelib chiqqanligini taʼkidlash orqali javob beradi. Kosmologik doimiylikka ega boʻlgan fazo sifat jihatidan farqlanadi: kosmologik gorizont tashqariga siljish oʻrniga oʻz joyida qoladi. Har qanday kuzatuvchi uchun kosmologik gorizontgacha boʻlgan masofa oʻzgarmasdir. Fazo juda tez kattalashib boruvchi tezlikda kengayishi tufayli, bir-biriga yaqin joylashgan ikki kuzatuvchi juda tez uzoqlashadi; hattoki ular orasidagi masofa tezda aloqa chegaralaridan oshib ketadi. Fazoviy qismlar juda tez kengayib, ulkan hajmlarni egallaydi. Narsalar doimiy ravishda maʼlum masofada joylashgan kosmologik gorizontdan tashqariga chiqib ketadi va natijada hamma narsa bir xil koʻrinishga ega boʻladi. Inflatsion maydon vakuum holatiga yaqinlashgan sari, kosmologik doimiylik nolga tenglashadi va fazo odatiy tarzda kengayishni boshlaydi. Fazoning odatiy kengayishida paydo boʻlgan yangi hududlar, inflatsiya davrida gorizontdan siqib chiqarilgan hududlardir. Shuning uchun ular deyarli bir xil harorat va egrilikka ega, chunki ular bir xil kichik hududdan kelib chiqqan. Shunday qilib, inflatsiya nazariyasi turli mintaqalardagi harorat va egriliklarning deyarli bir xil boʻlishining sababini tushuntiradi. Shuningdek, u fazo-boʻlakning oʻzgarmas global vaqtdagi umumiy egriligining nolga teng boʻlishini bashorat qiladi. Bu koinotdagi oddiy materiya, qorongʻu materiya va qoldiq vakuum energiyasining umumiy kritik zichlikka qoʻshilishi kerakligini anglatadi, va bu gipoteza mavjud dalillar bilan tasdiqlanadi. Eʼtiborga loyiq jihat shundaki, inflatsiya fizikchilarga inflatsiya davrida yuzaga kelgan kvant tebranishlaridan foydalangan holda turli mintaqalardagi haroratlar oʻrtasidagi kichik farqlarni hisoblash imkonini beradi va bu miqdoriy prognozlarning koʻpi tasdiqlangan.

### Fazoning kengayishi
Vaqt oʻtishi bilan fazo katta tezlikda (yoki deyarli eksponensial ravishda) kengayadi. Bunda, dastlab tinch holatda boʻlgan har qanday erkin suzuvchi obyektlar juftligi, ular oʻzaro kuch bilan bogʻlanmaguncha, tezlashuvchi tezlikda bir-biridan uzoqlashadi. Bunday obyektlardan birining nuqtayi nazaridan fazo-vaqt, Shvarsshildning qora tuynugining ichki va tashqi hududlariga oʻxshaydi. Har bir obyekt sferik hodisalar gorizonti bilan oʻralgan. Ikkinchi obyekt ushbu gorizont orqali qulaganidan soʻng, u qaytib kelolmaydi. Agar fazo juda katta tezlikda kengayishda davom etsa, uning yuborgan yorugʻlik signallari birinchi obyektga hech qachon yetib bormaydi.

Kengayish aniq eksponensial boʻlgan taxminda, gorizont oʻzgarmas boʻlib qoladi va doimiy fizik masofada turadi. Kengayayotgan koinotning bu qismini quyidagi metrika bilan tasvirlash mumkin:
: 
ds^2=- (1- \Lambda r^2) \, c^2dt^2 + {1\over 1-\Lambda r^2} \, dr^2 + r^2 \, d\Omega^2.

Bu tezlik bilan kengayib boruvchi fazo-vaqt **[[de Sitter fazosi]]** deb ataladi. Uni saqlab turish uchun kosmologik doimiy mavjud boʻlishi kerak. Bu doimiy fazo va vaqt boʻyicha oʻzgarmas boʻlgan hamda yuqoridagi metrikadagi **Λ** ga proporsional boʻlgan vakuum energiya zichligidir. Aniq tezlik bilan kengayish holatida vakuum energiyasi oʻzining energiya zichligi **ρ** ga teng boʻlgan manfiy bosim **-p** ga ega boʻladi; holat tenglamasi esa **p=−ρ** koʻrinishida boʻladi.

Inflatsiya odatda aniq tezlik bilan kengayish emas, balki kvazi-tezlik bilan yoki deyarli juda katta tezlik bilan kengayishdir. Bunday Koinotda vakuum energiyasi zichligi asta-sekin kamayib borishi natijasida vaqt oʻtishi bilan gorizont sekin-asta kengayib boradi.

## Tenglamalar va dalillar
1. **[[Albert Einstein|Einstein]] umumiy nisbiylik nazariyasi.** Inflatsiya kengayishini tushuntirishda umumiy nisbiylik nazariyasidan foydalaniladi. Bu nazariya koinotning kengayishi vaqt va fazoning tuzilishiga qanday taʼsir qilishini tushuntiradi.

2. **Skalyar Maydon.** Inflatsiya „inflaton (*Inflatsiya maydoni)*“ deb ataluvchi skalyar maydon orqali amalga oshirilgan deb hisoblanadi. Bu maydonning potensial energiyasi koinotni juda katta tezlikda kengaytirgan.
### Inflatsiyani tasdiqlovchi kuzatuvlar
1. **WMAP** (2001–2010) va **Planck** (2009–2013) sunʼiy yoʻldoshlari koinotdagi kosmik fon nurlanishining bir xil taqsimlanishini yuqori aniqlikda oʻlchagan.

2. Galaktikalar va ularning klasterlarining joylashuvi inflatsiya davrida kvant tebranishlarining yirik tuzilmalarga aylanganini koʻrsatadi.
## Manbalar