|  |
| --- |
| **Касмалогія** |
|
|   |
| **Аб'екты і працэсы, якія вывучаюцца** |
| * Сусвет
	+ Назіраемы Сусвет
	+ Узрост Сусвету
* Буйнамаштабная структура Сусвету
	+ Фарміраванне структуры
* Рэліктавае выпраменьванне
* Цёмная энергія
* Схаваная маса
 |
| **Назіраемыя працэсы** |
| * Касмалагічнае чырвонае зрушэнне
* Расшырэнне Сусвету
* Фарміраванне галактык
* Закон Хабла
* Нуклеасінтэз
 |
| **Тэарэтычныя пошукі** |
| * Касмалагічныя мадэлі
	+ Касмічная інфляцыя
	+ Вялікі выбух
		- Храналогія Вялікага выбуху
	+ Сусвет Фрыдмана
		- Спадарожная адлегласць
	+ Мадэль Лямбда-CDM
* Касмалагічны прынцып
* Касмалагічнае ўраўненне стану
* Крытычная шчыльнасць
* Храналогія касмалогіі
 |

**Інфляцыйная мадэль Сусвету** — гіпотэза аб фізічным стане і законе расшырэння Сусвету на ранняй стадыі Вялікага выбуху (пры тэмпературы вышэй 1028 K), якая прадугледжвае перыяд паскоранага ў параўнанні са стандартнай мадэллю гарачага Сусвету пашырэння.

Першы варыянт тэорыі быў прапанаваны ў 1981 годзе Аланам Гутам[ru], але ён сустрэўся з сур’ёзнымі цяжкасцямі, якія былі пераадолены рознымі відазмяненнямі сцэнарыя, пачынаючы з прапанаванай Андрэем Ліндэ[ru] ў 1982 мадэлі хаатычнай інфляцыі[ru].

Недахопы мадэлі гарачага Сусвету
--------------------------------

Стандартная мадэль гарачага Сусвету прадугледжвае вельмі высокую ступень аднароднасці і ізатропнасці Сусвету. На часавым інтэрвале ад планкаўскай эпохі ({\displaystyle t\_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}} сек, {\displaystyle \rho \_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{93}} г/см³) да эпохі рэкамбінацыі яе паводзіны вызначаюцца ўраўненнем стану[ru], блізкім да наступнага:

{\displaystyle p=\varepsilon /3,}
дзе *p* — ціск, {\displaystyle \varepsilon } — шчыльнасць энергіі.

Маштабны множнік ​​*R*(*t*) змяняўся на ўказаным інтэрвале часу па закону

{\displaystyle R(t)\sim t^{1/2},}
а затым, да цяперашняга часу, па закону

{\displaystyle R(t)\sim t^{2/3},}
які адпавядае ўраўненню стану:

{\displaystyle p\ll \varepsilon =\rho c^{2},}
дзе {\displaystyle \rho } — сярэдняя шчыльнасць Сусвету.

Недахопам такой мадэлі з’яўляюцца вельмі высокія патрабаванні да аднароднасці і ізатропнасці пачатковага стану, адхіленне ад якіх прыводзіць да шэрага праблем.

### Праблема буйнамаштабнай аднароднасці і ізатропнасці Сусвету

Памер назіранай вобласці Сусвету {\displaystyle l\_{0}} па парадку велічыні супадае з хаблаўскай адлегласцю {\displaystyle r\_{H}=c/H\_{0}\approx 10^{28}} см (дзе H — пастаянная Хабла), гэта значыць, у сілу канечнасці скорасці святла і канечнасці ўзросту Сусвету можна назіраць толькі вобласці (і змешчаныя ў іх аб’екты і часціцы), што знаходзяцца зараз адна ад адной на адлегласці {\displaystyle l\leq l\_{0}}.

Аднак у планковскую эпоху Вялікага Выбуху адлегласць паміж гэтымі часціцамі складала:

{\displaystyle l'=l\_{0}R(t\_{\mathrm {Planck} })/R(t\_{0})\approx 10^{-3}} см,
а памер прычынна-звязанай вобласці (гарызонту) вызначаўся адлегласцю:

{\displaystyle l\_{\mathrm {Planck} }=ct\_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-33}} см (планкаўскі час ({\displaystyle t\_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}} сек)),
гэта значыць, у аб’ёме {\displaystyle \!l'} змяшчалася ~ 1090 такіх планкаўскіх абласцей, прычынная сувязь (узаемадзеянне) паміж якімі адсутнічала. Ідэнтычнасць пачатковых умоў у такой колькасці прычынна незвязаных абласцей уяўляецца вельмі малаверагоднай. Акрамя таго, і ў пазнейшыя эпохі Вялікага выбуху праблема ідэнтычнасці пачатковых умоў у прычынна незвязаных абласцях не здымаецца: так, у эпоху рэкамбінацыі, назіраныя зараз фатоны рэліктавага выпраменьвання, якія прыходзяць да нас з блізкіх кірункаў (якія адрозніваюцца на вуглавыя секунды), павінны былі ўзаемадзейнічаць з абласцямі першаснай плазмы, паміж якімі, згодна са стандартнай мадэллю гарачага Сусвету, не паспела ўсталявацца прычынная сувязь за ўвесь час іх існавання ад {\displaystyle \!t\_{\mathrm {Planck} }.}. Такім чынам, можна было б чакаць істотнай анізатропнасці рэліктавага выпраменьвання, аднак назіранні паказваюць, што яно ў высокай ступені ізатропнае (адхіленні не перавышаюць ~ 10−4).

### Праблема плоскага Сусвету

Паводле дадзеных назіранняў, сярэдняя шчыльнасць Сусвету {\displaystyle \!\rho } блізкая да т. зв. крытычнай шчыльнасці {\displaystyle \!\rho \_{\mathrm {crit} }}, пры якой крывізна прасторы Сусвету роўная нулю. Аднак, згодна з разліковамі данымі, адхіленне шчыльнасці {\displaystyle \!\rho } ад крытычнай шчыльнасці {\displaystyle \!\rho \_{\mathrm {crit} }} з часам павінна павялічвацца, і для тлумачэння назіранай прасторавай крывізны Сусвету ў рамках стандартнай мадэлі гарачага Сусвету прыходзіцца пастуліраваць адхіленне шчыльнасці ў планкаўскую эпоху {\displaystyle \!\rho \_{\mathrm {Planck} }} ад {\displaystyle \!\rho \_{\mathrm {crit} }} не больш, чым на 10−60.

### Праблема буйнамаштабнай структуры Сусвету

Буйнамаштабнае размеркаванне матэрыі ў Сусвеце ўяўляе сабой іерархію «Звышсукупнасці галактык — сукупнасці галактык — галактыкі». Аднак для ўтварэння такой структуры з першасных малых флуктуацый шчыльнасці неабходная пэўная амплітуда і форма спектра першасных узбурэнняў. Гэтыя параметры ў рамках стандартнай мадэлі гарачага Сусвету таксама прыходзіцца пастуліраваць.

Інфляцыйнае пашырэнне на ранніх стадыях эвалюцыі Сусвету
--------------------------------------------------------

Інфляцыйная мадэль прадугледжвае замену пастаяннага закона расшырэння

{\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}}
на экспанентны закон:

{\displaystyle R(t)\sim e^{H(t)t},}
дзе {\displaystyle \!H(t)=(1/R)dR/dt} — пастаянная Хабла інфляцыйнай стадыі, якая у агульным выглядзе залежыць ад часу.

Значэнне пастаяннай Хабла на стадыі інфляцыі складае 1042 сек−1 > *H* > 1036 сек−1, г. зн. па-гіганцку пераўзыходзіць яе сучаснае значэнне. Такі закон пашырэння можа быць забяспечаны станамі фізічных палёў («інфлатоннага поля»), якія адпавядаюць ураўненню стану {\displaystyle p=-\varepsilon }, то-бок адмоўнаму ціску; гэта стадыя атрымала назву інфляцыйнай (лац.: inflatio — раздзіманне), бо нягледзячы на ​​павелічэнне маштабнага множніка *R*(*t*), шчыльнасць энергіі {\displaystyle \!\varepsilon } застаецца пастаяннай.

У ходзе далейшага расшырэння энергія {\displaystyle \varepsilon } поля, які абумоўлівае інфляцыйную стадыю расшырэння, ператвараецца ў энергію звычайных часціц: большасць інфляцыйных мадэлей звязвае такое пераўтварэнне з парушэннямі сіметрыі, якія прыводзяць да ўтварэння барыёнаў. Рэчыва і выпраменьванне набываюць высокую тэмпературу, і Сусвет пераходзіць на радыяцыйна-дамінаваны рэжым пашырэння {\displaystyle \!R(t)\sim t^{1/2}}.

### Вырашэнне праблем мадэлі гарачага Сусвету ў рамках інфляцыйнай мадэлі

* Дзякуючы вельмі высокім тэмпам расшырэння на інфляцыйнай стадыі вырашаецца праблема буйнамаштабнай аднароднасці і ізатропнасці Сусвету: увесь назіраны аб’ём Сусвету аказваецца вынікам пашырэння адзінай прычынна-звязанай вобласці даінфляцыйнай эпохі.
* На інфляцыйнай стадыі радыус прасторавай крывізны павялічваецца настолькі, што сучаснае значэнне шчыльнасці {\displaystyle \!\rho } аўтаматычна аказваецца вельмі блізкім да крытычнага {\displaystyle \!\rho \_{\mathrm {crit} }}, гэта значыць вырашаецца праблема плоскага Сусвету.
* У ходзе інфляцыйнага пашырэння павінны ўзнікнуць флуктуацыі шчыльнасці з такой амплітудай і формай спектра (т. зв. плоскі спектр узбурэнняў), што ў выніку магчыма наступнае развіццё флуктуацый у назіраную структуру Сусвету пры захаванні буйнамаштабнай аднароднасці і ізатропнасці, то-бок вырашаецца праблема буйнамаштабнай структуры Сусвету.

Крытыка інфляцыйнай мадэлі
--------------------------

Мадэль касмічнай інфляцыі цалкам паспяхова, але не неабходна для разгляду касмалогіяй. У яе маюцца праціўнікі, у ліку якіх можна назваць Роджэра Пенроўза. Аргументы праціўнікаў зводзяцца да таго, што рашэнні, якія прапануюцца інфляцыйнай мадэллю, з’яўляюцца толькі «замятаннем смецця пад дыван». Напрыклад, ніякіх фундаментальных абгрунтаванняў таго, што ўзбурэнні шчыльнасці на даінфляцыйнай стадыі павінны быць менавіта такімі малымі, каб пасля інфляцыі ўзнікала назіраная ступень аднароднасці, гэтая тэорыя не прапаноўвае. Аналагічная сітуацыя і з прасторавай крывізной: яна вельмі моцна памяншаецца пры інфляцыі, але нішто не замінала ёй да інфляцыі мець настолькі вялікае значэнне, каб усё ж такі праяўляцца на сучасным этапе развіцця Сусвету. Усе гэтыя складанасці носяць назву «праблемы пачатковых значэнняў».

Інфляцыя на позніх стадыях эвалюцыі Сусвету
-------------------------------------------

Назіранні звышновых тыпу Ia, якія праведзены ў 1998 г. у рамках Supernova Cosmology Project, паказалі, што пастаянная Хабла мяняецца з часам такім чынам (паскарэнне пашырэння ў часе), што дае падставы гаварыць аб інфляцыйнам характары расшырэння Сусвету на сучасным этапе яго эвалюцыі. Загадкавы фактар, здольны выклікаць такія паводзіны, атрымаў назву цёмная энергія.

Гл. таксама
-----------

* Нявырашаныя праблемы сучаснай фізікі
* Пераменная скорасць святла[ru]

Літаратура
----------

* *К. А. Постнов*. Лекции по общей астрофизике для физиков.
* Сайт пра сучасную касмалогію.