# Галәмнең инфляциясе

* Космология
* Өйрәнелә торган объектлар һәм җәрәяннәр
* Галәм
* Күзәтелә торган галәм
* Галәмнең эре масштаблы структурасы
* Реликт нурланыш
* Кара энергия
* Кара матдә
* Галәм тарихы
* Зур Шартлау хронологиясе
* Галәмнең яше
* Галактиктикаларның формалашуы
* Күзәтелә торган җәрәяннәр
* Космологик кызыл тайпылма
* Галәмнең киңәюе
* Һаббл кануны
* Нуклеосинтез
* Космологик модельләр
* Галәмнең инфляциясе
* Зур Шартлау
* Фридман Галәме
* Киңәймәүче аралык
* Лямбда-CDM моделе
* Халәт тигезләмәсе (космология)
* Чик тыгызлыгы
* Космологик мәсләк
* Кайнар галәм моделе
Галәмнең инфляциясе яки Галәмнең инфляцион моделе - Зур Шартлауның башлангыч чорында (10²⁸ К температурасында) Галәмнең бик тиз тизләнешле киңәюе хакында фараз. Кызу Галәмнең стандарт моделеннән аермалы буларак Галәмнең инфляцион моделе тизләнешле киңәю ярдәмендә башлангыч беришсезлекләрне, димәк галактикалар, томанлыклар хасил булуын аңлата ала.
1981 елда Алан Гут беренче юраманы тәкъдим итә, ләкин нәкъ Cəʙᴎт Социалистик Җɵᴍhүpᴎᴙтләр Беpᴫеᴦе һәм Россия физиклары Алексей Старобинский, Андрей Линде, Вячеслав Муханов теорияне булдыруда иң зур өлеш кертәләр.

# Галәмнең инфляциясе
## Заманча тәгълиматлар

Гадәттә хәзер Зур Шартлау теориясе һәм Кайнар Галәмнең моделе берләштерелә, ләкин тарихта бу тәгълиматлар бәйсез итеп иҗат ителде.
Хәзерге вакытта күзәтелә торган Галәмнең хасил булуы хакында берничә фараз бар:
* Андрей Линде теориясе буенча Галәм чиксез һәм бик тыгыз энергия белән тулган, ә безнең күзәтелә торган өлеше Галәмнең кечкенә өлеше киңәюе - инфляция сәбәпле "куык"ка әйләнгән (тыгыз сырда куыклар барлыкка килә кебек). Теория буенча баштарак матдәсез, нурланышсыз вакуум булган, бөтен фәза инфлатон кыр белән тулган булган һәм очраклы рәвештә инфлятон кырның 10⁻³³ см зурлыктагы бериш халәте килеп чыккан, нәкъ шул мизгелдән бирле Галәмебез тарихы башланган. Әлеге фәза өлкәсе бик тиз киңәя башлаган (инфляция чоры), инфлатон кыр энергиясе минимумга омтылган. Инфляция чоры 10⁻³⁵ сек сузылган һәм нәтиҗәдә инфлатон кырның потенциаль энергиясе минимумга җиткән, ә кинетик энергиясе тиз хәрәтләнгән элементар кисәкчекләргә әйләнгән, ә Галәм зурлыгы 1 сантиметрга җиткән - Зур Шартлау дәвере башланган.
* Ли Смолин теориясе буенча Галәмнәр кара тишекләр эчендәге сингулярлыклар шартлау нәтиҗәсендә килеп чыгалар.
* Нейл Турок теориясе буенча Галәмнәр "браналар" (Кыллар теориясендә күп үлчәмле мембраналар) бәрелешү нәтиҗәсендә хасил була.

# Галәмнең инфляциясе
## Зур Шартлау - Кайнар Галәмнең теориясе кимчелекләре

* Зур Шартлау - Кайнар Галәмнең моделендә Галәм бик бериш һәм изотропик булырга тиеш. Бу таләпләр күп проблемаларга китерә.
Планк чорыннан ($t_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}$ сек, $\rho _{\mathrm {Planck} }\approx 10^{93}$ г/см³) рекомбинация чорына кадәр Галәмнең торышы халәт тигезләмәсе белән тасвирлана:
$p=\varepsilon /3$, где p — басым, $\varepsilon$ — энергия тыгызлыгы.
Кызу Галәмнең моделендә масштаб факторы өстәрәк күрсәтелгән чорда:
R(t)=$R(t)\sim t^{1/2}$
Соңрак, бүгенге заманга кадәр:
    $R(t)\sim t^{2/3}$, ә халәт тигезләмәсе:
    $p\ll \varepsilon =\rho c^{2}$
биредә $\rho$ — Галәмнең уртача тыгызлыгы
* Зур Шартлау - Кызу Галәмнең моделенең икенче зур кимчелеге - тәҗрибәләрдә табылган реликт нурланышның анизотропиясе күзәтелми, ә Кызу Галәмнең моделендә ул булырга тиеш.
* Галәмнең уртача тыгызлыгы $\!\rho$ чик тыгызлыгына $\!\rho _{\mathrm {crit} }$ якын (чик тыгызлыгында Галәмнең фәза кәкрәюе нульга тигез) - яссы Галәмгә туры килә. Ләкин исәпләүләргә караганда вакыт белән чик тыгызлыгы арта бара, ә Кызу Галәмнең моделендә күзәтелә торган Галәмнең фәза кәкрәюен аңлату өчен тыгызлык $\!\rho _{\mathrm {Planck} }$ һәм $\!\rho _{\mathrm {crit} }$ тайпылуы 10⁻⁶⁰ тигез дип постулат итәргә туры килә.
* Кызу Галәмнең моделендә галактикалар, галактикалар тупланмасы хасил булуын аңлату өчен тыгызлыкның башлангыч кечкенә флуктуацияләрен тагы постулат итәргә кирәк. Постулат - аңлатма түгел.

# Галәмнең инфляциясе
## Галәмнең инфляциясе

Кызу Галәмнең моделендә Галәмнең киңәюе болай тасвирлана:
    $R(t)\sim t^{1/2}$
Галәмнең инфляцион моделендә түбәндәгечә тасвирлана:
    $R(t)\sim e^{H(t)t}$, биредә $\!H(t)=(1/R)dR/dt$ — Һаббл даимие
Инфляция чорында Һаббл даимие 10⁴² сек⁻¹ > H > 10³⁶ сек⁻¹ — булган, димәк бүгенге Һаббл даимиеннән шактый зуррак.
Инфлатон кырда халәт тигезләмәсе:
$p=-\varepsilon$
Алдагы киңәю барганда, $\varepsilon$ кырның энергиясе гадәти кисәкчекләр энергиясенә әйләнә, матдә һәм нурланыш югары температураны ала һәм Галәм нурланыштагы киңәю тәртибенә күчә :
    $\!R(t)\sim t^{1/2}$

# Галәмнең инфляциясе
## Зур Шартлау - Кызу Галәм моделе проблемаларын Галәмнең инфляцион моделендә чишү

* Галәмнең беришлеге һәм изотроплыгы аңлатыла: инфляция алдыннан тик сәбәпләр бәйле өлкәнең киңәюе нәтиҗәсендә күзәтелә торган Галәм барлыкка килгән.
* Инфляция чорында фәзаның кәкрәю радиусы бик тиз шактый арта, һәм заманча тыгызлык чик тыгызлыгына якын булып чыга, шуңа күрә яссы Галәм проблемасы чишелә.
* Инфляцион киңәю барганда тыгызлыкның флуктуацияләре шундый амплитудалы һәм спектрлы була, нәтиҗәдә соңрак бүгенге Галәмнең структурасына - галактикаларга, галактикалар тупланмасына китерә, ә Галәмнең беришлеге һәм изотроплыгы саклана.

# Галәмнең инфляциясе
## Раслауларны эзләү

Галәмнең инфляцион моделе казанышларына карамастан, аңа тәнкыйтьчеләр бар: күренекле инглиз физигы Роҗер Пенроуз квант флуктуацияләре инфляция нәтиҗәсендә бүгенге Галәмнең структурасына китерә, ә беришлек, изотроплык саклана дигән модельне шик астына куя. Пенроуз бөтенләй киңәюгә каршы чыга һәм үзенчәлекле комформ үзгәрешләр математик моделен тәкъдим итә.
Тәнкыйтьләүгә карамастан, 1988 елда үтә яңа йолдызларны күзәткәндә, Һаббл даимиен үзгәрү табылган, димәк Һаббл даимие вакыт белән үзгәрә һәм бүгенге эволюциядә Галәм инфляцион рәвештә киңәя бара. Шушы үзгәрешләр серле фактор - кара энергия белән аңлатыла.
Галәмнең инфляцион моделен раслау өчен реликт гравитацион дулкыннарны табырга кирәк. Хәзер шушы тәҗрибәләр актив алып барыла. 2014 елда табылган гравитацион дулкын билгеләре шик астында куелган.