インフレ理論の説明と起源
宇宙の歴史のタイムライン。
NASA / WMAP 科学チーム
インフレ理論 ～からアイデアを集める 量子物理学 と 素粒子物理学 ビッグバンに続く、宇宙の初期の瞬間を探る。インフレーション理論によると、宇宙は不安定なエネルギー状態で作成され、初期の瞬間に宇宙の急速な膨張を余儀なくされました。結果の 1 つは、宇宙が予想よりもはるかに大きく、望遠鏡で観測できるサイズよりもはるかに大きいことです。もう 1 つの結果は、この理論がいくつかの特性を予測することです。たとえば、エネルギーの均一な分布や、 時空 —これは、これまでの枠組みの中で説明されていませんでした ビッグバン理論 .
1980 年に素粒子物理学者のアラン・グースによって開発されたインフレーション理論は、インフレーション理論が開発される何年も前からビッグバン理論の中心的な考え方が十分に確立されていたにもかかわらず、今日では一般にビッグバン理論の広く受け入れられている要素と見なされています。
インフレ理論の起源
の ビッグバン理論 特に宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) の発見を通じて確認されたことで、長年にわたって非常に成功していることが証明されました。私たちが見た宇宙のほとんどの側面を説明する理論の大成功にもかかわらず、3つの大きな問題が残っていました。
- 均一性の問題 (または、「なぜ宇宙はビッグバンのわずか 1 秒後に信じられないほど均一だったのか?」 無限の宇宙: ビッグバンを超えて )
- 平坦度の問題
- 予測される過剰生産 磁気独占
ビッグバン モデルは、エネルギーがまったく均一に分布されておらず、多数の磁気単極子が存在する曲がった宇宙を予測しているように見えましたが、いずれも証拠と一致しませんでした。
素粒子物理学者のアラン・ガスは、1978 年にコーネル大学でロバート・ディッケが行った講義で平坦性の問題を初めて知りました。次の数年間で、Guth は素粒子物理学の概念を状況に適用し、初期宇宙のインフレーション モデルを開発しました。
Guth は、1980 年 1 月 23 日のスタンフォード線形加速器センターでの講演で彼の調査結果を発表しました。彼の革新的なアイデアは、素粒子物理学の中心にある量子物理学の原理を、ビッグバン創造の初期の瞬間に適用できるというものでした。宇宙は高いエネルギー密度で創造されたでしょう。熱力学は、宇宙の密度がそれを非常に急速に膨張させたであろうことを示しています.
より詳細に興味がある人にとっては、本質的に、宇宙はヒッグス機構がオフになっている「偽の真空」で作成されたはずです（別の言い方をすれば、 ヒッグス粒子 存在しませんでした）。安定した低エネルギー状態 (ヒッグス機構が作動する「真の真空」) を求めて過冷却のプロセスを経たはずであり、この過冷却プロセスが急速な膨張のインフレーション期を引き起こしたのです。
どのくらい速く？宇宙は10年ごとに2倍の大きさになる-35秒。 10以内-30数秒で宇宙のサイズは 100,000 倍になり、これは平坦性の問題を説明するのに十分な膨張です。宇宙が始まったときに曲率があったとしても、それだけ膨張すると、今日では平らに見える. (私たちが立っている表面が球の外側の曲面であることは分かっていても、地球の大きさは十分に大きいので平らに見えると考えてください。)
同様に、エネルギーが非常に均等に分布しているのは、宇宙が始まったとき、私たちは宇宙の非常に小さな部分であり、宇宙のその部分が非常に急速に拡大したため、エネルギーの大きな不均一な分布があった場合、それらはあまりにも遠く離れていたからです.私たちが知覚するために。これは同質性の問題に対する解決策です。
理論の改良
Guth の知る限り、この理論の問題点は、いったんインフレが始まると、それが永遠に続くということでした。明確なシャットオフメカニズムが整っていないように見えました。
また、宇宙がこの速度で継続的に膨張しているとしたら、シドニー・コールマンによって提示された初期の宇宙についての以前の考えはうまくいきません。コールマンは、初期宇宙における相転移は、合体した小さな泡の作成によって起こったと予測していました。インフレが起こると、小さな気泡はお互いに離れていく速度が速すぎて、合体することができませんでした。
この見通しに魅了されたロシアの物理学者アンドレ・リンデは、この問題を攻撃し、この問題を処理する別の解釈があることに気付きました。 鉄のカーテン (これは 1980 年代のことです。思い出してください) Andreas Albrecht と Paul J. Steinhardt が同様の解決策を思いつきました。
この理論の新しい変種は、1980 年代を通じて実際に勢いを増し、最終的に確立されたビッグバン理論の一部となったものです。
インフレ理論の別名
インフレ理論は、次のようないくつかの名前で呼ばれています。
- 宇宙論的インフレーション
- 宇宙インフレーション
- インフレーション
- 古いインフレ (Guth の元の 1980 年版の理論)
- 新インフレーション理論（バブル問題を修正したバージョンの名称）
- スローロール インフレーション (バブルの問題を修正したバージョンの名前)
この理論には、密接に関連する 2 つの変種もあります。 混沌としたインフレ と 永遠のインフレ 、いくつかの小さな違いがあります。これらの理論では、インフレーションのメカニズムはビッグバンの直後に一度だけ発生したのではなく、常に空間のさまざまな領域で何度も発生しています。彼らは、「バブルユニバース」の数が急速に増加していると仮定しています。 マルチバース .一部の物理学者は、これらの予測が存在することを指摘しています 全て インフレーション理論のバージョンなので、実際にはそれらを別個の理論とは見なさないでください。
量子論なので、インフレーション理論の場の解釈があります。このアプローチでは、駆動メカニズムは インフレータブルフィールド また インフレトン粒子 .
ノート： というコンセプトでありながら、 暗黒エネルギー 現代の宇宙論では宇宙の膨張も加速しますが、関与するメカニズムはインフレーション理論とは大きく異なるようです。宇宙論者が関心を持っている分野の 1 つは、インフレーション理論が暗黒エネルギーへの洞察につながる方法、またはその逆の方法です。