Теория инфляции и проблема плоскостности

Недавно я смотрел видео о том, как теория инфляции решает некоторые проблемы, вытекающие из теории большого взрыва. В частности, у меня есть несколько вопросов, касающихся проблемы плоскостности и того, как теория инфляции решает ее. Но сначала я хотел бы объяснить свое понимание проблемы плоскостности.

Проблема плоскостности возникает, когда текущая Вселенная имеет плотность, очень близкую к критической плотности, но это странно, потому что это потребовало бы, чтобы Вселенная имела омега почти = 1 с САМОГО начала (и эта вероятность чрезвычайно мала). Говорят, что если омега «намного» меньше/больше 1, то это заставит вселенную расширяться/сжиматься в геометрической прогрессии.

Мои вопросы:

  1. Чем этот процесс экспоненциального расширения/сжатия отличается от эволюции закрытой/открытой Вселенной? Отвергает ли теория инфляции любую возможность открытой/закрытой Вселенной (у которой омега больше/меньше 1)?

  2. Чем инфляция отличается от расширения? В том смысле, что если бы не было инфляции, а было бы только расширение, то плотность отклонялась бы от критической плотности экспоненциально , но каким-то образом, если бы была инфляция, то инфляция привела бы любую начальную плотность к критической плотности , почему?

Буду очень признателен за разъяснения по этому вопросу!

Ответы (1)

Инфляционная экспансия характеризуется тем, что темпы экспансии, выраженные количественно через масштабный фактор , а ( т ) , ускоряется. То есть, а ¨ > 0 .

1) Инфляция не предъявляет никаких требований к глобальной геометрии Вселенной. Если Вселенная закрыта, инфляция просто делает закрытую Вселенную намного больше. Локально это приводит к тому, что Вселенная выглядит более плоской. И аналогично для открытой вселенной.

2) Инфляция есть особый вид расширения, а именно расширение с а ¨ > 0 . Из уравнения Фридмана, которое управляет эволюцией однородной и изотропной Вселенной, мы можем записать параметр плотности в терминах масштабного фактора как

Ом ( а ) "=" [ 1 − 3 к а 1 + 3 ш ] − 1 ,
где мы приравняли приведенную планковскую массу к единице. Здесь к - параметр кривизны и ш определяет уравнение состояния космологической жидкости через п "=" ш р где п его давление и р это плотность. Для нерелятивистской материи ш "=" 0 ; это пример «нормального» неускоренного расширения. Вы можете видеть, что если, скажем, Ом < 1 изначально, с ш "=" 0 параметр плотности будет стремиться к нулю, поскольку Вселенная растет в условиях расширения, в котором преобладает материя.

Если, однако, Вселенная раздувается, мы имеем ш < − 1 / 3 . Особый интерес представляет случай ш "=" − 1 , для которых инфляционная плотность энергии постоянна (так называемое разложение де Ситтера). Здесь вы можете видеть, что Ом приводится к 1. Вот простой график, показывающий это поведение с Ом "=" 0,5 изначально, с а вдоль оси x и Ом ( а ) вдоль у,

введите описание изображения здесь

Эти же аргументы применимы и к закрытым моделям.

Спасибо! Ваше объяснение было ясным, даже несмотря на то, что степень моих знаний не включала уравнение параметра плотности и все последующее. Я хотел бы спросить, знаете ли вы какой-либо источник, который хорош для начинающих, чтобы понять последние части?
Если вы немного разбираетесь в вычислениях, это может быть полезной ссылкой: ned.ipac.caltech.edu/level5/Peacock/Peacock3_2.html .
Еще один вопрос - согласно уравнению Ω(a)=[1−3ka(1+3w)]^−1, если w=0 (в случае нормального неускоренного расширения), то Ω(a)= [1−3ка]^−1. Казалось бы, независимо от того, k>0 или k<0, по мере того, как а приближается к бесконечности, Ω(a) будет приближаться к 0. Как же тогда может произойти большой хруст?
Начальное значение а только подразумевается в этом выражении. Действительно, к → к / а я . Попробуйте еще раз, скажем, Ом "=" 1,5 в а я "=" 1 . Когда вы получаете свой большой хруст?
Я подставляю a как 1, поэтому 1,5 = [1-3k] ^ -1, следовательно, большой кризис происходит, когда начальное k = 1/9?
Затыкать к "=" 1 / 9 в выражение для Ом и развить его из а "=" 1 . Он взорвется а "=" 3 ; это ваш большой хруст.
Понял. Спасибо!!
Теория инфляции и проблема плоскостности
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v