ภาวะเงินเฟ้อของจักรวาลและเอกภพยุคแรกเริ่ม

ภาวะเงินเฟ้อเสนอว่าเอกภพมีการขยายตัวแบบทวีคูณในช่วงเวลาสั้น ๆ ในช่วงแรกเริ่ม ซึ่งช่วยแก้ปัญหาที่ค้างคามานานและเป็นรากฐานสำหรับทุกสิ่งที่ตามมา

Definition

ภาวะเงินเฟ้อของจักรวาล (Cosmic inflation) คือยุคสมมติฐานของการขยายตัวแบบเร่งและเกือบเป็นแบบทวีคูณในเอกภพยุคแรกเริ่ม ซึ่งโดยทั่วไปแล้วขับเคลื่อนโดยพลังงานศักย์ของสนามสเกลาร์ ที่ยืดขยายบริเวณเล็ก ๆ ที่เชื่อมโยงกันในเชิงสาเหตุให้ครอบคลุมเอกภพที่สังเกตได้ และอธิบายความสม่ำเสมอและความแบนราบของเอกภพ

Scope

หัวข้อนี้ครอบคลุมถึงแรงจูงใจสำหรับภาวะเงินเฟ้อในปัญหาขอบฟ้า ปัญหาความแบนราบ และปัญหาโมโนโพล พลวัตของสนามสเกลาร์ที่เคลื่อนที่ช้า หรืออินฟลาตอน ที่ขับเคลื่อนการขยายตัวแบบเร่ง การให้ความร้อนซ้ำที่ยุติภาวะเงินเฟ้อและเติมเต็มเอกภพด้วยสสารและรังสี และการคาดการณ์ทั่วไปที่ทำให้ภาวะเงินเฟ้อสามารถทดสอบได้

Core questions

• ทำไมจึงมีการเสนอภาวะเงินเฟ้อ?
• สนามสเกลาร์ขับเคลื่อนการขยายตัวแบบเร่งได้อย่างไร?
• เกิดอะไรขึ้นเมื่อภาวะเงินเฟ้อสิ้นสุดลง?

Key concepts

• ปัญหาขอบฟ้า
• ปัญหาความแบนราบ
• ปัญหาโมโนโพล
• สนามอินฟลาตอน
• การเคลื่อนที่ช้า
• การให้ความร้อนซ้ำ
• อี-โฟลด์

Key theories

การแก้ปัญหาขอบฟ้าและปัญหาความแบนราบ

การขยายตัวแบบเร่งทำให้เอกภพที่สังเกตได้สืบเชื้อสายมาจากพื้นที่เล็ก ๆ ที่เชื่อมโยงกันในเชิงสาเหตุเพียงแห่งเดียว และขับเคลื่อนความโค้งของอวกาศให้เข้าใกล้ศูนย์ ซึ่งอธิบายความสม่ำเสมอและความแบนราบที่สังเกตได้

ภาวะเงินเฟ้อแบบเคลื่อนที่ช้า

หากสนามสเกลาร์เคลื่อนที่ช้าลงตามศักย์ที่ราบเรียบ ความหนาแน่นของพลังงานที่เกือบคงที่ของมันจะทำหน้าที่เหมือนค่าคงที่จักรวาลวิทยาและคงการขยายตัวแบบทวีคูณไว้จนกว่าสนามจะถึงจุดต่ำสุดและสลายตัว ทำให้เอกภพกลับมาร้อนอีกครั้ง

Mechanisms

พลังงานศักย์ของสนามสเกลาร์ที่เคลื่อนที่ช้าจะครอบงำความหนาแน่นของพลังงานและทำหน้าที่เหมือนค่าคงที่จักรวาลวิทยา ซึ่งขับเคลื่อนการขยายตัวแบบทวีคูณที่ทำให้พื้นที่แบนราบและเจือจางซากโบราณสถาน เมื่อสนามถึงจุดต่ำสุดของศักย์ มันจะแกว่งและสลายตัว ทำให้เอกภพกลับมาร้อนอีกครั้งเข้าสู่บิกแบงที่ร้อน

Clinical relevance

ภาวะเงินเฟ้อเป็นทฤษฎีชั้นนำเกี่ยวกับสภาวะเริ่มต้นของเอกภพ: มันอธิบายว่าทำไมจักรวาลถึงมีความสม่ำเสมอและแบนราบ ขจัดปัญหาโมโนโพลที่มากเกินไปของทฤษฎีรวมแรงพื้นฐาน และคาดการณ์สเปกตรัมของการรบกวนที่เกือบไม่ขึ้นกับมาตราส่วน ซึ่งได้รับการยืนยันโดยพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล ทำให้เป็นเสาหลักที่สำคัญและสามารถทดสอบได้ของจักรวาลวิทยาสมัยใหม่

History

สตารอบินสกี (Starobinsky) เสนอแบบจำลองภาวะเงินเฟ้อในช่วงแรกในปี 1980 และกัธ (Guth) ได้นำเสนอภาวะเงินเฟ้อในปี 1981 เพื่อแก้ปัญหาขอบฟ้า ปัญหาความแบนราบ และปัญหาโมโนโพล ลินเด (Linde), อัลเบรชต์ (Albrecht) และสไตน์ฮาร์ดต์ (Steinhardt) ได้พัฒนาสถานการณ์การเคลื่อนที่ช้าในปี 1982 ซึ่งแก้ไขปัญหาในเวอร์ชันดั้งเดิมของกัธและกลายเป็นกรอบมาตรฐาน

Debates

ความสามารถในการทำนายและพหุภพ

เนื่องจากภาวะเงินเฟ้อสามารถเกิดขึ้นได้ในหลายแบบจำลองและอาจก่อให้เกิดพหุภพที่ขยายตัวตลอดไป นักวิจารณ์จึงตั้งคำถามว่ามันสามารถพิสูจน์ได้ว่าผิดได้มากน้อยเพียงใด ในขณะที่ผู้สนับสนุนชี้ไปที่การคาดการณ์ทั่วไปที่ได้รับการยืนยันแล้ว ทำให้สถานะทางญาณวิทยาของมันยังคงเป็นที่ถกเถียงกัน

Key figures

• Alan Guth
• Andrei Linde
• Andreas Albrecht
• Paul Steinhardt
• Alexei Starobinsky

Seminal works

• guth1981
• linde1982

Frequently asked questions

ปัญหาขอบฟ้าคืออะไร?

บริเวณที่อยู่ตรงข้ามกันบนท้องฟ้ามีอุณหภูมิเท่ากันในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล แม้ว่าหากไม่มีภาวะเงินเฟ้อแล้ว บริเวณเหล่านั้นไม่น่าจะมีการแลกเปลี่ยนแสงหรือความร้อนได้เลย ภาวะเงินเฟ้อแก้ปัญหานี้โดยให้บริเวณทั้งหมดมีต้นกำเนิดมาจากพื้นที่เล็ก ๆ ที่เชื่อมโยงกันในเชิงสาเหตุเพียงแห่งเดียว

ภาวะเงินเฟ้อได้รับการพิสูจน์แล้วหรือไม่?

ภาวะเงินเฟ้อได้ผ่านการทดสอบที่สำคัญ โดยเฉพาะอย่างยิ่งความผันผวนแบบเกาส์เซียนที่เกือบไม่ขึ้นกับมาตราส่วนที่เห็นในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล แต่ยังไม่ได้รับการพิสูจน์ การตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์ผ่านโพลาไรเซชันแบบ B-mode จะให้การยืนยันที่แข็งแกร่งยิ่งขึ้น