Ученые построили численную модель роста неоднородностей из квантовых флуктуаций в темные века в рамках теории инфляционного расширения. Оказалось, что повышение контраста плотности происходит очень быстро, как только процесс переходит в нелинейный режим. Результаты позволяют лучше понять ключевой этап существования очень ранней Вселенной в рамках доминирующей теоретической концепции и подтверждают потенциальную возможность экспериментальной проверки идеи инфляции, пишут авторы в журнале Physical Review Letters.

Теория горячего Большого взрыва подробно описывает эволюцию Вселенной, начиная с высокоэнергетической горячей стадии. Эта концепция проверена многочисленными наблюдениями, а ее предсказания соответствуют реальности с высокой точностью. Однако она не способна дать ответы на ряд вопросов, таких как проблемы кривизны и горизонта, из-за чего ученые работают над созданием более общей теории.

На данный момент предложено немало альтернативных идей, но ни одна из них не получила убедительных доказательств. Наиболее популярной и разработанной является гипотеза о космологической инфляции — предшествующему горячему Большому взрыву экспоненциально быстрому расширению пространства, которое приводит к сглаживанию всех неоднородностей и помимо квантовых флуктуаций. Такой процесс позволяет разрешить многие возникшие трудности, но некоторые аспекты самой инфляции остаются без подробной оценки.

В рамках теории инфляции формулируется множество различных моделей, которые похожи общей динамикой, но отличаются в деталях. В простых сценариях Вселенная к сегодняшнему моменту вырастает как минимум в 1060 раз, причем на сам инфляционный этап приходится 30 порядков, затем за триллионную долю секунды (первичные темные века) набегает еще 15 порядков, после чего можно говорить об относительно привычных физикам взаимодействиях на типичных для Большого адронного коллайдера энергиях. Расширение на оставшиеся 15 порядков растянуто на последующие 13,8 миллиарда лет до настоящего времени.

Новозеландские ученые из Оклендского университета под руководством Ричарда Истера (Richard Easther) провели первые детальные исследования роста неоднородностей сразу после окончания инфляции. Эти неоднородности должны были позже стать зародышами как видимых в карте реликтового излучения различий, так и похожей на пену крупномасштабной структуры современной Вселенной, образованной скоплениями галактик.

В рамках теории инфляции постулируется, что ранняя Вселенная был заполнена вырожденным квантовым конденсатом новых частиц (инфлатонов) — квантов физического поля, которое и приводило к быстрому расширению, обладая высокой потенциальной энергией. В течение самой инфляции распределение плотности инфлатонного конденсата остается с высокой точностью однородным, однако затем квантовые флуктуации вырастают, появляются возмущения, конденсат может фрагментироваться и в конечном итоге порождать известные сегодня частицы.

Теоретически можно решить уравнения общей теории относительности с учетом такого поля, но с практической точки зрения имеющихся вычислительных мощностей не хватает для достижения высокой точности за разумное время. В связи с этим локальная динамика, связанная с гравитацией растущих сгустков, ранее подробно рассматривалась только в рамках теории возмущений, которая применила лишь на линейном режиме роста, то есть при контрасте плотности не более единицы.

Авторы новой работы показывают, что в предположении о лидирующей роли одного нелинейного фактора — взаимодействия инфлатонов друг с другом — однородное распределение инфлатонов теряет симметричность и система переходит в нерелятивистский режим, так как из-за происходящего расширения Вселенной длины волн частиц растягиваются, а их импульсы пропорционально уменьшаются. Этот этап напоминает эволюцию обычной материи в более поздние эпохи, но важное отличие заключается в сохраняющейся вырожденности конденсата, из-за чего его нельзя описать с помощью классической физики частиц, но можно при помощи классической теории поля.

Такое состояние в точности соответствует условиям применимости формализма Шредингера — Пуассона: материю можно описать нерелятивистской волновой функцией, а гравитационный потенциал можно вычислить из уравнения Пуассона. Известно, что уравнения в этом приближении оказываются достаточно просты для точного численного решения в небольшом пространственном масштабе.

В результате авторам удалось проследить рост возмущений до максимального контраста плотности в 600, что выходит далеко за линейный режим. Исследователи решают уравнения на небольшой трехмерной сетке с 512 ячейками вдоль каждой стороны. За рассматриваемое время Вселенная успевает расшириться в 200 раз.

В будущем в подобные моделирования необходимо также включать взаимодействие инфлатонов с частицами Стандартной модели и темной материи, что позволит описать процесс перехода к горячей стадии жизни Вселенной. Также данная работа позволяет наметить возможный путь подтверждения результатов: необходимо вычислить спектр гравитационных возмущений, порождаемых ростом первичных неоднородностей, и вычислить его эволюцию в последующие этапы. Они должны выглядеть как гравитационные волны большой длины и теоретически могут попадать в области чувствительности будущих гравитационных антенн, в том числе готовящейся к запуску в 2034 году космической установки LISA.

Ранее ученые использовали бозе-конденсат для экспериментального моделирования расширения Вселенной, не смогли получить темную материю из черных дыр в рамках теории критической инфляции Хиггса и предложили проверять альтернативны теории инфляции с помощью метода «стандартных часов». О появлении самой идеи космологическая инфляции и к следующим из нее выводам мы писали в материале «Инфляция космических масштабов».

Тимур Кешелава

Источник: nplus1.ru

Оставить комментарий

Пожалуйста, авторизуйтесь чтобы добавить комментарий.
  Подписаться  
Уведомление о