Enflasyon (kozmoloji)

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara
Fiziksel Kozmoloji

Fiziksel kozmoloji, kozmik enflasyon, kozmolojik enflasyon, ya da sadece enflasyon erken evrendeki uzayın üstsel genişlemesiyle ilgiki bir teoridir. Enflasyona maruz kalınan çağ büyük patlamadan 10−36 saniye sonra 10−33 ile 10−32 saniyeleri arasında sürdü. Devam eden enflasyona maruz kalan dönem, evren genişlemeye devam etti ancak genişleme oranı düştü.[1]

Enflasyon teorisi 1980'li yılların başlarında geliştirilmiştir. Bu kozmozun büyük ölçekli yapısının kökenini açıklar. Mikroskobik enflasyona maruz kalan bölgelerdeki kuantum dalgalanmalar kozmik boyutu büyüttü. Evrendeki yapıların gelişimi için tohumlr oluştu.[2] ( galaksi oluşumuna, yapısına ve evrilmesine bakın) Birçok fizikçi enflasyonun neden evrenin her yönde eşit dağıldığını, neden kozmik mikrodalga arka plan ışımaların eşit bir şekilde dağıldını, neden evrenin düz olduğunu ve neden manyetik tek kutubun gözlemlenemediğini açıkladığına inaniyorlar.

Detaylı parçacık fiziği mekanizmasının enflasyondan sorumlu olup olunmadığı  bilinmemektedir. Temel enflasyonist paradigması birçok fizikçi tarafından kabul edilmiştir. Birçok fizikçi bir tahminlerin gözlemlerle doğrulandığına inanmaktadırlar.[3] Ancak bilim adamlarının önemli bir azınlığı bu noktada kaşıt düşüncededirler.[4][5][6]  Enflasyondan sorumlu olan kuramsal alan inflaton olarak adlandırılır.[7]

2002 yılında, teorinin orijinal mimarlarından üçünin fiziğe büyük katkıları fizikçi Alan Guth M.I.T üniversitesinde, Andrei Linde Stanford üniversitesinde ve Paul Steinhardt Princteon üniversitelerinden  prestijli Dirac ödülünü kozmolojideki enflasyon konseptini geliştirdikleri için paylaştılar.[8]

Genel Taslak[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin Tarihi - yerçekimisel dalgalar hipotezi büyük patlamadan hemen sonra ışıktan daha hızlı genişleyen kozmik enflasyondan meydana gelmiştir.[9][10][11]

Genişleyen evren genellikle kozmolojik ufuğa sahiptir. Dünya yüzeyinin eğriliği yüzünden evrenin sınırlarında benzer  alışılmış  ufukların izlerini gözlemciler görebilirler. Uzayın gözlemci ve obje arasının çok hızlı bir şekilde genişlemesiyle, ışık ya da diğer ışımalar kozmolojik ufuğun ötesindeki objeler tarafından emilir ve ışık hiçbir zaman gözlemciye ulaşamaz.

Dünyadan bakıldığında, Gözlemlenebilir evren gözlemlenemeyen  evrene göre çok küçük bir kesittir. Evrenin diğer kısımları henüz dünya ile iletişim kuramaz. Evrenin bu parçaları mevcut kozmolojik ufuğun dışındadır. Standart sıcak big bang modelinde, enflasyon olmadan, kozmolojik ufuk dışarı doğru akar ve yeni bölgeleri görüş açısına sokar. Yerel bir gözlemci uzayda ilk defa bir bölgeyi gördüğünde durum  gözlemci için daha önce gördüğü bölgelerden hiçte farklı değildir. İlk kez gördüğü bölgedeki arka plan radyasyonu ile diğer bölgelerdeki arka plan radyasyon sıcaklığı hemen hemen aynıdır ve uzay zaman eğriliği birbiri ardına gelişmektedir. Bu olay bir bize bir gizem suvar. Bu yeni bölgeler nasıl oluyorda eski bölgelerle aynı sıcaklık ve eğrilik değerine sahip oldu ? Bu değerlere sinyaller sayesinde ulaşmış olamazlar çünkü daha önce onlar bizim baktığımız ışık konileri ile iletişim halinde değillerdi.[12][13]

Enflasyon bütün bölgelerin büyük bir vakum enerjisi ile , ya da kozmolojik sabiti ile bir önceki dönemin geldiğini varsayarak bu soruyu cevaplar. Kozmolojik sabiti ile bir uzay niteliksel olarak farklıdır: dışa doğru hareket etmek yerine, kozmolojik ufuk kıpırdamadan sabit  kalır. Herhangi bir gözlemci için, kozmolojik ufka olan  mesafe sabittir. uzayın katlanarak genişletilmesi ile, iki yakın gözlemciler çok hızlı bir şekilde ayrılır; o kadar ki, aralarındaki mesafenin hızla iletişim sınırlarını aştığını söyleyebiliriz. Mekansal dilim büyük miktarlar kapsayacak şekilde çok hızlı genişlemektedir. Bazı  şeyler sürekli olarak  mesafe ile sabitlenmiş olan kozmolojik ufkn ötesine doğru hareket eder ve her şey homojen bir hale gelir.

Enflasyon alanı  yavaş yavaş uzayda gevşerken , kozmolojik sabit sıfıra gider ve uzay normal genişlemeye başlar. Normal bir genleşme aşamasında görünümüne giren yeni bölgeler enflasyon sırasında ufuk dışına itilen bölgelerle aynıdır ve böylece ufuk dışına itilen ve ufka yeni giren bölgeler aynı sıcaklık ve eğriliğe sahiptir çünkü ikiside uzayın aynı küçük bölgesinden aynı yolu izleyerek gelmiştir.

Enflasyon teorisi farklı bölgelerin neden  sıcaklık ve eğrilik değerlerinin neredeyse eşit olduğunu bu şekilde açıklar. Aynı zamanda sabit küresel bir zamanda bir uzay diliminin toplam eğriliğinin sıfır olduğunu öngörür. Bu öngörü evrendeki  toplam sıradan maddelerin, toplam karanlık maddelerin ve toplam artık vakum enerjilerin hepsinin  kritik yoğunluğa eklenmesinin zorunlu olduğu anlamına gelir. kadar eklemek zorunda anlamına gelir ve kanıtlarıyla bunu destekler. Daha çarpıcı olan ise,  enflasyon fizikçilere  enflasyon çağındaki  kuantum dalgalanmalarından farklı bölgelerin sıcaklık farklılıklarını dakikalara göre hesaplamak için izin verir, ve bu nicel tahminler birçok defa teyit edilmiştir.[14][15]

Genişleyen Uzay[değiştir | kaynağı değiştir]

Uzayın katlanarak genişlediğini söylemek için bunun iki gözlemcinin birbirinden hızlanarak ayrıldığının anlamına geldiğini bilmemiz gerekir. Sabit kordinatlardaki bir gözlemci için  bir gözlemci için enflasyonan evrenin bir parçası için aşağıdaki kutup ölçüsüne sahip olması gerekir.[16][17]

Birkaç Homojensizlik kalıntısı[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmolojik enflasyon homojen olmayan düzensizlikleri, izotop olmayanları ve uzay eğrliğini  dışarı doğru yumuşatmak gibi bir etkiye sahiptir. Bu evreni çok basit bir duruma iter. Bu durumda tamamen enflasyon alanı tarafından domine edilmiş, kozmoloji sabitinin kaynağı ve enflasyon içinde sadece önemli olmayan homojen  minik kuantum dalgalanmalar vardır.  Enflasyon aynı zamanda parçacık fiziğinin Standart Modeli için birçok uzantıları tarafından tahmin edilen manyetik kutuplar gibi egzotik ağır parçacıkları sulandırır. Eğer evren enflasyon döneminden önce bu parçacıkları oluşturmak için yeteri kadar sıcak olmasaydı, doğada gözlemlenemezlerdi.Gözlemlenebilir evrende muhtemelen çok nadir olurlardı. Bu etkilerle birlikte enflasyon  kara deliklerde olduğu gibi saçsız teorem (no-hair theoram)[18] olarak adlandırıldı.

Saçsız (no-hair) teoram esasen çalışır çünkü kozmolojik ufuk felsefecilerin diğer tarafta ne olduğu hakkındaki ayrılıkları dışında karadelik ufkundan farklı değildir. Hiçbir saç teoreminin yorumlanmasında ister gözlemlenebilir ya da ister gözlemlenemeyen evren için enflasyon sırasında genişleme büyür bir faktördür. Genişleyen bir evrende, enerji yoğunlukları genellikle düşer, ya da hacimin yükselmesiyle seyreltilir. Örneğin, sıradan "soğuk" madde (toz) yoğunluğu hacminin tersi olarak iner: doğrusal boyutları çift, enerji yoğunluğu sekiz faktör ile battığında; radyasyon enerjisi yoğunluğu daha da hızlı bir şekilde her bir foton dalga boyu foton genleştirme ile dağıtılmıştır ek olarak (kırmızı tarafında) gerilmiş olduğu için evren genişledikçe iner. Doğrusal boyutları iki katı olduğu zaman, radyasyon enerji yoğunluğu onaltı faktörü (ultra-relativistik sıvı için enerji yoğunluğu süreklilik denkleminin çözümünü bakınız) düşer. Enflasyon sırasında, enflasyon alanda enerji yoğunluğu yaklaşık sabittir. Ancak, homojen olmayan, eğrilik, izotop olmayan, egzotik parçacıkların ve standart modeli parçacıklar dahil her şey, enerji yoğunluğu düşüyor ve yeterli enflasyon yoluyla bunların hepsi önemsiz hale gelir. Bu enflasyon biter ve yeniden ısıtma başlar şu anda Evren düz ve simetrik ve çoğunlukla boş  bırakır.[19]

Devam süresi (Süreğenlik )[değiştir | kaynağı değiştir]

Enflasyonun enflasyona neden olan küçük bir Hubble haciminden şu andaki gözlemlenebilir evreni oluşturacak kadar devam etmesi bu işin anahtarıdır.  Bu Evren en büyük gözlenebilir ölçeklerde, düz, homojen ve izotropik görünür olmasını sağlamak için gereklidir. Bu gereklilik genellikle Evren enflasyon sırasında en az 1026 kat genişletilmiş olması gerektiği düşünülmektedir.[20]

Yeniden Isınma[değiştir | kaynağı değiştir]

Sıcaklık 100,000 ya da öylesine bir faktör tarafından düştüğünde Enflasyon, aşırı soğutulmuş genişleme dönemindedir. (Tam damla bağımlı bir modeldir, ancak ilk modellerinde bu 1022 K. aşağı 1027 K[21] tipik olarak) Bu oldukça düşük sıcaklık enflasyona ait olan aşamada korunur. Ne zaman enflasyonun bittiği sıcaklık enflasyon öncesi sıcaklığa döner, bu duruma yeniden ısınma denir çünkü enflasyon alanlarındaki büyük potensiyel enerji parçaçıklar içine bozulur ve evreni standart model parçacıkları ile doldurur.[22][23]  

Motivasyonlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Enflasyon 1970'lerde keşfedilen Big Bang kozmolojisindeki birçok problemi çözdü.[24] Enflasyon ilk Guth tarafından önerilmişti. Guth günümüzde neden tek halinde manyetik kutup bulunmadığını araştırırken, pozitif enerjili yalancı vacumun genel göreliliğe göre uzayda bir üstsel genlişleme oluşturacağını buldu. Bu üstsel hızlı genişleme uzun yıllardır duran diğer problemleri çözdü. Bu sorunlar bugün olduğu gibi duran evrenin çok ince ayarlı ya da Big Bang özel başlangıç koşullarından yükselen problemlerdi. Enflasyon bu sorunlara evrene özel bir durum için dinamik mekanikler sağlayarak çözmeye çalışır. Böylece Big Bang teorisinin bugünkü haline gelmesini sağladı.

Ufuk Problemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Ufuk sorunu evrenin istatiksel olarak homojen ve izotropik olarak kozmolojililik ilkesine uyumlu olmasından dolayı bu problem belirlenir.[25][26][27] Örneğin, bir gaz, bir teneke kutu içinde moleküller homojen ve izotropik olarak dağıtılır. Termal dengede olduğu için teneke kutu boyunca gaz homojen olmayan düzensizlikleri ve izotop olmayanları dağıtmak için zamanla etkileşime girer.  Bu durum büyük patlama teoreminde enflasyon olmadan çok farklıydı çünkü kütlesel çekim genişlemesi evrene dengelenmesi için yeterli zamanı vermiyordu. Standart modeldeki bilinen sadece madde ve radyasyonla birlikte büyük patlamadaki birbirinden oldukçe geniş bir şekilde ayrılmış gözlemlenebilir evren dengelenemedi çünkü birbirlerinden ışık hızından daha yüksel bir hızla ayrılıyorlardı. Sonuç olarak iki bölge birbirleriyle temas kuramadı. Evrenin başlarında iki bölge arasında ışık sinyali gödermek mümkün değildi çünkü iki bölgede birbiriyle etkileşimde bulunmamıştı. İkisininde neden aynı sıcaklıkta olduğunu açıklamak zor. Tarihsel oalrak, önerilen çözümler Georges Lemaitre[28] Phoenix evreni, Richard Chase Tolman[29] ilgili salınımlı evren, ve Charles Misner ve Mixmaster evreni dahil. Lemaitre ve Tolman daralma ve genişleme döngüleri bir dizi geçiren bir evren termal dengeye gelebilir tezini önerdiler. Onların modelleri birkaç döngü üzerinde entropi birikimi nedeniyle başarısız oldu. Misner tamamen yanloş olan Mixmater mekanizmasını tahmin etti.  Bu mixmater mekanizması evreni daha kaotik bir evren olmasına yol açtı.[26][30]

Düzlük Problemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Düzlük sorunu bazen (kozmolojik sabit problemi ile birlikte) Dicke tesadüflerinden biri olarak adlandırılır.[31][32] 1960 yıllarda bilinmeye başlanan evrendeki maddenin yoğunluğu ile düz evren için gerekli olan kritik  yoğunluk ile karşılaştırılabilir.[33]

Bu nedenle,evrenin şekli ne olursa olsun  Evrenin genişlemesi için uzaysal eğrilik katkısı maddenin katkısından  daha büyük olamazdı.Ancak Evren genişledikçe, eğriliğin kırmızıya kayması maddeden ve radyasyondan daha yavaştır. Eğriliğin evrene katkısının  büyük patlamadaki nükleosentezlerin yoğunluğundan katlanarak küçük olması gerekir, çünkü geçmiş verilere bakılarak, ortada bir ince ayar sorunu sunar. Bu problem kanıtlanmış olan evrenin küçük bir yüzdesinin düz olan kısmındaki arka plan kozmik mikrodalgaların son zamanlarda gözlemlenmesiyle dahada şiddetlenmiştir.[34]

Manyetik Tek kutupluluk sorunu[değiştir | kaynağı değiştir]

Manyetik tek kutup problemi; bazen egzotik-emanetler problemi diyede anılıyor. Bu problem eğer evren ilk aşamalarında çok olsaydı, çok sayıda stabil manyetik tek kutup üretilmiş olurdu.  Bu problem büyük birleşik teorilerin önerdiği yüksek sıcaklıklarda (örnek olarak evrenin erken zamanları gibi), elektromanyetik kuvvet, zayıf ve güçlü nükleer kuvvetler gibi temel kuvvet olmayan ama bir gauge teorisinin anlık simetri bozulmalarıyla ortaya çıkan kuvvetlerdir.[35] Bu teoriler doğada kendi halinde gözlemlenemeyen bir dizi sabit ağır partiküllerin tahminidir. Bunların en ünlülerinden biride manyetik tek kutuptur ki manyetik alandaki sabit ve ağır yüktür.[36][37] Manyetik tek kutuplar büyük birleşik teorilerde yüksek sıcaklıklarda[38][39] bolca üretilmiş olduğu tahmin edilmektedir ve evrenin yapıtaşlarından biri olduğu için günümüze kadar varlığını sürdürmesi gerekiği konusunda tahminler yürütülmektedir.[40][41] Sadece bu durum için değil aynı zamanda manyetik tek kutubu bulabilmek için yapılan bütün çalışmalar sonuçsuz kalmıştır. Evrenin kalıntı manyetik tek kutuplarının yoğunluğu üzerinde sıkı limitler yerleştirilmiştir.[42] Enflasyonun bir döneminde manyetik tek kutupların oluştuğu sıcaklığın altında evren manyetik tek kutuplar etrafında genişlerken manyetik tek kutuplar birbirinden ayrılmış olabilirler. Kozmolojist Martin Rees'in yazdığına göre

" Egzotik fizikle ilgilenen şüpheciler  kendileri sadece varsayımsal olan parçacıkların yokluğunu açıklamak için teorik bir argüman tarafından büyük ölçüde etkilenmemiş olabilirler. Koruyucu ilacın bir hastalığın olmadığı ortamda kolayca %100 faydalı olduğu görülebilir." [43]

Geçmiş[değiştir | kaynağı değiştir]

Öncüler[değiştir | kaynağı değiştir]

Genel Görelilik ilk günlerinde, Albert Einstein maddenin düzgün bir yoğunlukta üç boyutlu bir küre olan bir statik çözüm sağlamak için kozmolojik sabit tanıttı. Daha sonra, Willem de Sitter, aksi takdirde boş bir kozmolojik sabiti ile bir evren tarif son derece simetrik enflasyon evreni bulundu.[44] Bu Einstein'ın evrenin kararsız olduğunu ve küçük dalgalanmaların yıkıma neden olduğunu ya da De sitter'un evrenine dönüştüğü bulundu.

1970'lerin başında Zeldovich, Big Bang kozmoloji düzlüğü ve ufuk sorunları fark ettim; eserinden önce, kozmoloji tamamen felsefi nedenlerle simetrik olduğu kabul edilmiştir. Sovyetler Birliği'nde, bu ve diğer hususlar Belinski ve Khalatinkov'u Genel Görelilikteki kaotik BKL tekilliğini analiz etmesine yol açtı. MISNER'in Mixmaster evreni sınırlı bir başarı ile, kozmolojik sorunları çözmek için bu kaotik davranışı kullanmayı denedi.

1970'lerin sonlarında, Sidney Coleman kuantum alan teorisi sahte vakum kaderini incelemek için Alexander Polyakov ve işbirlikçileri tarafından geliştirilen instanton teknikleri uygulanır. donma sıcaklığının altında veya kaynama noktası bir kuantum alanının üzerinde istatistiksel mekanik-su içinde yarı kararlı faz gibi bir geçiş yapmak için, yeni vakum, yeni bir evreye yeterince büyük bir kabarcık çekirdeklenmesi gerekir. Coleman vakum çürümesi için en uygun olan yolu buldu ve yaşam ömrünün tersine birim hacim olarak hesapladı. Sonunda çekim kuvvetinin etkilerin önemli olacağını kaydetti, ancak bu etkileri hesaplamadı  ve kozmoloji sonuçları geçerli değildi.

Sovyetler Birliği'nde, Alexei Starobinsky genel görelilik kuantum düzeltmeler erken evren için önemli olması gerektiğini kaydetti.  Bu nedenle, Alexei Starboinsky erken evrede evren De Sitter enflasyon çağınaı geçirdiğini önerdi.[45] Bu kozmoloji sorunları giderilmişti ve arka plan mikro dalga radyasyonlar için özel düzeltmeler sundu daha sonra ayrıntılı olarak düzeltmelere hesaplanmıştır.

1978 yılında, Zeldovich ufuk sorunun kesin bir niceliksel versiyonu olan tek kutupluluk sorununu fark etti. Bunu gidermek için parçacık fiziğinin bir alt alanında birçok spekülatif teşebbüslerde bulundu. 1980 yılında Alan Guth erken evrende yanlış vakum çürümesinin sorunu çözebileceğini fark etti. Bu onu skaler odaklı bir enflasyon önermeye itti. Starobinsky  ve Guth senaryoları  sadece mekanik ayrıntılardaki farklarıyla De Sitter'in başlangıç aşamasını öngürdü..

İlk Enflasyon Modelleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Guth Manyetik tek kutuplar yokluğunu açıklamak için Ocak 1980 yılında enflasyonu önerdi.[46][46] Enflasyon terimini uyduran Guth oldu.[47] Aynı zamanda Starboinsky kuantum düzeltmlerinin gitgide genişleyen De Sitter aşamasındaki evrenin ilk tekilliğindeki kütleçekimiyle yer değiştirmesi gerektiğini savundu.[48] Ekim 1980 yılında, Demosthenes Kazanas gitgide genişleyen evrenin parçacık ufkunu ortadan kaldıracağını ve belkide ufuk sorununu çözeceğini öne sürdü.[49] Ayrıca Sato gitgide genişleyen evrenin domain duvarlarını ortadan kaldıracağını önerdi.[50] 1981'de  Einhorn ve Sato ise Guth ile benzer bir model yayınladı ve Büyük Birleşik Teorilerindeki manyetik tek kutupluluk bolluğu bulmacasını çözeceğini gösterdiler.[51] Onlarda  Guth gibi, böyle bir model sadece  kozmolojik sabiti ince ayar için gerekli değildir aynı zamanda  sonucuna değil, aynı zamanda çok taneli evrene (kabarcıklı duvar çarpışmalarından kaynaklanan   büyük yoğunluktaki çeşitlilik) yol açacağı sonucuna ulaştılar.

Horizonte inflacionario.svg

Guth erken evren soğurken, evrenin yüksek enerji yoğunluğunda(büyük ihtimalle kozmoloji sabiti) yanlış vakum içinde kapana kısıldığını tekli etti. Erken dönemin en başlarında evren soğurken  metastable durumunda kapana kısıldı. Bu mtastable durumu kuantum tünelleme yoluyla kabarcık çekirdeklenme sürecinde sadece dışar doğru çürümedir. Gerçek vakum kabarcıkları kendiliğinden sahte vakum denizinde oluşur  ve hızla ışık hızında genişlemeye başlar. Guth bu modelin sorunsal olduğunun farkına vardı çünkü model düzgün ısınmıyordu. Kabarcıklar çekirdekleştiği zaman herhangi bir radyasyon üretmiyordu. Radyasyon sadece çarpışmalar kabarcık duvarları arasında olduğu zaman üretilir. Enflasyon başlardaki durumları çözmek için  yeteri kadar uzun süre sürseydi, Kabarcıklar arasındaki çarpışmalar son derece nadir olurdu. Herhangi bir nedensel parça sadece bir baloncuk çekirdeklenmesi ile olasıdır.

Yavaş yuvarlanan enflasyon[değiştir | kaynağı değiştir]

Kabarcık çarpışma sorunu Linde tarafından çözüldü[52] ve bağımsız olarak Andreas Albrecht ve Paul Steinhardt'ın[53] yeni enflasyon ya da yavaş-rulo(slow-roll) olarak isimlendirilen modeli ile çözüldü.(Guth modeli daha eski enflasyon modeli olarak anıldı). Bu yeni modelde  sahte vakum durumu  tünel dışına çıkmak yerine  enflasyon potensiyel enerji tepesinden aşağı doğru sklar alanda yuvarlanmasıyla meydane geldi. Alanlar evrenin genişlemesine göre oldukça yavaş bir şekilde yuvarlandığı zaman enflasyon meydana gelir.Ancak  tepeler sarp olduğu zaman enflayon biter ve yeniden ısınma meydana gelebilir.

Asimetri Etkileri[değiştir | kaynağı değiştir]

En sonunda, yeni enflasyon mükemmel simetrik evren olmadığını göstermiştir, ancak enflasyonun içinde kuantum dalgalanmalar oluşturulur. Bu dalgalanmalar daha sonraki evren için ilkel tohumlar oluşturur.[54] Bu dalgalanmalar ilk olarak Starobinshy'nin benzer model analizinde Viatchelav Mukhanov ve G.V. Chibisov tarafından hesaplanmıştır.[55][56][57] Enflasyon bağlamında, 1982 yılında üç hafta boyunca Nuffield atolyeinde evrenin erken dönemi üzerine Cambridge üniversitesinde bağımsız olarak çalışıldı.[58] Dalgalanmalar atölye boyunca ayrı çalışan dört gruba göre hesaplandı.  Bunlar Stephen Hawking,[59] Starobinsky,[60] Guth ve So-Young Pi[61] ve Bardeen, Steinhardt ve Turner.[62]

Gözlemsel Durumlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Enflasyon fiziksel kozmoloji standart modelin temeli olan kozmolojik prensibi, gerçekleştirmek için bir mekanizmadır: gözlemlenebilir evrenin homojenliği ve izotropisiyle oluşturmaktadır. Buna ek olarak, manyetik kutuplar gözlenen düzlük ve yokluğunda oluşturmaktadır. Guth erken çalışmaları bu yana, bu gözlemlerin her ileri onay aldı, en etkileyici Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) uzay aracı tarafından yapılan kozmik mikrodalga arka plan ayrıntılı gözlemlerle.[14] Bu analiz Evren içinde düz olduğunu gösterir en azından birkaç yüzde ve homojen ve 100.000'de bir kısmına izotropik olduğu.

Buna ek olarak, enflasyon bugün Evrende görünen yapılar enflasyona neden olan çağda kuantum mekaniksel dalgalanmalar ile oluşmuştur pertürbasyonların yerçekimsel çöküş yoluyla oluştuğunu tahmin ediyor. pertürbasyonların spektrumunun ayrıntılı biçimi neredeyse ölçekli değişmeyen Gauss rastgele alan denilen (ya da Harrison-Zel'dovich spektrum) çok özel ve sadece iki serbest parametreleri, spektrumun genliği ve ölçen spektral endeksi vardır.[63] Enflasyonun tahmin ölçek değişmezliği gelen hafif sapma (mükemmel ölçek değişmezliği idealize de Sitter evrenin karşılık gelir). Enflasyon gözlenen tedirginlikler birbirleri ile termal denge (bu adyabatik veya izentropik tedirginlikler denir) olması gerektiğini öngörür. tedirginlikler Bu yapı, WMAP uzay aracı ve diğer kozmik mikrodalga arka plan (CMB) deneylerde[14], ve galaksi anketleri, özellikle devam eden Sloan Dijital Sky Survey tarafından teyit edilmiştir.[64] Bu deneyler göstermiştir ki 100,000 bir kısım gözlenen homojen olmayan teori tarafından öngörülen tam form var. Ayrıca, ölçek değişmezliği hafif bir sapma için kanıt yoktur. Bir ölçek değişmeyen spektrum için birine eşit olan ns spektral indeks. En basit enflasyon modelleri bu miktar 0.92 ile 0.98[65][66][67][68] arasında olduğunu tahmin ediyor. WMAP verilerden anlaşılmaktadır olabilir ns = 0.963 ± 0.012[69], en birinden farklı olduğunu ima iki standart sapma düzeyi (2σ). Bu enflasyon teorisinin önemli bir onay olarak kabul edilir.[14]

Çeşitli enflasyon teorileri kökten farklı tahminler yapmak olduğunu öne sürülmüştür, ancak genellikle gerekli olması gerekenden daha çok daha ince ayar var.[65][66] Fiziksel bir model olarak.[70] Ancak, enflasyon sağlam başlangıç şartlarını öngördüğünü en değerli sadece iki ayarlanabilir parametrelere dayalı Evrenin: spektral indeksi (bu sadece küçük bir aralıkta değişebilir) ve pertürbasyonların genlik. yapmacık modellerinde dışında, bu ne olursa olsun enflasyon parçacık fiziği gerçekleştirilen nasıl geçerlidir.[71]

Bazen etkileri enflasyon basit modeller çelişiyor görünen gözlenir. ilk yıl WMAP veri spektrum neredeyse ölçek değişmeyen olmayabilir, ancak bunun yerine hafif bir eğrilik olabilir önerdi. Ancak, üçüncü yıl veri etkisi istatistiksel sapma olduğunu ortaya çıkardı.[14] Başka bir etkisi ilk kozmik mikrodalga arka plan uydu beri üzerine söylediği, cobe SPK'nın kuadropol an genliği beklenmedik düşük ve diğer düşük Çok kutuplar tercihen ekliptik düzlemi ile uyumlu görünmektedir olmasıdır. Bazıları bu gauss olmadıkları bir imza olduğunu iddia etti ve böylece enflasyonun basit modeller çelişmektedir var. Diğerleri etkisi diğer yeni fizik, ön plan kirlenme, hatta yayın yanlılığı nedeniyle olabilir ileri sürmüşlerdir.

Deneysel bir program daha hassas SPK ölçümlerle test enflasyonu ilerletmek için devam etmektedir. Özellikle, arka plan radyasyonun kutuplaşma sözde "B-mod" yüksek hassasiyetli ölçümler enflasyon tarafından üretilen yerçekimsel radyasyon kanıt sağlayabilir ve aynı zamanda (enflasyon enerji ölçeği basit modeller tahmin olmadığını göstermek içinde olabilir 1015 ile 1016 GeV) doğrudur.[66] Mart 2014'te, bu ilan edildi bir Güney Kutbu deney gösterdiği olmuştu enflasyon tahmin ile tutarlı B-mod SPK polarizasyon olduğunu bulguları teyit ettiğini bildirilmiştir.[9][10][11] Bununla birlikte, 19 Haziran 2014 tarihinde, alçaltılmış [72][73] 19 Eylül 2014 tarihinde, güven daha da azalma rapor edilmiştir[74][75] ve 30 Ocak 2015 tarihinde, daha az güven henüz bildirilmiştir.[76][77]

Diğer potansiyel doğrulayan ölçümler sinyal görünür olacaktır eğer, ya da ön plan kaynaklardan kirlenme engel olacak eğer belli olmasına rağmen, Planck uzay aracından bekleniyor.[78] Böyle yayılan ve emilen 21 santimetre radyasyon (radyasyon gibi [82] Diğer önümüzdeki ölçümleri, ilk yıldız) açık nötr hidrojen önce bu ölçümler mümkün ya da eğer olacaktır eğer bilinmemektedir rağmen, SPK ve galaksi anketleri bile daha fazla çözünürlüğe sahip güç spektrumunun ölçebilir Dünya'da ve galaksideki radyo kaynakları ile müdahale çok büyük olacaktır.[79]

Karanlık enerji enflasyona büyük oranda benzer olduğunu ve hızlandırmak için bugünkü evrenin genişlemesini neden olduğu düşünülmektedir. Ancak, karanlık enerjinin enerji ölçeği, 10−12 GeV, enflasyonun ölçeğinde daha az büyüklükte kabaca 27 emir çok daha düşüktür.

Kuramsal (Teorik) Durumlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Guth erken önerisi, Enflasyonu Higgs alanı olduğu düşünülüyordu. Bu alan temel parçaçıkların kütleini açıklıyor.[46] Higgs bozonu hakıındaki son keşifler Higgs alanının[80] enflasyon olduğunu göstersede, bazıları tarafından şu anda inanılan düşünce enflasyon Higgs alanı olamaz.[81] Bu kimliklendirmedeki bir sorun elektrozayıf ölcekteki deneysel verilerdeki mecvut gerginlik.[82] Bu sorun Büyük Hadron çarpışıtırcısı (LHC) üzerinde şu anda çalışıyor. Diğer enflasyon teorileri Büyük Birleşmiş teorilerin özelliklerine bel bağlıyordu.[53] Büyük birleşmenin en basit modelleri yıkılınca, bugün birçok fizikçi tarafından enflasyon sicim teorisi ya da süpersimetrik büyük birleşmiş teorisine dahil edileceği düşünülüyor. Bugünlerde, sıcak erken evren için baştaki koşullar detaylıca tahmin edildiğinden dolayı enflasyon başlıca anlaşıldı. Bu anlaşılmaya rağmen, parçacık fiziği genelde plansiz bir modelleme. Eflasyonun öngörüleri gözlenen test sonuçlarıyla tutarlı olmasına rağman, ucu açık birçok soruyu geride bırakıyor.

Fine-tuning Sorunu[değiştir | kaynağı değiştir]

Enflasyon için en ağır zorluklardan biride ince ayar ihtiyacı doğurmasıdır.[83] Yeni enflasyondaki, yavaş yuvarlanma koşulları enflasyon gerçekleşmesi için memnun edici olmalıdır. Yavaş yuvarlanma koşulları enflasyon potensiyelinin düz ve enflasyon parçacıklarınını kütlesinin küçük olması gerektiğini söyler. Yeni enflasyonun evrenin skaler alanla birlikte özellikle düz potensiyele ve özel başlangıç koşullarına gereksinim duyar. Bununla birlikte bu ince ayarlamalar için açıklama önerilmiştir.

Bununla birlikte, bu ince ayarlamalar için açıklama önerilmiştir. Örneğin, ölçek değişmezliği kuantum etkileri ile bozulur klasik ölçekli değişmeyen alan teorileri, sürece teori pertürbasyon teorisi ile ele alınabilir olarak, enflasyonist potansiyellerin düzlük bir açıklama.[84]

Andrei Linde[değiştir | kaynağı değiştir]

Linde kaotik enflasyon olarak bilinen teoriyi  enflasyon için gerekli olan koşullar aslında oldukça jenerik bir biçimde tatmin eden kaotik enflasyon olarak bilinen teoriyi önerdi. Enflasyon yüksek enerji duruma sahip skaler alanlarda sınırsız enerjiyle birlikte kaotiklik içinde herhangi bir gerçeklikte olan evrende meydana gelir.[85] Ancak onun modelinde enflaston alanı zorunlu bir Planck birminden daha büyük değerler alır. Bu nedenler genellikle büyük alan modelleri olarak adlandırılır ve rakip yeni enflsayon modellerine küçük alan modelleri denir. Bu durumda efektive alan teori tahminleri geçersiz olduğu düşünülmektedir.[86] Bu sorun henüz çözülmüş değildir ve bazı kozmolojistler düşük enerji ölçeğinde meydana gelenkümük alan modellerin daha iyi oldugunu  idda etmektedir.[87][87][87] Enflasyon teorisi büyük ölçüde kuantum alan teorisne bel bağlamış olmasına rağmen tamamen bu teorilerle mutabakat olmamıştır.

Brandenberger başka bir durum için  ince ayarı yorumladı.[88] Enflasyon üretilen ilkel homojensizliklerin genliği doğrudan enflasyon enerji ölçeğine bağlıdır. Bu ölçek 1016 GeV veya 10−3 kez Planck enerjisinin civarında olduğu ileri sürülmektedir. Doğal ölçek safça bu yüzden bu küçük değer (bir hiyerarşi problemi olarak adlandırılır) ince ayar başka bir form olarak görülebilir Planck ölçeği: skalar potansiyeli tarafından verilen enerji yoğunluğu ile Planck yoğunluğu  karşılaştırıldığında  10−12 değerde aşağıdadır. Bu genellikle çok kritik bir sorun olarak algılanmaz.

Sonsuz Enflasyon[değiştir | kaynağı değiştir]

Birçok modelde, evrenin genişlemesine sebeb olan enflasyon fazının en azıdan evrenin bazı bölgelerinde sonuza kadar sürer. Bunun olmasının sebebi şişmeye mağruz kalan bölgeler hızlı bir şekilde genişler. şişmeye  mağruz kalmayan bölgelerdeki çürüme oranı yeteri kadar hızlı olmazsa, yeni enflasyona uğrayan bölgeler uğramayan bölgere göre daha çabuk oluşur.  Bu tür modellerde belirli bir zamanda  evrenin hacminin  büyük çoğunluğu şişer. Bütün sonsuz enflasyon modellerinde  sonsuz birçok evreni (tipik bir fratkal) üretilir.

Yeni enflasyon klasik bir şekilde potensiyeli kar topu gibi yuvarlanırken, kuantum dalgalanmaları bazen önceki seviyelere kaldırabilir. Bu bölgelerdeki enflasyon dalgalanmaları yukarı doğru düşük potensiyel enerjiye sahip bölgere nazaran daha hızlı genişler ve bu bölgeler fiziksel hacim açısından dominant olma eğilimindedir. İlk Vilenkin'e tarafından geliştirilen bu sabit durum,[89] "ebedi enflasyon" olarak adlandırılır. Fizikçiler arasında populer olan bu sonuç kararlı durumun sonsuza kadar devam edemeyeceğini söyler. Enflasyona ait olan uzay zaman De Sitter zamanına benzer. Ancak De Sitter'in uzayı aksine, enflasyona sebeb olan uzayın içindeki dalgalanmaların daralıp  yıkılması için kütle çekimsel tekilliğin oluşturulması gerekir. Kütle çekimsel tekillikte özkütle sonsuz olur. Sonuç olarak, Evrenin başlangıç koşulları için bir teorinin olması zorunlu hale gelir. Ancak Linde enflasyonun ebedi olarak geçtiğine inanmaktadır.[98]

Sonsuz enflasyon içinde şişen bölgelerdeki gitgide büyüyen hacimlere rağman bunun aksine şişmeyen bölgelerde mevcuttur. Böylece evrenin şişen kısmının hacmi global resmin içinde herzaman tasvir edilemez bir şekilde şişmeyen bölgere göre çok daha büyüktür. Bilim adamları bu varsayımsal insanı manzara karşısında olasılık dağılıımını atama konusunda hemfikir değildir. Eğer farklı bölgelerin olasılıkları hacimleri dolayısıyla sayılacak olsa, yerel bir gözlemci için biri hiç bitmeyecek bir şişmeye(enflasyon) ya da uygulanabilecek limit koşulları sahip olması beklenmelidir. Dolayısıyla enflasyonun(şişme) er ya da geç biteceğini söyler. Bazi fizikçiler bu paradoksun gözlemcinin ağırlıklandırılarak enflasyon öncesi hacimin bulunabileceğine inaniyor.

Başlangıç Koşulları[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı fizikçiler merkezi olmayan sonsuza dek şişen bir evren yüzünden evrenin başlangıç durumundan kaçınmaya çalıştı. Bu modeller evren en büyük ölçeğinde olsa bile hala gitgide hızlanarak genişleyeceğini ve genişlemesine her zaman devam edeceğini uzaysal olarak sonsuz olacağını ve her zaman var olacağını önerdiler.

Diğer teklifler kuantum kozmolojisine ve aşağıdaki enflasyona  göre Evrenin hiçlikten yaratılmasını anlatmak için çalışır. Vilenkin'de  böyle bir senaryo ileri sürdü. Evrenin oluşum aşamalarında enflasyon kendiliğinden meydana gelir. Hartle ve Hawking  evrenin oluşum aşamalarında sınırları olmayan bir öneri sundular.

Nihai bedava öğle yemeği olarak Guth tasvir ettiği evrenin enflasyonu, bizimkisine benziyen yeni evrenlerin sürekli olarak uçsuz bucaksız genişleme arka planında üretildiğini savundu. Bu durumda, yerçekimi etkileşimleri termodinamiğin birinci(enerji korunumu) ve ikinci yasasını (zaman ibresi ve entropi sorunu) engeller.  Ancak burada fikir birliği olmasına (buradaki fikir birliği başlangıç koşulları sorununu çözmesidir) rağmen, bazıları kuantum dalgalanması yüzünden evrenin bu duruma geldiğini idda etti. Bu anomali yüzünden Don Page enflasyonu sesli eleştirenlerden biriydi. Termodinamiğin zaman ibresi düşük entropi başlangıç koşullarını gerektireceğini ki bunun mümkün olmadığını vurguladı.  Onlara göre, bu sorunu çözmek yerine enflasyon teorisi enflasyon çağının sonundaki yeniden ısınmanın entropiyi artıracağını evrenin başlangıç durumu için kritik bir öneme getireceğini enflasyon aşaması olmayan  diğer büyük patlama teorilerinden daha düzenli hala getireceğini vurguladılar.

Hawking ve Page Hartle-Hawking başlangıç durumunda enflasyon olasılıklarını hesaplarken, daha sonra belirsiz sonuçlar buldular. Diğer yazarlar bunu tartıştı. Çünkü enflasyon sonsuz olduğunda olasılıklar sıfır (0) olmadığı sürece önemsiz olacağını ve enflasyon başladıktan sonra kendi kendini devam ettireceğini ve kısa sürede evrene egemen oalcagını savundu.[4] Ancak Albrecht ve Lorenzo Sorbo enflasyon kozmozun olasılıklarını tartıştı. Bugünkü gözlemlerle sabit olan bazı önceden var olma durumundan gelen rastgele dalgalanmalar enflasyon yapmaya kozmozdan daha olasıdır. Enflasyon yapan evren için gerekli olmayan yerçekimi enerjisi "tohum" miktarı enflasyon yapmayan herhangi alternatif bir kozmoz için daha azdır.

Ara sıra bahsedilen diğer bir sorun ise trans-Planckian ya da trans-Planckian etkisidir. Enflasyonun enerji ölçeği ve Planck ölçeği oldukça yakın olduğundan dolayı, bazı kuantum dalgalanmaları evrenimzdeki yapıları enflasyondan önceki Planck uzunluğundan daha küçük yaptı. Sonuç olarak, fizikte Planck ölçeği için bir doğrulama gerekir. Özellikle bilinmeyen yerçekimi  kuantum teorisi için. Bu etkinin büyüklüğü konusunda bazı anlaşmazlıklar vardır.

Melez (hibrid) Enflasyon[değiştir | kaynağı değiştir]

Melez enflosyon(şişme) diye adrandılran başka bir tür enflasyon çeşidi  yeni enflasyonların bir uzantısıdır. Melez enflasyon ilave skaler alanları sunar. Skaler alanlardan biri normal bir şekilde yuvarlanan enflasyondan(şişme) sorumludur. Bir diğeri enflasyonun sonunu tetikler. Enflasyon(şişme) yeterince uzun süre devam ettiği zaman, ikinci alanın daha düşük enerji durumuna bozulmasına uygun hale gelir.

Melez enflasyonda, bir skaler alandan biri enerji yoğunlugunun çoğundan sorumlu iken bir diğeri yavaş yuvarlanmadan sorumludur. Bu sebeble, ana enflasyondaki dalgalanmalar enflasyon bitişini engellemeyecektir. İkincideki dalgalanmalar ise genişleme oranını etkilemeyecektir. Sonuç olarak, melez enflasyonlar ebedi değildir. Yavaş yuvarlanan enflasyon potensiyelinin dibine ulaştığı zaman, ilk enflasyonun potensiyelinin minimumun konumunu değiştirir. Bu değişimde enflasyonun potensiyelini aşağıya doğru yuvarlanmasını hızlandırır. Sonuç olarak enflasyonu bitişe götürür.

Enflasyon ve Sicim Kozmolojisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Akı kompaktifikasyonların keşfi enflasyon ve sicim teorisi uzlaştırılmasının yolunu açtı. Brane enflasyon  genellikle anti-D-parçacık yığını doğru compactified geometri D-parçacık hareketinden doğduğu düşündürmektedir. Dirac-Born-Infeld  tarafından yönetilen  bu hareketin teorisi  sıradan enflasyondan farklıdır. Dinamikleri tam olarak anlaşılamamıştır. Oluşabilmesi için özel koşullar gerekmektedir. İki vakumda arasındaki tünel süreci eski enflasyonun bir şeklidir ancak yeni enflasyon yeni mekanizmalar tarafından yürütülmeldir.

Enflasyon ve İlmek Kuantum Yerçekimi[değiştir | kaynağı değiştir]

İlmek kuantum kütleçekim teorisinin efektlerini araştırırken kozmoloji üzerinde  ilmek kuantum kozmoloji modeli gelişti ve bu gelişme kozmoloji enflasyonu için olası bir mekanizma sağladı .  Kuantum çekim döngüsü nicelenmiş uzayzamanı varsayar. Enerji yoğunluğu kuantize uzay tarafından tutulabilecek kadar büyükse, geri sıçrama yapılabileceği düşünülmektedir.

Alternatifler[değiştir | kaynağı değiştir]

Diğer modeller enflasyon ile açıklanabilir gözlemlerin  bazılarını açıklayabilir. Ancak hiçbir alternatiflerden biri açıklama konusunda aynı gelişliğe sahip değildir ve hala gözlemlerle birlikte daha komplike formda  bir enflasyon ihtiyaç vardur. Bu nedenle alternatif olarak değil, enflasyona katkı olarak kabul edilmelidir.

Büyük Zıplama[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük sıçrama hipotezi kozmik daralma ve sıçrama, böylece büyük patlama neden başlangıç şartlarını açıklayan kozmik tekillik değiştirmeye çalışır. Madde veya serbest parametrelerin egzotik formuna gerek kalmadan düzlük ve ufuk sorunları doğal olarak Einstrein-Cartan-Sciama-Kiblble kütle çekim teorisiyle çözmeye çalışır. Bu teori dinamik bir değişken olarak, onun antisimetrik parçası, torsiyon tensörü ilgin bağlantısının simetri bir kısıtlama kaldırma ve ilgili genel göreceliğe  uzanır . Torsiyon ve Dirac Spinörler arasındaki minimum bağlantı son derece yüksek yoğunluklarda fermiyonik konuda önemli bir spin-spin etkileşimi oluşturur. Böyle bir etkileşim fiziksel olmayan büyük patlama teklilliği ile bertaraf edilir. Büyük patlama sıçramasından onra ki ansizin gelen genişleme günümüz evreninin neden en geniş ölçeklerde uzaysal olarak düz, homojen ve izotropik olduğunu açıklar. Evrenin yoğunluğu düştükçe, büküme etkilerinin zayıflıkları ve evren pürürsüszce radyasyonun egemen olduğu bir döneme girer.

Sicim Teorisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Sicim kuramı ekstradan gözlemlenebilir üç uzaysal boyutlari, ek boyutların kıvrılmış (bukleli) bir şekilde olmasını gerektirmektedir. Ekstra boyutlar süperçekim modelleri ve kuantum yerçekimi diğer yaklaşımlar sık bileşeni olarak görünür. Bu beklenmedik bir soru ortaya atar. Neden bu dört uzay zaman boyutları büyük olur ve geri kalanı neden gözlemlenemeyecek kadar küçüktür.  Bu sorunun adresini bulmak için sicim gaz kozmolojisi olarak adlandırılan Robert Brandenberger and Cumrun Vafa modeline bakmamız gerekir. Bu model evrenin ilk aşamalarını dinamiklerini sıcak gaz sicimleri olarak görür. Brandenberger ve Vafa  her bir sicimin etrafındakileri efektif bir şekilde yok etmesiyle yer-zaman boyutunun genişleyebileceğini gösterir. Her bir sicim bir boyutluk objedir. En büyük boyutlar kendi cinsine ait olan iki sicimin kesişmeleriyle oluşan üç boyuttur. Böylece, oluşan en büyük boyut üç boyuttur. Teorinin destekçileri bu modelin kozmolojideki entropiyi ve düzlüğü çözmediğini itiraf ettiler ve günümüzdeki evrenin neden bu kadar yakın ve uzaysal olarak düz olduğunu açıklayacak bir argüman sunamiyoruz.

Ekpyrotic ve Dönüşsel Modeller[değiştir | kaynağı değiştir]

Ekpyrotic ve döngüsel model de enflasyon yardımcıları olarak kabul edilir. Bu modeller de Büyük Patlama'dan önce genişleyen dönem boyunca ufuk sorunu çözmek ve daha sonra bir Big Crunch giden bir sözleşme aşamasında ilkel yoğunluk pertürbasyonların gerekli spektrum oluşturur. Evrenin büyük Crunch geçer ve sıcak Büyük Patlama aşamasında ortaya çıkmaktadır. Bu anlamda onlar Richard Chace Tolman en salınım evrenin anımsatan; bu modellerde bu mutlaka o kadar değil ise Tolman modelinde ise Evrenin toplam yaş, mutlaka sonlu olduğunu. yoğunluk dalgalanmaların doğru spektrum üretilen ve Evren başarıyla The Big Bang / Büyük Çöküş geçiş gezinebilirsiniz olup olmadığını edilip edilemeyeceğini, tartışma ve güncel araştırma konusu olmaya devam etmektedir. Bu ilk etapta manyetik tek kutup üretmek için gerekli sıcaklık olarak Ekpyrotic modeller Big Crunch / The Big Bang geçiş sıcaklık sürece manyetik monopol sorunu önlemek için Grand Unified Ölçeği altında kalır. Şu halde, herhangi bir genişlemeyi 'yavaşlatan' hiçbir kanıt yoktur, ancak her döngü için sırasıyla  bir trilyon yıl sürmesini beklemek şaşırtıcı değildir.

Değişen C[değiştir | kaynağı değiştir]

Başka bir ilave ise 1988 yılında  Jean Pierre Petit, 1992 yılında Albrecght ve 1992 yılında João Magueijo' nun ışık modellerine göre ışık hızının değşimidir. Evrenin ilk zamanlarında ışık hızı şu andaki ışık hızından yaklaşık 60 kat daha hızlıydı. Bu bilgi evrenin ilk zamanlarının ufkunu ve homejenliğini çözmede kullanıldı.

Eleştiriler[değiştir | kaynağı değiştir]

1980 yılında Alan Guth tarafından piyasaya sunulmasından bu yana, enflasyon paradigma yaygın olarak kabul edildi. Bununla birlikte, birçok fizikçi, matematikçi ve bilim felsefecileri test edilemeyen tahminler ve ciddi ampirik destek eksikliği iddalarıyla  eleştirilerini dile getirdiler.[4] 1999 yılında, John EarMan ve Jesús Mosterín yayınladığı enflasyonist kozmolojisindeki krirk gözden geçirmelerle şu sonuca vardılar.  Kozmolojinin standart özünün içine herhani bir enflasyon modelini  kabul etmek için zeminin yeterince iyi olduğunu düşünmüyoruz dediler.[5]

1986 yılında işaret edilen beri Roger Penrose tarafından işaret edilen enflasyonun çalışması için  kendisinin oldukça spesifik başlangıç koşulları gerektirmektedir. Böylece başlangıç koşulları sorunu çözülemedi. Erken evrenin birliğini açıklamak için kullanılan termalizasyon sürecinden kaynaklanan temel olarak yanlış kavranan bir şey var.Eğer termalizasyon aslında herhangi bir şey yapıyorsa, o zaman artan  entropiyi tanımlıyordur. Sonuç olarak, evren termalizasyon öncesinde sonrasından bile daha spesifik bir yer olacaktık.  Spesifiklik sorunu ya da ince ayar başlangıç koşulları çözülmemiş aksine dahada beter olacaktır.  2015'deki bir konferansda enflasyon çürütülemez değildir. Enflasyon çürütülmüştür. BICEP enflasyonu kabuğundan çıkartarak ve siyah bir göz vererek mükemmel hizmet etmiştir.[6]

Enflasyonu yeniden gündeme getiren eleştiri ise dua edilen enflasyon alanının bilinen herhangi bir fiziksel alana karşılık gelmemesidir ve potensiyel enerji eğrisi  gözlemlenen her veri için uyum sağlaması için  önceden tasarlanmış entirikadır. Enflasyonist kozmolojinin atalarından biri olan  Paul Steinhardt son zamanlarda enflasyonu en keskin eleştiren kişi olmuştur. Paul Steinhardt  gözlemlerle birlikte gelen sonucun hızlanarak genişleyen dönem ile çatışmasına "Kötü enflasyon" ismini taktı. ve   onlarla uyumlu olana ise "iyi enflasyon" dedi.  Sadece kötü enflasyon  iyi enflasyondan daha muhtemel değil aynı zamanda enflasyonsuz  evrenin herhangi bir enflasyonlu evrenden daha olası olduğunu söyledi. Roger Penrose bütün muhtemel enflasyon yapılandırmalarının ve yerçekimi alanlarını dikkate aldı. Bu yapılandırmalardan bazıları enflasyona yol açtı. Diğer yapılandırmalar enflasyon olmadan direk olarak  evreni düz ve  değişmez yaptı.  Düz bir evreni elde etmek olası değildir. Penrose'nun şoke eden sonucu,  enflasyonsuz düz bir evren elde etmektense, enflasyonla birlikte düz bir evren elde etmek 10 üzeri 10'dan 100 kadar daha olasıdır.[4] Anna Ijjas ve İbrahim Loeb  birlikte Planck uydusundan gelen verilerle enflasyonist paradigması tehlike altında olduğunu söyleyen bir makale yazdıolar. Karşı argümanlar Alan Guth, David Kaiser ve Yasunori Nomura tarafından sunuldu. Bu argümanlarla Andrei Linde kozmik enflasyon hiç olmadoğı kadar ayaklarını yere sert basıyor dedi.

Ayrıca Bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış Bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynaklar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "First Second of the Big Bang". How The Universe Works 3. 2014. Discovery Science.
  2. ^ Tyson, Neil deGrasse and Donald Goldsmith (2004), Origins: Fourteen Billion Years of Cosmic Evolution, W. W. Norton & Co., pp. 84–5.
  3. ^ Tsujikawa, Shinji (28 Apr 2003). "Introductory review of cosmic inflation": 4257.arXiv:hep-ph/0304257Bibcode:2003hep.ph....4257TIn fact temperature anisotropies observed by the COBE satellite in 1992 exhibit nearly scale-invariant spectra as predicted by the inflationary paradigm. Recent observations of WMAP also show strong evidence for inflation.
  4. ^ a b c d Steinhardt, Paul J. (2011). "The inflation debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?" (Scientific American, April; pp. 18-25).
  5. ^ a b Earman, John; Mosterín, Jesús (March 1999). "A Critical Look at Inflationary Cosmology". Philosophy of Science 66: 1–49. doi:10.2307/188736 (inactive 2015-01-14).JSTOR 188736.
  6. ^ a b This is a collation of remarks from the third day of the "Cosmic Microwave Background @50" conference held at Princeton, 10–12 June 2015.
  7. ^ Guth, Alan H. (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Basic Books. pp. 233–234. ISBN 0201328402.
  8. ^ "The Medallists: A list of past Dirac Medallists"ictp.it.
  9. ^ a b Staff (17 March 2014). "BICEP2 2014 Results Release"National Science Foundation. Retrieved 18 March 2014.
  10. ^ a b Clavin, Whitney (17 March 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe".NASA. Retrieved 17 March 2014.
  11. ^ a b Overbye, Dennis (17 March 2014). "Space Ripples Reveal Big Bang’s Smoking Gun"The New York Times. Retrieved 17 March 2014.
  12. ^ Using Tiny Particles To Answer Giant Questions. Science Friday, 3 April 2009.
  13. ^ See also Faster than light#Universal expansion.
  14. ^ a b c d e Spergel, D.N. (2006). "Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Implications for cosmology"WMAP... confirms the basic tenets of the inflationary paradigm...
  15. ^ "Our Baby Universe Likely Expanded Rapidly, Study Suggests"Space.com.
  16. ^ Melia, Fulvio (2007). "The Cosmic Horizon". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 382 (4): 1917–1921. arXiv:0711.4181Bibcode:2007MNRAS.382.1917M.doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12499.x.
  17. ^ Melia, Fulvio; et al. (2009). "The Cosmological Spacetime". International Journal of Modern Physics D 18 (12): 1889–1901. arXiv:0907.5394.Bibcode:2009IJMPD..18.1889Mdoi:10.1142/s0218271809015746.
  18. ^ Kolb and Turner (1988).
  19. ^ Barbara Sue Ryden (2003). Introduction to cosmology. Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-8912-8.
  20. ^ This is usually quoted as 60 e-folds of expansion, where e60 ≈ 1026. It is equal to the amount of expansion since reheating, which is roughly Einflation/T0, where T0 = 2.7 K is the temperature of the cosmic microwave background today. See, e.g. Kolb and Turner (1998) or Liddle and Lyth (2000).
  21. ^ Guth, Phase transitions in the very early universe, in The Very Early UniverseISBN 0-521-31677-4 eds Hawking, Gibbon & Siklos
  22. ^ See Kolb and Turner (1988) or Mukhanov (2005).
  23. ^ Kofman, Lev; Linde, Andrei; Starobinsky, Alexei (1994). "Reheating after inflation".Physical Review Letters 73 (5): 3195–3198. arXiv:hep-th/9405187.Bibcode:1986CQGra...3..811Kdoi:10.1088/0264-9381/3/5/011.
  24. ^ Much of the historical context is explained in chapters 15–17 of Peebles (1993).
  25. ^ Misner, Charles W.; Coley, A A; Ellis, G F R; Hancock, M (1968). "The isotropy of the universe". Astrophysical Journal 151 (2): 431. Bibcode:1998CQGra..15..331W.doi:10.1088/0264-9381/15/2/008.
  26. ^ a b Misner, Charles; Thorne, Kip S. and Wheeler, John Archibald (1973). Gravitation. San Francisco: W. H. Freeman. pp. 489–490, 525–526. ISBN 0-7167-0344-0.
  27. ^ Weinberg, Steven (1971). Gravitation and Cosmology. John Wiley. pp. 740, 815.ISBN 0-471-92567-5.
  28. ^ , English in Gen. Rel. Grav. 29:641–680, 1997.
  29. ^ Reissued (1987) New York: Dover ISBN 0-486-65383-8.
  30. ^ Misner, Charles W.; Leach, P G L (1969). "Mixmaster universe". Physical Review Letters 22 (15): 1071–74. Bibcode:2008JPhA...41o5201Adoi:10.1088/1751-8113/41/15/155201.
  31. ^ Dicke, Robert H. (1970). Gravitation and the Universe. Philadelphia: American Philosopical Society.
  32. ^ Dicke, Robert H.; P. J. E. Peebles (1979). "The big bang cosmology – enigmas and nostrums". In ed. S. W. Hawking and W. Israel. General Relativity: an Einstein Centenary Survey. Cambridge University Press.
  33. ^ Alan P. Lightman (1 January 1993). Ancient Light: Our Changing View of the Universe. Harvard University Press. ISBN 978-0-674-03363-4.
  34. ^ "WMAP- Content of the Universe"nasa.gov.
  35. ^ Since supersymmetric Grand Unified Theory is built into string theory, it is still a triumph for inflation that it is able to deal with these magnetic relics. See, e.g. Kolb and Turner (1988) and 
  36. ^ 't Hooft, Gerard (1974). "Magnetic monopoles in Unified Gauge Theories". Nuclear Physics B 79 (2): 276–84. Bibcode:1974NuPhB..79..276Tdoi:10.1016/0550-3213(74)90486-6.
  37. ^ Polyakov, Alexander M. (1974). "Particle spectrum in quantum field theory". JETP Letters 20: 194–5. Bibcode:1974JETPL..20..194P.
  38. ^ Guth, Alan; Tye, S. (1980). "Phase Transitions and Magnetic Monopole Production in the Very Early Universe". Physical Review Letters 44 (10): 631–635; Erratumibid.,44:963, 1980. Bibcode:1980PhRvL..44..631Gdoi:10.1103/PhysRevLett.44.631.
  39. ^ Einhorn, Martin B; Stein, D. L.; Toussaint, Doug (1980). "Are Grand Unified Theories Compatible with Standard Cosmology?". Physical Review D 21 (12): 3295–3298.Bibcode:1980PhRvD..21.3295Edoi:10.1103/PhysRevD.21.3295.
  40. ^ Zel'dovich, Ya.; Khlopov, M. Yu. (1978). "On the concentration of relic monopoles in the universe"Physics Letters B 79 (3): 239–41. Bibcode:1978PhLB...79..239Z.doi:10.1016/0370-2693(78)90232-0.
  41. ^ Preskill, John (1979). "Cosmological production of superheavy magnetic monopoles".Physical Review Letters 43 (19): 1365–1368. Bibcode:1979PhRvL..43.1365P.doi:10.1103/PhysRevLett.43.1365.
  42. ^ "Review of Particle Physics"J. Phys. G 33 (1): 1–1232. arXiv:astro-ph/0601168.Bibcode:2006JPhG...33....1Ydoi:10.1088/0954-3899/33/1/001.
  43. ^ Rees, Martin. (1998). Before the Beginning (New York: Basic Books) p. 185 ISBN 0-201-15142-1
  44. ^ de Sitter, Willem (1917). "Einstein's theory of gravitation and its astronomical consequences. Third paper". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 78: 3–28. Bibcode:1917MNRAS..78....3Ddoi:10.1093/mnras/78.1.3.
  45. ^ Starobinsky, A. A. (December 1979). "Spectrum Of Relict Gravitational Radiation And The Early State Of The Universe". Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters 30: 682. Bibcode:1979JETPL..30..682S. Starobinskii, A. A. (December 1979). "Spectrum of relict gravitational radiation and the early state of the universe". Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. (Soviet Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters) 30: 719. Bibcode:1979ZhPmR..30..719S.
  46. ^ a b c SLAC seminar, "10−35 seconds after the Big Bang", 23 January 1980. see Guth (1997), pg 186
  47. ^ Chapter 17 of Peebles (1993).
  48. ^ Starobinsky, Alexei A. (1980). "A new type of isotropic cosmological models without singularity". Physics Letters B 91: 99–102. Bibcode:1980PhLB...91...99S.doi:10.1016/0370-2693(80)90670-X.
  49. ^ Kazanas, D. (1980). "Dynamics of the universe and spontaneous symmetry breaking".Astrophysical Journal 241: L59–63. Bibcode:1980ApJ...241L..59K.doi:10.1086/183361.
  50. ^ Sato, K. (1981). "Cosmological baryon number domain structure and the first order phase transition of a vacuum". Physics Letters B 33: 66–70.Bibcode:1981PhLB...99...66Sdoi:10.1016/0370-2693(81)90805-4.
  51. ^ Einhorn, Martin B; Sato, Katsuhiko (1981). "Monopole Production In The Very Early Universe In A First Order Phase Transition". Nuclear Physics B 180 (3): 385–404.Bibcode:1981NuPhB.180..385Edoi:10.1016/0550-3213(81)90057-2.
  52. ^ Linde, A (1982). "A new inflationary universe scenario: A possible solution of the horizon, flatness, homogeneity, isotropy and primordial monopole problems". Physics Letters B 108 (6): 389–393. Bibcode:1982PhLB..108..389Ldoi:10.1016/0370-2693(82)91219-9.
  53. ^ a b Albrecht, Andreas; Steinhardt, Paul (1982). "Cosmology for Grand Unified Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking" (PDF). Physical Review Letters 48 (17): 1220–1223. Bibcode:1982PhRvL..48.1220Adoi:10.1103/PhysRevLett.48.1220.
  54. ^ J.B. Hartle (2003). Gravity: An Introduction to Einstein's General Relativity (1st ed.). Addison Wesley. p. 411. ISBN 0-8053-8662-9
  55. ^ See Linde (1990) and Mukhanov (2005).
  56. ^ Chibisov, Viatcheslav F.; Chibisov, G. V. (1981). "Quantum fluctuation and "nonsingular" universe". JETP Letters 33: 532–5. Bibcode:1981JETPL..33..532M.
  57. ^ Mukhanov, Viatcheslav F. (1982). "The vacuum energy and large scale structure of the universe". Soviet Physics JETP 56: 258–65.
  58. ^ See Guth (1997) for a popular description of the workshop, or The Very Early Universe,ISBN 0-521-31677-4 eds Hawking, Gibbon & Siklos for a more detailed report
  59. ^ Hawking, S.W. (1982). "The development of irregularities in a single bubble inflationary universe". Physics Letters B 115 (4): 295–297. Bibcode:1982PhLB..115..295H.doi:10.1016/0370-2693(82)90373-2.
  60. ^ Starobinsky, Alexei A. (1982). "Dynamics of phase transition in the new inflationary universe scenario and generation of perturbations". Physics Letters B 117 (3–4): 175–8. Bibcode:1982PhLB..117..175Sdoi:10.1016/0370-2693(82)90541-X.
  61. ^ Guth, A.H. (1982). "Fluctuations in the new inflationary universe". Physical Review Letters 49 (15): 1110–3. Bibcode:1982PhRvL..49.1110G.doi:10.1103/PhysRevLett.49.1110.
  62. ^ Bardeen, James M.; Steinhardt, Paul J.; Turner, Michael S. (1983). "Spontaneous creation Of almost scale-free density perturbations in an inflationary universe". Physical Review D 28 (4): 679–693. Bibcode:1983PhRvD..28..679B.doi:10.1103/PhysRevD.28.679.
  63. ^ Perturbations can be represented by Fourier modes of a wavelength. Each Fourier mode is normally distributed (usually called Gaussian) with mean zero. Different Fourier components are uncorrelated. The variance of a mode depends only on its wavelength in such a way that within any given volume each wavelength contributes an equal amount ofpower to the spectrum of perturbations. Since the Fourier transform is in three dimensions, this means that the variance of a mode goes as k−3 to compensate for the fact that within any volume, the number of modes with a given wavenumber k goes as k3.
  64. ^ Tegmark, M.; Eisenstein, Daniel J.; Strauss, Michael A.; Weinberg, David H.; Blanton, Michael R.; Frieman, Joshua A.; Fukugita, Masataka; Gunn, James E.; et al. (August 2006). "Cosmological constraints from the SDSS luminous red galaxies". Physical Review D 74 (12). arXiv:astro-ph/0608632Bibcode:2006PhRvD..74l3507T.doi:10.1103/PhysRevD.74.123507.
  65. ^ a b Steinhardt, Paul J. (2004). "Cosmological perturbations: Myths and facts". Modern Physics Letters A 19 (13 & 16): 967–82. Bibcode:2004MPLA...19..967S.doi:10.1142/S0217732304014252.
  66. ^ a b c Boyle, Latham A.; Steinhardt, PJ; Turok, N (2006). "Inflationary predictions for scalar and tensor fluctuations reconsidered". Physical Review Letters 96 (11): 111301.arXiv:astro-ph/0507455Bibcode:2006PhRvL..96k1301B.doi:10.1103/PhysRevLett.96.111301PMID 16605810.
  67. ^ Tegmark, Max (2005). "What does inflation really predict?". JCAP 0504 (4): 001.arXiv:astro-ph/0410281Bibcode:2005JCAP...04..001Tdoi:10.1088/1475-7516/2005/04/001.
  68. ^ This is known as a "red" spectrum, in analogy to redshift, because the spectrum has more power at longer wavelengths.
  69. ^ Komatsu, E.; Smith, K. M.; Dunkley, J.; Bennett, C. L.; Gold, B.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Larson, D.; et al. (January 2010). "Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation". The Astrophysical Journal Supplement Series 192 (2): 18. arXiv:1001.4538Bibcode:2011ApJS..192...18K.doi:10.1088/0067-0049/192/2/18.
  70. ^ Spergel, D. N.; Verde, L.; Peiris, H. V.; Komatsu, E.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Halpern, M.; Hinshaw, G.; et al. (2003). "First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters".Astrophysical Journal Supplement Series 148 (1): 175–194. arXiv:astro-ph/0302209.Bibcode:2003ApJS..148..175Sdoi:10.1086/377226.
  71. ^ See cosmic microwave background#Low multipoles for details and references.
  72. ^ Overbye, Dennis (19 June 2014). "Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim"New York Times. Retrieved 20 June 2014.
  73. ^ Amos, Jonathan (19 June 2014). "Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal"BBC News. Retrieved 20 June 2014.
  74. ^ Planck Collaboration Team (19 September 2014). "Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes"ArXivarXiv:1409.5738Bibcode:2014arXiv1409.5738P. Retrieved22 September 2014.
  75. ^ Overbye, Dennis (22 September 2014). "Study Confirms Criticism of Big Bang Finding"New York Times. Retrieved 22 September 2014.
  76. ^ Clavin, Whitney (30 January 2015). "Gravitational Waves from Early Universe Remain Elusive"NASA. Retrieved 30 January 2015.
  77. ^ Overbye, Dennis (30 January 2015). "Speck of Interstellar Dust Obscures Glimpse of Big Bang"New York Times. Retrieved 31 January 2015.
  78. ^ Rosset, C.; PLANCK-HFI collaboration (2005). "Systematic effects in CMB polarization measurements". Exploring the universe: Contents and structures of the universe (XXXIXth Rencontres de Moriond).
  79. ^ Loeb, A.; Zaldarriaga, M (2004). "Measuring the small-scale power spectrum of cosmic density fluctuations through 21 cm tomography prior to the epoch of structure formation".Physical Review Letters 92 (21): 211301. arXiv:astro-ph/0312134.Bibcode:2004PhRvL..92u1301Ldoi:10.1103/PhysRevLett.92.211301.PMID 15245272.
  80. ^ Guth, Alan (1997). ISBN 0-201-14942-7
  81. ^ "The virtue of so-called Higgs inflation models is that they might explain inflation within the current Standard Model of particle physics, which successfully describes how most known particles and forces behave. Interest in the Higgs is running hot this summer because CERN, the lab in Geneva, Switzerland, that runs the LHC, has said it will announce highly anticipated findings regarding the particle in early July."
  82. ^ Salvio, Alberto (2013-08-09). "Higgs Inflation at NNLO after the Boson Discovery".Phys.Lett. B727 (2013) 234-239 727: 234–239. arXiv:1308.2244.Bibcode:2013PhLB..727..234Sdoi:10.1016/j.physletb.2013.10.042.
  83. ^ Technically, these conditions are that the logarithmic derivative of the potential,  and second derivative  are small, where  is the potential and the equations are written in reduced Planck units. See, e.g. Liddle and Lyth (2000), pg 42-43.
  84. ^ Salvio, Strumia (2014-03-17). "Agravity"JHEP 1406 (2014) 080 2014.arXiv:1403.4226Bibcode:2014JHEP...06..080Sdoi:10.1007/JHEP06(2014)080.
  85. ^ Linde, Andrei D. (1983). "Chaotic inflation". Physics Letters B 129 (3): 171–81.Bibcode:1983PhLB..129..177Ldoi:10.1016/0370-2693(83)90837-7.
  86. ^ Technically, this is because the inflaton potential is expressed as a Taylor series in φ/mPl, where φ is the inflaton and mPl is the Planck mass. While for a single term, such as the mass term mφ4(φ/mPl)2, the slow roll conditions can be satisfied for φ much greater than mPl, this is precisely the situation in effective field theory in which higher order terms would be expected to contribute and destroy the conditions for inflation. The absence of these higher order corrections can be seen as another sort of fine tuning. Seee.g. 
  87. ^ a b c Lyth, David H. (1997). "What would we learn by detecting a gravitational wave signal in the cosmic microwave background anisotropy?"Physical Review Letters 78(10): 1861–3. arXiv:hep-ph/9606387Bibcode:1997PhRvL..78.1861L.doi:10.1103/PhysRevLett.78.1861.
  88. ^ Brandenberger, Robert H. (November 2004). "Challenges for inflationary cosmology".arXiv:astro-ph/0411671.
  89. ^ Vilenkin, Alexander (1983). "The birth of inflationary universes". Physical Review D27 (12): 2848–2855. Bibcode:1983PhRvD..27.2848V.doi:10.1103/PhysRevD.27.2848.