Teoría de la inflación caótica

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La teoría caótica de la inflación es un escenario para el desarrollo del Universo para el modelo inflacionario del Universo . La teoría ofrece una forma sencilla de describir la inflación del universo en términos de un campo escalar oscilante . Bajo ciertos supuestos, se hace posible la existencia de universos en el Multiverso con diferentes partículas elementales y las leyes de su interacción.

Descripción de la teoría

El escenario de inflación caótica se describió por primera vez en el artículo de 1983 de A. Linde [1] . Previo a esto, en la teoría inflacionaria se utilizaban escenarios de diversa complejidad, pero el escenario de inflación caótica resultó ser muy simple en comparación con los anteriores. No requería equilibrio termodinámico, ni sobreenfriamiento, ni expansión en un estado de falso vacío.

Para explicar la teoría caótica de la inflación, se considera un campo escalar con una densidad de energía potencial cuadrática:

V(\phi )={m^{2} \sobre 2}\phi ^{2}

La función de energía tiene un mínimo en , cerca del cual se pueden esperar oscilaciones del campo escalar. Sin embargo, esto es cierto solo para un universo que no se expande. Para un Universo en rápida expansión, el campo escalar disminuye lentamente ("desciende"), mientras que cuanto más rápido se expande el Universo, más lenta es la disminución de la energía potencial del campo. $\fi=0$

Para describir la evolución de este campo, se utilizan dos ecuaciones: la ecuación de campo y la ecuación de Einstein:

{\ddot \phi }+3H{\dot \phi }=-m^{2}\phi

H^{2}+{\frac {k}{{a^{2}}}}={\frac {{8\pi }}{{3M_{p}^{2}}}}\left({ {\frac {1}{2}}{\punto \phi }+V\izquierda(\phi \right)}\right)

donde es la constante de Hubble para el Universo con un factor de escala (el tamaño del Universo), respectivamente, para modelos abiertos, planos y cerrados, es la masa de Planck , donde es la constante gravitacional. La primera ecuación se parece a la ecuación de movimiento de un oscilador armónico , donde en lugar de x(t) se usa y describe la viscosidad del entorno para el oscilador. $H={\punto a}/a$ $a)$ $k=-1,0,1$ $M_{p}$ $M_{p}^{{-2}}=G$ $GRAMO$ $\fi (t)$ $3H{\ punto \ phi }$

Como condiciones iniciales, se asume un gran valor del campo escalar , como resultado de lo cual, en la etapa inicial (hasta segundos), el tamaño del Universo crece exponencialmente . Tan pronto como, debido al crecimiento del tamaño del Universo, el campo escalar se vuelve lo suficientemente pequeño, la inflación termina y el campo comienza a oscilar cerca del mínimo . Además, la teoría asume que, como cualquier campo clásico que oscila rápidamente, comenzará a perder energía debido a la creación de pares de partículas. Estas partículas, como resultado de la interacción entre sí, entrarán en equilibrio termodinámico y, a partir de este momento, la parte es descrita por la teoría estándar del universo caliente . $\fi$ $10^{{-35}}$ $a)$ $\fi$ $V(\fi)$

La principal diferencia de la nueva teoría es la rápida tasa de crecimiento del tamaño del Universo inflacionario - en segundos desde la longitud de Planck hasta tamaños enormes cm Aunque los tamaños dependen del modelo utilizado, sin embargo, en todos los realistas, el tamaño de el Universo resulta ser mucho más grande que el tamaño del Universo observable . $10^{{-35}}$ $10^{{10^{{12}}}}$

Si consideramos el Universo con un gran número de regiones con un campo escalar distribuido aleatoriamente, en algunas regiones el campo será demasiado pequeño para que comience la inflación , mientras que en otras será lo suficientemente grande. Es a partir de las últimas regiones del caos inicial que se formarán las regiones de los universos, mientras que los tamaños de las regiones excederán significativamente el tamaño del Universo observable . Por eso el autor llamó a esta teoría la teoría de la inflación caótica. $\fi$

Es importante considerar la variante cuando el campo escalar tiene una forma más compleja, por lo que es posible la existencia de varios mínimos . Entonces, si a partir de estos varios mínimos se forman regiones de estabilidad a partir del caos inicial, las masas de las partículas elementales y las leyes de interacción en ellas también serán diferentes.

Notas

↑ Linde AD Inflación caótica // Física Letras B : diario. - 1983. - vol. 129 , núm. 3-4 . - pág. 177-181 . - doi : 10.1016/0370-2693(83)90837-7 .

Enlaces

Andrés Linde. Inflación caótica // Inflación, cosmología cuántica y el principio antrópico: conferencia pronunciada en la conferencia del 90.º aniversario de John Wheeler "Ciencia y realidad última: de la cuántica al cosmos", publicada en el archivo de preimpresión: hep-th/0211048 (ing.)
The Many Faces of the Universe // Conferencia impartida por A. Linde en FIAN en 2007.

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