Astronomie

Wie kann die kosmische Inflation ein unendliches Universum homogen machen?

Wie kann die kosmische Inflation ein unendliches Universum homogen machen?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Wie in diesem Video erklärt wird, ist einer der beobachtbaren Effekte der kosmischen Inflation die Homogenität unseres Universums. Inflation ermöglicht es, dass zwei Punkte auf den verschiedenen Seiten des beobachtbaren Universums zu einem bestimmten Zeitpunkt kausal verbunden werden, sodass sie ihre Massendichten und Temperaturen austauschen können, die dann für beide ungefähr gleich sind.

Ich verstehe zwar, dass dieser Effekt nicht am Rande des beobachtbaren Universums enden muss und sich über jede Entfernung fortsetzen kann, die die Inflationsrate erreichen wird, aber ich verstehe nicht, wie dies für das gesamte Universum gelten könnte wenn es unendlich ist. Nach meiner Vermutung, wenn das Universum unendlich ist, wird es immer zwei Punkte geben, die nie kausal verbunden waren, egal wie schnell es sich während der Inflationsperiode ausdehnte. Das bedeutet, dass, während das Universum auf den ausreichend großen Skalen homogen sein sollte, es auf den Skalen nicht sein muss noch größer.

Ich glaube, ich verstehe entweder die Idee der kosmischen Inflation nicht ganz oder verstehe nicht die besondere Art und Weise, in der das Universum unendlich ist.


Inflation wird verwendet, um zu erklären, warum die beobachtbar Universum ist extrem homogen.

Ohne Inflation können wir Folgendes tun roh Berechnung. Der kosmische Mikrowellenhintergrund entstand etwa 300.000 Jahre nach dem Urknall, bei einer Rotverschiebung von etwa 1100. Damit hätten kausal verbundene Regionen in der Epoche der CMB-Entstehung einen Radius von $sim 300.000$ Lichtjahren, der sich nun um a . erweitert hat Faktor von 1100 zu $3,3 imes 10^{8}$ Lichtjahre im Radius.

Dies kann mit dem Radius des beobachtbaren Universums verglichen werden, der derzeit rund 46 Milliarden Lichtjahre beträgt. Dies bedeutet, dass kausal verbundene Regionen nur $sim 4 imes 10^{-7}$ des beobachtbaren Universums sein sollten, oder äquivalent dazu sind Flecken von CMB mit einem Radius von $sim 2$ Grad am Himmel kausal verbunden. Dies ist eindeutig nicht der Fall, da die Variationen in der CMB nicht mehr als 1 Teil in $10^{5}$ über den gesamten Himmel betragen.

Die Inflation löst dies, indem sie es zulässt, dass sich zuvor kausal verbundene Regionen aufblähen, um größer als das gesamte beobachtbare Universum zu werden.

Sie scheinen das ganz gut zu verstehen, daher ist mir Ihre Frage nicht ganz klar. Wir können nicht wissen, ob die das gesamte Universum ist homogen, da wir sie nicht messen können. Das kosmologische Prinzip ist ein Annahme das scheint zu halten etwa im beobachtbaren Universum wahr, muss aber nicht auf das Universum als Ganzes zutreffen. Tatsächlich ist es im beobachtbaren Universum nicht absolut wahr, sonst wäre es ziemlich uninteressant, da es keine Galaxien, Haufen oder andere Strukturen enthält. Ich denke, die einzige Voraussetzung für die Inflation ist, dass sie ein Stück kausal verbundenes Universum in die Luft jagt, so dass es zu wird viel größer als das beobachtbare Universum in der aktuellen Epoche.


Was ist, wenn die kosmische Inflation falsch ist?

Die frühesten Stadien des Universums vor dem Urknall bilden die Anfangsbedingungen. [+] aus dem sich alles entwickelt hat, was wir heute sehen.

E. Siegel, mit Bildern von ESA/Planck und der DoE/NASA/NSF interinstitutionellen Task Force zur CMB-Forschung

Alle wissenschaftlichen Ideen, egal wie akzeptiert oder verbreitet sie sind, können umgestoßen werden. Bei all den Erfolgen, die jede Idee haben kann, braucht es nur ein Experiment oder eine Beobachtung, um sie zu falsifizieren, zu entkräften oder zu revidieren. Darüber hinaus hat jede wissenschaftliche Idee oder jedes wissenschaftliche Modell eine Einschränkung in ihrem Gültigkeitsbereich: Die Newtonsche Mechanik bricht nahe der Lichtgeschwindigkeit zusammen Allgemeine Relativitätstheorie bricht an Singularitäten zusammen Die Evolution bricht zusammen, wenn man den Ursprung des Lebens erreicht. Sogar der Urknall hat seine Grenzen, denn wir können den heißen, dichten, sich ausdehnenden Zustand, der zu dem führte, was wir heute sehen, nur so weit zurück extrapolieren. Seit 1980 ist die kosmische Inflation aus vielen zwingenden Gründen die führende Idee zur Beschreibung dessen, was davor war. Aber in letzter Zeit hat eine Flut öffentlicher Äußerungen eine tiefere Kontroverse gezeigt:

  • Im Februar behauptete eine Gruppe von Theoretikern, darunter einer der Mitbegründer von Inflation, die Inflation sei gescheitert.
  • Die Mainstream-Gruppe inflationärer Kosmologen, darunter der Erfinder der Inflation, Alan Guth, schrieb eine Widerlegung.
  • Dies veranlasste die ursprüngliche Gruppe, weiter einzusteigen und die Widerlegung anzuprangern.
  • Und Anfang dieser Woche hoben eine wichtige Veröffentlichung und einer der Mitunterzeichner der Widerlegung ihre Perspektive auf die Debatte hervor.

Das expandierende Universum voller Galaxien und komplexer Strukturen, das wir heute sehen, entstand aus einer kleineren, . [+] heißerer, dichterer, gleichmäßigerer Zustand.

C. Faucher-Giguère, A. Lidz und L. Hernquist, Science 319, 5859 (47)

Hier spielen sich drei Dinge ab: die Probleme mit dem Urknall, die zur Entwicklung der kosmischen Inflation geführt haben, die Lösung(en), die die kosmische Inflation bietet und das allgemeine Verhalten, und die nachfolgenden Entwicklungen, Konsequenzen und Schwierigkeiten mit der Idee. Genügt das, um das gesamte Unternehmen in Frage zu stellen? Lassen Sie uns alles für Sie darstellen.

Seit wir zum ersten Mal erkannt haben, dass es außerhalb unserer eigenen Milchstraße Galaxien gibt, haben uns alle Anzeichen gezeigt, dass sich unser Universum ausdehnt. Da die Wellenlänge des Lichts seine Energie und Temperatur bestimmt, dehnt das Gewebe des sich ausdehnenden Raums diese Wellenlängen länger, wodurch das Universum abkühlt. Wenn sich das Universum auf dem Weg in die Zukunft ausdehnt und abkühlt, bedeutet dies, dass es in der Vergangenheit näher zusammen, dichter und heißer war. Wenn wir immer weiter nach hinten extrapolieren, erzählt uns das heiße, dichte, einheitliche Universum eine Geschichte über seine Vergangenheit.

Die Sterne und Galaxien, die wir heute sehen, gab es nicht immer, und je weiter wir zurückgehen, desto näher an . [+] eine scheinbare Singularität, die das Universum erhält, aber dieser Extrapolation sind Grenzen gesetzt.

NASA, ESA und A. Feild (STScI)

Wir kommen an einen Punkt, an dem Galaxienhaufen, einzelne Galaxien oder gar Sterne aufgrund des Einflusses der Schwerkraft keine Zeit hatten, sich zu bilden. Wir können noch früher gehen, wo die Energiemenge in Teilchen und Strahlung es für neutrale Atome unmöglich macht, sich zu bilden, sie würden sofort auseinander gesprengt. Noch früher werden Atomkerne gesprengt, wodurch verhindert wird, dass sich etwas Komplexeres als ein Proton oder Neutron bildet. Noch früher, und wir beginnen spontan, aufgrund der hohen vorhandenen Energien, Materie/Antimaterie-Paare zu erzeugen. Und wenn Sie den ganzen Weg zurückgehen, so weit Sie Ihre Gleichungen tragen können, würden Sie zu einer Singularität gelangen, in der alle Materie und Energie des gesamten Universums in einem einzigen Punkt verdichtet wurden: einem singulären Ereignis in der Raumzeit. Das war die ursprüngliche Idee des Urknalls.

Wenn diese drei verschiedenen Weltraumregionen nie Zeit hatten, sich zu thermalisieren, Informationen auszutauschen oder . [+] senden Signale aneinander, warum haben sie dann alle die gleiche Temperatur?

Wenn die Dinge so funktionieren würden, gäbe es eine Reihe von Rätseln, die auf unseren Beobachtungen basieren.

  1. Warum sollte das Universum überall die gleiche Temperatur haben? Die verschiedenen Weltraumregionen aus verschiedenen Richtungen hätten keine Zeit gehabt, Informationen auszutauschen und zu thermalisieren, es gibt keinen Grund, dass sie die gleiche Temperatur haben. Doch das Universum hatte überall, wo wir hinsahen, die gleiche Hintergrundtemperatur von 2,73 K.
  2. Warum sollte das Universum räumlich vollkommen flach sein? Die Expansionsrate und die Energiedichte sind zwei völlig unabhängige Größen, die jedoch einem Teil von 10 24 entsprechen müssen, um das flache Universum zu erzeugen, das wir heute haben.
  3. Warum bleiben keine Hochenergie-Relikte übrig, wie praktisch jede Hochenergie-Theorie voraussagt? Es gibt keine magnetischen Monopole, keine schweren rechtshändigen Neutrinos, keine Relikte der großen Vereinigung usw. Warum nicht?

1979 hatte Alan Guth die Idee, dass eine frühe Phase exponentieller Expansion vorangegangen Der heiße Urknall könnte all diese Probleme lösen und würde zusätzliche Vorhersagen über das Universum machen, nach denen wir suchen könnten. Das war die große Idee der kosmischen Inflation.

1979 hatte Alan Guth eine Enthüllung, dass es in der Vergangenheit des Universums eine Periode exponentieller Expansion gab. [+] könnte den Urknall aufbauen und die Ausgangsbedingungen schaffen.

Alan Guths Notizbuch von 1979, getwittert über @SLAClab

Diese Art der Expansion, die exponentielle Expansion, unterscheidet sich von dem, was für den Großteil der Geschichte des Universums geschah. Wenn Ihr Universum voller Materie und Strahlung ist, sinkt die Energiedichte, wenn sich das Universum ausdehnt. Wenn sich das Volumen ausdehnt, sinkt die Dichte und damit auch die Expansionsrate. Aber während der Inflation ist das Universum mit Energie gefüllt, die dem Raum selbst innewohnt. Wenn sich das Universum ausdehnt, schafft es einfach mehr Raum, und das hält die Dichte gleich und verhindert, dass die Expansionsrate abnimmt. Dies löst auf einmal die drei Rätsel wie folgt:

  1. Das Universum hat heute überall die gleiche Temperatur, weil in der fernen Vergangenheit unterschiedliche, weit entfernte Regionen miteinander verbunden waren, bevor die exponentielle Expansion sie auseinandertrieb.
  2. Das Universum ist flach, weil die Inflation es so gedehnt hat, dass es nicht von flach zu unterscheiden ist. Der für uns beobachtbare Teil des Universums ist im Vergleich zu der Inflation so klein, dass es unwahrscheinlich ist, dass es anders geht.
  3. Und der Grund, warum es keine Hochenergie-Relikte gibt, ist, dass die Inflation sie durch die exponentielle Expansion weggedrückt hat, und als die Inflation dann endete und das Universum wieder heiß wurde, erreichte es nie die ultrahohen Temperaturen, die notwendig waren, um sie wieder zu erschaffen.

In den frühen 1980er Jahren löste die Inflation nicht nur diese Rätsel, sondern wir begannen auch mit der Entwicklung von Modellen, die erfolgreich ein Universum wiederherstellen, das isotrop (in alle Richtungen gleich) und homogen (an allen Orten gleich) war, im Einklang mit all unseren Beobachtungen.

Die Fluktuationen im kosmischen Mikrowellenhintergrund wurden zuerst von COBE im . [+] 1990er Jahre, dann genauer nach WMAP in den 2000er Jahren und Planck (oben) in den 2010er Jahren. Dieses Bild kodiert eine riesige Menge an Informationen über das frühe Universum

ESA und die Planck-Kollaboration

Diese Vorhersagen sind interessant, aber natürlich nicht genug. Damit eine physikalische Theorie von interessant über überzeugend zu validiert werden kann, muss sie neue Vorhersagen treffen, die dann getestet werden können. Es ist wichtig, nicht zu beschönigen, dass diese frühen Inflationsmodelle genau das taten und sechs wichtige Vorhersagen treffen:

  1. Das Universum sollte vollkommen flach sein. Ja, das war eine der ursprünglichen Motivationen dafür, aber damals hatten wir sehr schwache Einschränkungen. 100 % des Universums könnten aus Materie bestehen und 0 % aus Krümmung, 5 % aus Materie und 95 % aus Krümmung oder irgendwo dazwischen. Inflation sagte ganz allgemein voraus, dass 100 % "Materie plus was auch immer" sein müssen, aber die Krümmung sollte 0 % betragen. Diese Vorhersage wurde durch unser ΛCDM-Modell validiert, wobei 5 % Materie sind, 27 % dunkle Materie sind und 68 % die Krümmung der dunklen Energie immer noch 0 % beträgt.
  2. Es sollte ein fast skaleninvariantes Schwankungsspektrum. Wenn die Quantenphysik real ist, sollte das Universum selbst während der Inflation Quantenfluktuationen erfahren haben. Diese Fluktuationen sollten sich exponentiell über das Universum erstrecken. Wenn die Inflation endet, sollten diese Schwankungen in Materie und Strahlung umgewandelt werden, wodurch überdichte und unterdichte Regionen entstehen, die zu Sternen und Galaxien oder großen kosmischen Leerstellen wachsen. Aufgrund des Inflationsverlaufs in der Endphase sollten die Schwankungen je nach Inflationsmodell entweder im kleinen oder im großen Maßstab etwas größer sein. Für perfekte Skaleninvarianz ist ein Parameter, den wir n_so würde genau 1 entsprechen n_so wird mit 0,96 beobachtet.
  3. Es sollte Fluktuationen auf Skalen geben, die größer sind als das Licht seit dem Urknall hätte reisen können. Dies ist eine weitere Folge der Inflation, aber es gibt keine Möglichkeit, kohärente Fluktuationen auf großen Skalen wie diesem zu erhalten, ohne dass sie über kosmische Distanzen gedehnt werden. Die Tatsache, dass wir diese Schwankungen im kosmischen Mikrowellenhintergrund und in der großräumigen Struktur des Universums sehen – und Anfang der 1980er Jahre nichts davon wussten – bestätigt die Inflation weiter.
  4. Diese Quantenfluktuationen, die sich in Dichtefluktuationen übersetzen, sollten adiabatisch sein. Fluktuationen können verschiedene Arten haben: adiabat, isokurvatur oder eine Mischung aus beiden. Die Inflation sagte voraus, dass diese Fluktuationen zu 100 % adiabat sein sollten, was sowohl im kosmischen Mikrowellenhintergrund als auch in der großräumigen Struktur des Universums einzigartige Signaturen hinterlassen sollte. Beobachtungen belegen, dass die Fluktuationen tatsächlich adiabat waren: von konstanter Entropie überall.
  5. Es sollte eine Obergrenze geben, die kleiner als die Planck-Skala für die Temperatur des Universums in der fernen Vergangenheit ist. Dies ist auch eine Signatur, die sich im kosmischen Mikrowellenhintergrund zeigt: Wie hoch die Temperatur des Universums am heißesten war. Denken Sie daran, wenn es keine Inflation gegeben hätte, hätte das Universum zu frühen Zeiten willkürlich hohe Temperaturen erreicht und sich einer Singularität angenähert. Aber bei Inflation gibt es eine maximale Temperatur, die bei Energien unterhalb der Planck-Skala liegen muss (

10 19 GeV). Was wir aus unseren Beobachtungen sehen, ist, dass das Universum Temperaturen von nicht mehr als etwa 0,1% davon erreichte (

Die letzte Vorhersage der kosmischen Inflation ist die Existenz von primordialen Gravitationswellen. Es ist . [+] die einzige Vorhersage, die nicht durch Beobachtung verifiziert werden kann. noch.

National Science Foundation (NASA, JPL, Keck Foundation, Moore Foundation, verwandt) — Geförderte BICEP2-Programmänderungen von E. Siegel

Inflation hat also eine enorme Anzahl von Erfolgen hinter sich. Aber seit den späten 1980er Jahren haben Theoretiker viel Zeit damit verbracht, eine Vielzahl von Inflationsmodellen auszudenken. Sie haben bei einigen von ihnen ein unglaublich seltsames, nicht generisches Verhalten gefunden, einschließlich Ausnahmen, die gegen einige der oben genannten Vorhersageregeln verstoßen. Im Allgemeinen basieren die einfachsten Inflationsmodelle auf einem Potenzial: Sie ziehen eine Linie mit einem Tiefpunkt oder einer Mulde am Boden, das Inflationsfeld beginnt irgendwann von diesem Boden und rollt langsam nach unten, was zu Inflation, bis sie ihr Minimum erreicht hat. Quanteneffekte spielen im Feld eine Rolle, aber schließlich endet die Inflation und wandelt diese Feldenergie in Materie und Strahlung um, was zum Urknall führt.

Das Universum, das wir heute sehen, basiert auf den Anfangsbedingungen, mit denen es begann, die diktiert werden. [+] vorhersagend, für welches Modell der kosmischen Inflation Sie sich entscheiden.

Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

Sie können jedoch Mehrfeldmodelle, Fast-Roll-Modelle anstelle von Slow-Roll-Modellen, künstliche Modelle mit großen Abweichungen von der Ebenheit usw. erstellen. Mit anderen Worten, wenn Sie die Modelle so komplex machen können, wie Sie möchten, können Sie eines finden, das Abweichungen vom oben beschriebenen generischen Verhalten bietet und manchmal sogar zu Abweichungen von einer oder mehreren dieser sechs Vorhersagen führt.

Die Schwankungen des CMB basieren auf ursprünglichen Schwankungen, die durch die Inflation erzeugt werden. Im . [+] Insbesondere der 'flache Teil' auf großen Skalen (links) hat ohne Inflation keine Erklärung.

Darum geht es in der aktuellen Kontroverse! Die eine Seite geht sogar so weit zu behaupten, dass die Inflation nicht den Standard einer wissenschaftlichen Theorie erreicht, weil man Modelle erfinden kann, die einem fast willkürliches Verhalten ermöglichen. Die andere Seite behauptet, dass die Inflation diese generischen, erfolgreichen Vorhersagen macht, und dass wir umso mehr einschränken, welche Modelle realisierbar sind, je besser wir diese Parameter des Universums messen, und desto näher kommen wir dem Verständnis, welche(n) unsere physikalischen Parameter am besten beschreiben Wirklichkeit.

Die Form der Gravitationswellenfluktuationen ist von der Inflation unbestreitbar, aber die Größe von . [+] das Spektrum ist vollständig modellabhängig. Dies zu messen, wird die Debatte über die Inflation beenden, aber wenn das Ausmaß zu gering ist, um in den nächsten 25 Jahren entdeckt zu werden, wird das Argument möglicherweise nie beigelegt.

Die Tatsachen, die niemand bestreitet, sind die ohne Inflation, oder etwas anderes, das der Inflation sehr ähnlich ist (das Universum flach zu dehnen, zu verhindern, dass es hohe Energien erreicht, die Dichteschwankungen, die wir heute sehen, verursacht, das Universum überall mit den gleichen Temperaturen beginnt usw.), gibt es keine Erklärung dafür explanation die Anfangsbedingungen, mit denen das Universum beginnt. Alternativen zur Inflation müssen diese Hürde überwinden, und derzeit gibt es keine Alternative, die dieselbe Vorhersagekraft wie das inflationäre Paradigma aufweist. Das heißt nicht, dass Inflation unbedingt richtig ist, aber es gibt viele gute Beweise dafür, und viele der "möglichen" Modelle, die man sich ausdenken kann, wurden bereits ausgeschlossen. Bis ein alternatives Modell alle Erfolge der Inflation erzielen kann, wird die kosmische Inflation die Leitidee dafür bleiben, woher unser heißer Urknall kam.


Inhalt

Um 1930 entdeckte Edwin Hubble, dass das Licht von entfernten Galaxien rotverschoben war, je weiter entfernt, desto mehr verschoben. Dies wurde schnell so interpretiert, dass sich Galaxien von der Erde zurückzogen. Wenn sich die Erde nicht in einer besonderen, privilegierten, zentralen Position im Universum befindet, würde dies bedeuten, dass sich alle Galaxien auseinander bewegen, und je weiter sie sich entfernen, desto schneller entfernen sie sich. Es ist jetzt bekannt, dass sich das Universum ausdehnt, die Galaxien mit sich trägt und diese Beobachtung verursacht. Viele andere Beobachtungen stimmen überein und führen ebenfalls zu derselben Schlussfolgerung. Viele Jahre lang war jedoch nicht klar, warum oder wie sich das Universum ausdehnt oder was es bedeuten könnte.

Basierend auf einer großen Menge experimenteller Beobachtungen und theoretischer Arbeit wird jetzt angenommen, dass der Grund für die Beobachtung darin besteht, dass der raum selbst dehnt sich aus, und dass es sich innerhalb des ersten Bruchteils einer Sekunde nach dem Urknall sehr schnell ausbreitete. Diese Art der Erweiterung ist als a . bekannt "metrisch" Erweiterung. In der Terminologie der Mathematik und Physik ist eine "Metrik" ein Abstandsmaß, das eine bestimmte Liste von Eigenschaften erfüllt, und der Begriff impliziert, dass das gefühl der distanz innerhalb des universums verändert sich. Heute ist die metrische Variation ein viel zu kleiner Effekt, um auf weniger als einer intergalaktischen Skala zu sehen.

Die moderne Erklärung für die metrische Ausdehnung des Weltraums wurde 1979 vom Physiker Alan Guth vorgeschlagen, als er das Problem untersuchte, warum heute keine magnetischen Monopole mehr zu sehen sind. Er fand heraus, dass, wenn das Universum ein Feld in einem falschen Vakuumzustand positiver Energie enthält, es nach der Allgemeinen Relativitätstheorie eine exponentielle Expansion des Raums erzeugen würde. Es war sehr schnell klar, dass eine solche Erweiterung viele andere seit langem bestehende Probleme lösen würde. Diese Probleme ergeben sich aus der Beobachtung, dass es so aussieht, wie es aussieht heute, müsste das Universum von sehr fein abgestimmten oder "besonderen" Anfangsbedingungen beim Urknall ausgegangen sein. Auch die Inflationstheorie löst diese Probleme weitgehend, wodurch ein Universum wie unseres im Kontext der Urknalltheorie viel wahrscheinlicher wird.

Es wurde noch kein physikalisches Feld entdeckt, das für diese Inflation verantwortlich ist. Ein solches Feld wäre jedoch skalar und das erste nachgewiesene relativistische skalare Feld, das Higgs-Feld, wurde erst 2012–2013 entdeckt und wird noch erforscht. Es wird daher nicht als problematisch angesehen, dass ein Feld, das für die kosmische Inflation und die metrische Ausdehnung des Raums verantwortlich ist, noch nicht entdeckt wurde. Das vorgeschlagene Feld und seine Quanten (die mit ihm verbundenen subatomaren Teilchen) wurden Inflaton genannt. Gäbe es dieses Feld nicht, müssten Wissenschaftler eine andere Erklärung für alle Beobachtungen vorschlagen, die stark darauf hindeuten, dass eine metrische Expansion des Raums stattgefunden hat und heute noch (viel langsamer) stattfindet.

Ein expandierendes Universum hat im Allgemeinen einen kosmologischen Horizont, der in Analogie zu dem bekannteren Horizont, der durch die Krümmung der Erdoberfläche verursacht wird, die Grenze des Teils des Universums markiert, den ein Beobachter sehen kann. Licht (oder andere Strahlung), das von Objekten jenseits des kosmologischen Horizonts in einem sich beschleunigenden Universum emittiert wird, erreicht den Beobachter nie, weil sich der Raum zwischen dem Beobachter und dem Objekt zu schnell ausdehnt.

Das beobachtbare Universum ist eins kausaler Fleck eines viel größeren unbeobachtbaren Universums können andere Teile des Universums noch nicht mit der Erde kommunizieren. Diese Teile des Universums liegen außerhalb unseres aktuellen kosmologischen Horizonts. Im Standardmodell des heißen Urknalls ohne Inflation verschiebt sich der kosmologische Horizont und bringt neue Regionen ins Blickfeld. [14] Aber wenn ein lokaler Beobachter eine solche Region zum ersten Mal sieht, unterscheidet sie sich nicht von jeder anderen Region des Weltraums, die der lokale Beobachter bereits gesehen hat: Seine Hintergrundstrahlung hat fast die gleiche Temperatur wie die Hintergrundstrahlung anderer Regionen , und seine Raum-Zeit-Krümmung entwickelt sich im Gleichschritt mit den anderen. Dies stellt ein Rätsel dar: Woher wussten diese neuen Regionen, welche Temperatur und Krümmung sie haben sollten? Sie konnten es nicht durch das Empfangen von Signalen gelernt haben, weil sie vorher nicht mit unserem vergangenen Lichtkegel kommunizierten. [15] [16]

Die Inflation beantwortet diese Frage, indem sie postuliert, dass alle Regionen aus einer früheren Ära mit einer großen Vakuumenergie oder kosmologischen Konstante stammen. Ein Raum mit einer kosmologischen Konstante ist qualitativ anders: Anstatt sich nach außen zu bewegen, bleibt der kosmologische Horizont stehen. Für jeden Beobachter ist die Entfernung zum kosmologischen Horizont konstant. Bei exponentiell expandierendem Raum werden zwei nahe Beobachter sehr schnell so weit getrennt, dass die Entfernung zwischen ihnen schnell die Grenzen der Kommunikation überschreitet. Die räumlichen Slices erweitern sich sehr schnell, um riesige Volumina abzudecken. Die Dinge bewegen sich ständig über den kosmologischen Horizont hinaus, der eine feste Distanz entfernt ist, und alles wird homogen.

Wenn sich das inflationäre Feld langsam auf das Vakuum entspannt, geht die kosmologische Konstante gegen Null und der Raum beginnt sich normal auszudehnen. Die neuen Regionen, die während der normalen Expansionsphase ins Blickfeld kommen, sind genau die gleichen Regionen, die während der Inflation aus dem Horizont gedrängt wurden, und haben daher fast die gleiche Temperatur und Krümmung, weil sie aus demselben ursprünglich kleinen Raumstück stammen .

Die Inflationstheorie erklärt somit, warum die Temperaturen und Krümmungen verschiedener Regionen so nahezu gleich sind. Es sagt auch voraus, dass die Gesamtkrümmung einer Raumscheibe zu konstanter globaler Zeit Null ist. Diese Vorhersage impliziert, dass sich die gesamte gewöhnliche Materie, dunkle Materie und restliche Vakuumenergie im Universum zur kritischen Dichte addieren müssen, und die Beweise unterstützen dies. Noch bemerkenswerter ist, dass die Inflation es Physikern ermöglicht, die winzigen Temperaturunterschiede verschiedener Regionen aus Quantenfluktuationen während der inflationären Ära zu berechnen, und viele dieser quantitativen Vorhersagen wurden bestätigt. [17] [18]

Raum dehnt sich aus

In einem Raum, der sich mit der Zeit exponentiell (oder nahezu exponentiell) ausdehnt, wird sich jedes Paar frei schwebender Objekte, die sich zunächst in Ruhe befinden, mit zunehmender Geschwindigkeit voneinander entfernen, zumindest solange sie nicht durch irgendeine Kraft aneinander gebunden sind . Aus der Sicht eines solchen Objekts ist die Raumzeit so etwas wie ein Inside-Out-Schwarzschild-Schwarzes Loch – jedes Objekt ist von einem sphärischen Ereignishorizont umgeben. Sobald das andere Objekt durch diesen Horizont gefallen ist, kann es nie wieder zurückkehren, und selbst Lichtsignale, die es sendet, werden das erste Objekt nie erreichen (zumindest solange der Raum sich exponentiell ausdehnt).

In der Näherung, dass die Ausdehnung exakt exponentiell ist, ist der Horizont statisch und bleibt eine feste physikalische Distanz entfernt. Dieser Fleck eines sich aufblähenden Universums kann durch die folgende Metrik beschrieben werden: [19] [20]

Diese sich exponentiell ausdehnende Raumzeit wird als de Sitter-Raum bezeichnet, und um ihn aufrechtzuerhalten, muss es eine kosmologische Konstante geben, eine Vakuumenergiedichte, die in Raum und Zeit konstant und proportional zu Λ in der obigen Metrik ist. Bei exakt exponentieller Expansion hat die Vakuumenergie einen Unterdruck p gleich groß wie seine Energiedichte ρ die Zustandsgleichung ist p=−ρ .

Inflation ist typischerweise keine exakt exponentielle Expansion, sondern eher quasi- oder nahezu exponentiell. In einem solchen Universum wird der Horizont mit der Zeit langsam wachsen, da die Vakuumenergiedichte allmählich abnimmt.

Wenige Inhomogenitäten bleiben

Da die beschleunigte Expansion des Raums alle anfänglichen Dichte- oder Temperaturschwankungen auf sehr große Längenskalen ausdehnt, besteht ein wesentliches Merkmal der Inflation darin, dass sie Inhomogenitäten und Anisotropien glättet und die Krümmung des Raums reduziert. Dies bringt das Universum in einen sehr einfachen Zustand, in dem es vollständig vom Inflatonfeld dominiert wird und die einzigen signifikanten Inhomogenitäten winzige Quantenfluktuationen sind. Inflation verdünnt auch exotische schwere Teilchen, wie die magnetischen Monopole, die von vielen Erweiterungen des Standardmodells der Teilchenphysik vorhergesagt werden. Wenn das Universum nur heiß genug wäre, um solche Teilchen zu bilden Vor In einer Inflationsperiode würden sie in der Natur nicht beobachtet werden, da sie so selten wären, dass es im beobachtbaren Universum sehr wahrscheinlich keine gibt. Zusammen werden diese Effekte als inflationäres "No-Hair-Theorem" [21] in Analogie zum No-Hair-Theorem für Schwarze Löcher bezeichnet.

Das "No-Hair"-Theorem funktioniert im Wesentlichen, weil sich der kosmologische Horizont nicht von einem Schwarzen-Loch-Horizont unterscheidet, abgesehen von philosophischen Meinungsverschiedenheiten darüber, was auf der anderen Seite ist. Die Interpretation des No-Hair-Theorems ist, dass sich das Universum (beobachtbar und nicht beobachtbar) während der Inflation um einen enormen Faktor ausdehnt. In einem expandierenden Universum sinkt die Energiedichte im Allgemeinen oder wird verdünnt, wenn das Volumen des Universums zunimmt. Zum Beispiel sinkt die Dichte gewöhnlicher "kalter" Materie (Staub) als Kehrwert des Volumens: Wenn sich die linearen Dimensionen verdoppeln, sinkt die Energiedichte um den Faktor acht, die Strahlungsenergiedichte sinkt sogar noch schneller als das Universum dehnt sich aus, da die Wellenlänge jedes Photons gestreckt (rotverschoben) wird, zusätzlich dazu, dass die Photonen durch die Expansion dispergiert werden. Wenn die linearen Dimensionen verdoppelt werden, sinkt die Energiedichte der Strahlung um den Faktor 16 (siehe die Lösung der Kontinuitätsgleichung der Energiedichte für ein ultrarelativistisches Fluid). Während des Aufblasens ist die Energiedichte im Aufblasfeld ungefähr konstant. Allerdings sinkt die Energiedichte in allem anderen, einschließlich Inhomogenitäten, Krümmung, Anisotropien, exotischen Teilchen und Standardmodellteilchen, und durch ausreichende Inflation werden diese alle vernachlässigbar. Dadurch bleibt das Universum flach und symmetrisch und (abgesehen vom homogenen Inflatonfeld) größtenteils leer, in dem Moment, in dem die Inflation endet und die Wiedererwärmung beginnt. [22]

Dauer

Eine wichtige Voraussetzung ist, dass die Inflation lange genug andauern muss, um das gegenwärtig beobachtbare Universum aus einem einzigen, kleinen inflationären Hubble-Volumen zu erzeugen. Dies ist notwendig, um sicherzustellen, dass das Universum auf den größten beobachtbaren Skalen flach, homogen und isotrop erscheint. Diese Anforderung gilt allgemein als erfüllt, wenn sich das Universum während der Inflation um einen Faktor von mindestens 10 26 ausgedehnt hat. [23]

Aufwärmen

Inflation ist eine Phase der unterkühlten Expansion, wenn die Temperatur um den Faktor 100.000 oder so sinkt. (Der genaue Abfall ist modellabhängig, lag aber in den ersten Modellen typischerweise von 10 27 K auf 10 22 K. [24] ) Diese relativ niedrige Temperatur wird während der Inflationsphase beibehalten. Wenn das Aufblasen endet, kehrt die Temperatur auf die Temperatur vor dem Aufblasen zurück. Dies wird als . bezeichnet Aufwärmen oder Thermalisierung, weil die große potentielle Energie des Inflatonfeldes in Teilchen zerfällt und das Universum mit Standardmodellteilchen, einschließlich elektromagnetischer Strahlung, füllt, was die strahlungsdominierte Phase des Universums beginnt. Da die Art der Inflation nicht bekannt ist, ist dieser Prozess noch wenig verstanden, obwohl angenommen wird, dass er durch eine parametrische Resonanz stattfindet. [25] [26]

Inflation löst mehrere Probleme der Urknall-Kosmologie, die in den 1970er Jahren entdeckt wurden. [27] Inflation wurde erstmals 1979 von Alan Guth vorgeschlagen, als er das Problem untersuchte, warum heute keine magnetischen Monopole mehr zu sehen sind. Er fand heraus, dass ein falsches Vakuum positiver Energie nach der allgemeinen Relativitätstheorie eine exponentielle Expansion des Raums erzeugen würde. Es war sehr schnell klar, dass eine solche Erweiterung viele andere seit langem bestehende Probleme lösen würde. Diese Probleme ergeben sich aus der Beobachtung, dass es so aussieht, wie es aussieht heute, müsste das Universum von sehr fein abgestimmten oder "besonderen" Anfangsbedingungen beim Urknall ausgegangen sein. Die Inflation versucht, diese Probleme zu lösen, indem sie einen dynamischen Mechanismus bereitstellt, der das Universum in diesen besonderen Zustand treibt, wodurch ein Universum wie unseres im Kontext der Urknalltheorie viel wahrscheinlicher wird.

Horizontproblem

Das Horizontproblem ist das Problem zu bestimmen, warum das Universum nach dem kosmologischen Prinzip statistisch homogen und isotrop erscheint. [28] [29] [30] Zum Beispiel sind Moleküle in einem Gaskanister homogen und isotrop verteilt, weil sie sich im thermischen Gleichgewicht befinden: Gas im gesamten Kanister hatte genügend Zeit, um zu interagieren, um Inhomogenitäten und Anisotropien aufzulösen. Ganz anders sieht es im Urknallmodell ohne Inflation aus, da die Gravitationsexpansion dem frühen Universum nicht genügend Zeit gibt, sich auszugleichen. Bei einem Urknall mit nur der im Standardmodell bekannten Materie und Strahlung können sich zwei weit voneinander entfernte Regionen des beobachtbaren Universums nicht ins Gleichgewicht gebracht haben, da sie sich schneller als Lichtgeschwindigkeit voneinander entfernen und somit nie in kausalen Kontakt gekommen sind. Im frühen Universum war es nicht möglich, ein Lichtsignal zwischen den beiden Regionen zu senden. Da sie keine Wechselwirkung hatten, ist es schwierig zu erklären, warum sie die gleiche Temperatur haben (thermisch ausgeglichen sind). Historisch gesehen umfassten die vorgeschlagenen Lösungen die Phoenix-Universum von Georges Lemaître, [31] das verwandte oszillierende Universum von Richard Chase Tolman, [32] und das Mixmaster-Universum von Charles Misner. Lemaître und Tolman schlugen vor, dass ein Universum, das eine Reihe von Kontraktions- und Expansionszyklen durchmacht, in ein thermisches Gleichgewicht kommen könnte. Ihre Modelle scheiterten jedoch am Aufbau von Entropie über mehrere Zyklen. Misner machte die (letztendlich falsche) Vermutung, dass der Mixmaster-Mechanismus, der das Universum Mehr chaotisch, könnte zu statistischer Homogenität und Isotropie führen. [29] [33]

Ebenheitsproblem

Das Flachheitsproblem wird manchmal als einer der Dicken-Koinzidenzen bezeichnet (zusammen mit dem kosmologischen Konstantenproblem). [34] [35] In den 1960er Jahren wurde bekannt, dass die Dichte der Materie im Universum mit der kritischen Dichte vergleichbar war, die für ein flaches Universum erforderlich ist (d. h. ein Universum, dessen großräumige Geometrie die übliche euklidische Geometrie ist und nicht a nichteuklidische hyperbolische oder sphärische Geometrie). [36] : 61

Daher kann unabhängig von der Form des Universums der Beitrag der räumlichen Krümmung zur Expansion des Universums nicht viel größer sein als der Beitrag der Materie. Aber wenn sich das Universum ausdehnt, verschiebt sich die Krümmung Rotverschiebung langsamer als Materie und Strahlung. In die Vergangenheit extrapoliert stellt dies ein Feinabstimmungsproblem dar, da der Beitrag der Krümmung zum Universum exponentiell klein sein muss (sechzehn Größenordnungen weniger als die Strahlungsdichte bei der Urknall-Nukleosynthese zum Beispiel). Dieses Problem wird durch jüngste Beobachtungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds verschärft, die gezeigt haben, dass das Universum bis auf wenige Prozent flach ist. [37]

Magnet-Monopol-Problem

Das magnetische Monopolproblem, manchmal auch Exoten-Relikt-Problem genannt, besagt, dass, wenn das frühe Universum sehr heiß wäre, eine große Anzahl sehr schwerer [ Warum? ] wären stabile magnetische Monopole entstanden. Dies ist ein Problem der Grand Unified Theories, die vorschlagen, dass bei hohen Temperaturen (wie im frühen Universum) die elektromagnetische Kraft, starke und schwache Kernkräfte keine fundamentalen Kräfte sind, sondern aufgrund einer spontanen Symmetriebrechung aus einer einzigen Eichtheorie entstehen . [38] Diese Theorien sagen eine Reihe schwerer, stabiler Partikel voraus, die in der Natur nicht beobachtet wurden. Am berüchtigtsten ist der magnetische Monopol, eine Art stabile, schwere "Ladung" des Magnetfeldes. [39] [40] Es wird vorhergesagt, dass Monopole im Anschluss an die Grand Unified Theories bei hohen Temperaturen reichlich produziert werden, [41] [42] und sie hätten bis heute so bestehen bleiben sollen, dass sie der Hauptbestandteil der Universum. [43] [44] Das ist nicht nur nicht der Fall, sondern alle Suchen nach ihnen sind fehlgeschlagen, was der Dichte der magnetischen Reliktmonopole im Universum strenge Grenzen setzt. [45] Eine Inflationsperiode, die unterhalb der Temperatur auftritt, bei der magnetische Monopole erzeugt werden können, würde eine mögliche Lösung dieses Problems bieten: Monopole würden voneinander getrennt, wenn sich das Universum um sie herum ausdehnt, was möglicherweise ihre beobachtete Dichte um viele Größenordnungen von . verringert Größe. Allerdings, wie der Kosmologe Martin Rees geschrieben hat: „Skeptiker gegenüber exotischer Physik sind möglicherweise nicht sehr beeindruckt von einem theoretischen Argument, das das Fehlen von Partikeln erklärt, die selbst nur hypothetisch sind existieren!" [46]

Vorläufer

In den frühen Tagen der Allgemeinen Relativitätstheorie führte Albert Einstein die kosmologische Konstante ein, um eine statische Lösung zu ermöglichen, die eine dreidimensionale Kugel mit einheitlicher Materiedichte war. Später fand Willem de Sitter ein hochsymmetrisches sich aufblasendes Universum, das ein Universum mit einer ansonsten leeren kosmologischen Konstante beschrieb. [47] Es wurde entdeckt, dass Einsteins Universum instabil ist und dass kleine Fluktuationen dazu führen, dass es kollabiert oder sich in ein de Sitter-Universum verwandelt.

In den frühen 1970er Jahren bemerkte Zeldovich die Flachheits- und Horizontprobleme der Urknall-Kosmologie vor seiner Arbeit, Kosmologie wurde aus rein philosophischen Gründen als symmetrisch angenommen. [ Zitat benötigt ] In der Sowjetunion führten diese und andere Überlegungen Belinski und Khalatnikov dazu, die chaotische BKL-Singularität in der Allgemeinen Relativitätstheorie zu analysieren. Misners Mixmaster-Universum versuchte, dieses chaotische Verhalten zu nutzen, um die kosmologischen Probleme zu lösen, mit begrenztem Erfolg.

Falsches Vakuum

In den späten 1970er Jahren wandte Sidney Coleman die von Alexander Polyakov und Mitarbeitern entwickelten Instanton-Techniken an, um das Schicksal des falschen Vakuums in der Quantenfeldtheorie zu untersuchen. Wie eine metastabile Phase in der statistischen Mechanik – Wasser unter dem Gefrierpunkt oder über dem Siedepunkt – müsste ein Quantenfeld eine ausreichend große Blase des neuen Vakuums, der neuen Phase, keimen lassen, um einen Übergang zu vollziehen. Coleman fand den wahrscheinlichsten Zerfallsweg für den Vakuumzerfall und berechnete die inverse Lebensdauer pro Volumeneinheit. Er stellte schließlich fest, dass Gravitationseffekte signifikant sein würden, aber er berechnete diese Effekte nicht und wandte die Ergebnisse nicht auf die Kosmologie an.

Das Universum könnte spontan aus dem Nichts (kein Raum, Zeit oder Materie) durch Quantenfluktuationen des metastabilen falschen Vakuums entstanden sein, die eine expandierende Blase aus echtem Vakuum verursacht haben. [48]

Starobinsky-Inflation

In der Sowjetunion stellte Alexei Starobinsky fest, dass Quantenkorrekturen der Allgemeinen Relativitätstheorie für das frühe Universum wichtig sein sollten. Diese führen im Allgemeinen zu Krümmungsquadratkorrekturen der Einstein-Hilbert-Aktion und einer Form von f(R) veränderte Schwerkraft. Die Lösung der Einsteinschen Gleichungen in Gegenwart von Krümmungsquadrattermen führt bei großen Krümmungen zu einer effektiven kosmologischen Konstante. Daher schlug er vor, dass das frühe Universum eine inflationäre de Sitter-Ära durchlief. [49] Dies löste die kosmologischen Probleme und führte zu spezifischen Vorhersagen für die Korrekturen der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, die dann detailliert berechnet wurden. Starobinsky hat die Aktion genutzt

was dem Potential entspricht

im Einstein-Rahmen. Daraus ergeben sich die Observablen: n s = 1 − 2 N , r = 12 N 2 . =1->,quad quad r=>>.> [50]

Monopolproblem

1978 bemerkte Zeldovich das Monopolproblem, das eine eindeutige quantitative Version des Horizontproblems war, diesmal in einem Teilgebiet der Teilchenphysik, was zu mehreren spekulativen Versuchen führte, es zu lösen. 1980 erkannte Alan Guth, dass der Zerfall des falschen Vakuums im frühen Universum das Problem lösen würde, was ihn dazu veranlasste, eine skalargetriebene Inflation vorzuschlagen. Die Szenarien von Starobinsky und Guth sagten beide eine anfängliche de Sitter-Phase voraus, die sich nur in mechanistischen Details unterschied.

Frühe inflationäre Modelle

Guth schlug im Januar 1981 Inflation vor, um das Fehlen magnetischer Monopole zu erklären [51] [52] Guth prägte den Begriff "Inflation". [53] Gleichzeitig argumentierte Starobinsky, dass Quantenkorrekturen der Gravitation die anfängliche Singularität des Universums durch eine exponentiell expandierende de Sitter-Phase ersetzen würden. [54] Im Oktober 1980 schlug Demosthenes Kazanas vor, dass eine exponentielle Expansion den Teilchenhorizont beseitigen und vielleicht das Horizontproblem lösen könnte, [55] [56] während Sato vorschlug, dass eine exponentielle Expansion Domänenwände (eine andere Art exotischer Relikte) beseitigen könnte. [57] 1981 veröffentlichten Einhorn und Sato [58] ein ähnliches Modell wie Guth und zeigten, dass es das Rätsel der magnetischen Monopolhäufigkeit in den Grand Unified Theories lösen würde.Wie Guth kamen sie zu dem Schluss, dass ein solches Modell nicht nur eine Feinabstimmung der kosmologischen Konstanten erfordert, sondern wahrscheinlich auch zu einem viel zu granularen Universum führen würde, d. h. zu großen Dichtevariationen aufgrund von Blasenwandkollisionen.

Guth schlug vor, dass das frühe Universum beim Abkühlen in einem falschen Vakuum mit einer hohen Energiedichte gefangen war, die einer kosmologischen Konstante sehr ähnlich ist. Als das sehr frühe Universum abkühlte, war es in einem metastabilen Zustand gefangen (es war unterkühlt), aus dem es nur durch den Prozess der Blasenkeimbildung über Quantentunneln zerfallen konnte. Im Meer des falschen Vakuums bilden sich spontan Blasen aus echtem Vakuum und beginnen sich schnell mit Lichtgeschwindigkeit auszudehnen. Guth erkannte, dass dieses Modell problematisch war, weil das Modell nicht richtig aufheizte: Wenn die Blasen nukleierten, erzeugten sie keine Strahlung. Strahlung konnte nur bei Kollisionen zwischen Blasenwänden erzeugt werden. Aber wenn die Inflation lange genug anhielt, um die Probleme der Anfangsbedingungen zu lösen, wurden Kollisionen zwischen Blasen äußerst selten. In jedem kausalen Patch würde wahrscheinlich nur eine Blase nukleieren.

. Kazanas (1980) nannte diese Phase des frühen Universums "de Sitter-Phase". Der Name "Inflation" wurde von Guth (1981) gegeben. . Guth selbst bezog sich nicht auf die Arbeit von Kazanas, bis er ein Buch zu diesem Thema mit dem Titel "Das inflationäre Universum: die Suche nach einer neuen Theorie des kosmischen Ursprungs" (1997) veröffentlichte, in dem er sich entschuldigt, die Arbeit von Kazanas . nicht erwähnt zu haben und von anderen im Zusammenhang mit der Inflation. [59]

Slow-Roll-Inflation

Das Blasenkollisionsproblem wurde von Linde [60] und unabhängig von Andreas Albrecht und Paul Steinhardt [61] in einem Modell mit dem Namen neue Inflation oder Slow-Roll-Inflation (Guths Modell wurde dann bekannt als alte Inflation). In diesem Modell, anstatt aus einem falschen Vakuumzustand herauszutunneln, erfolgte die Inflation durch ein skalares Feld, das einen potentiellen Energieberg hinunterrollte. Wenn das Feld im Vergleich zur Expansion des Universums sehr langsam rollt, tritt Inflation auf. Wenn der Hügel jedoch steiler wird, endet das Aufblasen und es kann zu einer erneuten Erwärmung kommen.

Auswirkungen von Asymmetrien

Schließlich wurde gezeigt, dass eine neue Inflation kein perfekt symmetrisches Universum erzeugt, sondern dass Quantenfluktuationen im Inflaton erzeugt werden. Diese Fluktuationen bilden die Urkeime für alle im späteren Universum geschaffenen Strukturen. [62] Diese Fluktuationen wurden zuerst von Viatcheslav Mukhanov und G. V. Chibisov berechnet, als sie Starobinskys ähnliches Modell analysierten. [63] [64] [65] Im Kontext der Inflation wurden sie unabhängig von der Arbeit von Mukhanov und Chibisov auf dem dreiwöchigen Nuffield Workshop on the Very Early Universe 1982 an der Cambridge University erarbeitet. [66] Die Fluktuationen wurden von vier Gruppen berechnet, die im Laufe des Workshops separat arbeiteten: Stephen Hawking [67] Starobinsky [68] Guth und So-Young Pi [69] und Bardeen, Steinhardt und Turner. [70]

Inflation ist ein Mechanismus zur Verwirklichung des kosmologischen Prinzips, das dem Standardmodell der physikalischen Kosmologie zugrunde liegt: Es erklärt die Homogenität und Isotropie des beobachtbaren Universums. Darüber hinaus erklärt es die beobachtete Ebenheit und das Fehlen von magnetischen Monopolen. Seit Guths Frühwerk hat jede dieser Beobachtungen weitere Bestätigung erhalten, am eindrucksvollsten durch die detaillierten Beobachtungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds der Raumsonde Planck. [71] Diese Analyse zeigt, dass das Universum bis auf 0,5 Prozent flach ist und dass es zu einem Teil von 100.000 homogen und isotrop ist.

Inflation sagt voraus, dass die heute im Universum sichtbaren Strukturen durch den gravitativen Kollaps von Störungen entstanden sind, die als quantenmechanische Fluktuationen in der inflationären Epoche entstanden sind. Die detaillierte Form des Störungsspektrums, ein nahezu skaleninvariantes Gaußsches Zufallsfeld genannt, ist sehr spezifisch und hat nur zwei freie Parameter. Einer ist die Amplitude des Spektrums und der Spektralindex, das die leichte Abweichung von der durch die Inflation vorhergesagten Skaleninvarianz misst (die perfekte Skaleninvarianz entspricht dem idealisierten de Sitter-Universum). [72] Der andere freie Parameter ist das Tensor-Skalar-Verhältnis. Die einfachsten Inflationsmodelle, die ohne Feinabstimmung, sagen ein Tensor-zu-Skalar-Verhältnis nahe 0,1 voraus. [73]

Die Inflation sagt voraus, dass die beobachteten Störungen im thermischen Gleichgewicht zueinander sein sollten (diese werden als adiabatisch oder isentrop Störungen). Diese Struktur für die Störungen wurde durch die Planck-Raumsonde, die WMAP-Raumsonde und andere Experimente mit kosmischem Mikrowellenhintergrund (CMB) sowie durch Galaxiendurchmusterungen bestätigt, insbesondere durch den laufenden Sloan Digital Sky Survey. [74] Diese Experimente haben gezeigt, dass der eine Teil von 100.000 beobachteten Inhomogenitäten genau die von der Theorie vorhergesagte Form hat. Es gibt Hinweise auf eine leichte Abweichung von der Skaleninvarianz. Das Spektralindex, neinso ist einer für ein skaleninvariantes Harrison-Zel'dovich-Spektrum. Die einfachsten Inflationsmodelle sagen voraus, dass neinso liegt zwischen 0,92 und 0,98. [75] [73] [76] [77] Dies ist der Bereich, der ohne Feinabstimmung der energiebezogenen Parameter möglich ist. [76] Aus Planck-Daten kann abgeleitet werden, dass neinso= 0,968 ± 0,006, [71] [78] und ein Tensor-zu-Skalar-Verhältnis von weniger als 0,11. Diese gelten als wichtige Bestätigung der Inflationstheorie. [17]

Es wurden verschiedene Inflationstheorien vorgeschlagen, die radikal unterschiedliche Vorhersagen treffen, aber sie haben im Allgemeinen viel mehr Feinabstimmung, als notwendig sein sollte. [75] [73] Als physikalisches Modell ist die Inflation jedoch am wertvollsten, da sie die Anfangsbedingungen des Universums anhand von nur zwei einstellbaren Parametern robust vorhersagt: dem Spektralindex (der sich nur in einem kleinen Bereich ändern kann) und dem Amplitude der Störungen. Außer in erfundenen Modellen gilt dies unabhängig davon, wie Inflation in der Teilchenphysik realisiert wird.

Gelegentlich werden Effekte beobachtet, die den einfachsten Inflationsmodellen zu widersprechen scheinen. Die WMAP-Daten des ersten Jahres deuteten darauf hin, dass das Spektrum möglicherweise nicht annähernd skaleninvariant ist, sondern stattdessen eine leichte Krümmung aufweisen könnte. [79] Die Daten aus dem dritten Jahr zeigten jedoch, dass der Effekt eine statistische Anomalie war. [17] Ein weiterer Effekt, der seit dem ersten kosmischen Mikrowellen-Hintergrundsatelliten, dem Cosmic Background Explorer, erwähnt wurde, besteht darin, dass die Amplitude des Quadrupolmoments des CMB unerwartet niedrig ist und die anderen niedrigen Multipole bevorzugt auf die Ekliptikebene ausgerichtet zu sein scheinen. Einige haben behauptet, dass dies eine Signatur von Nicht-Gaussianität ist und somit den einfachsten Inflationsmodellen widerspricht. Andere haben vorgeschlagen, dass der Effekt auf andere neue Physik, Vordergrundverunreinigung oder sogar Veröffentlichungsfehler zurückzuführen sein könnte. [80]

Ein experimentelles Programm ist im Gange, um die Inflation mit genaueren CMB-Messungen weiter zu testen. Insbesondere hochpräzise Messungen der sogenannten "B-Moden" der Polarisation der Hintergrundstrahlung könnten Hinweise auf die durch Inflation erzeugte Gravitationsstrahlung liefern und auch zeigen, ob die von den einfachsten Modellen vorhergesagte Energieskala der Inflation ( 10 15 –10 16 GeV) ist richtig. [73] [76] Im März 2014 gab das BICEP2-Team die B-Mode-CMB-Polarisierung bekannt, die bestätigte, dass die Inflation nachgewiesen wurde. Das Team gab bekannt, dass das Tensor-zu-Skalar-Leistungsverhältnis r zwischen 0,15 und 0,27 liegt (wobei die Nullhypothese abgelehnt wird, dass r ohne Inflation 0 sein wird). [81] Am 19. Juni 2014 wurde jedoch ein verringertes Vertrauen in die Bestätigung der Ergebnisse gemeldet [82] [83] [84] am 19. September 2014 wurde eine weitere Verringerung des Vertrauens gemeldet [85] [86] und am 30. Januar 2015 wurde noch weniger Zuversicht gemeldet. [87] [88] Bis 2018 legten zusätzliche Daten mit 95-prozentiger Sicherheit nahe, dass r 0,06 oder niedriger ist: im Einklang mit der Nullhypothese, aber immer noch konsistent mit vielen verbleibenden Inflationsmodellen. [81]

Von der Planck-Raumsonde werden weitere potenziell bestätigende Messungen erwartet, obwohl unklar ist, ob das Signal sichtbar sein wird oder ob Kontaminationen von Quellen im Vordergrund stören. [89] Andere bevorstehende Messungen, wie die der 21-Zentimeter-Strahlung (Strahlung, die von neutralem Wasserstoff emittiert und absorbiert wurde, bevor sich die ersten Sterne bildeten), könnte das Leistungsspektrum mit noch höherer Auflösung messen als die CMB- und Galaxiendurchmusterungen, obwohl dies nicht bekannt ist ob diese Messungen möglich sein werden oder ob die Interferenzen mit Radioquellen auf der Erde und in der Galaxie zu groß sind. [90]

Ist die Theorie der kosmologischen Inflation richtig, und wenn ja, was sind die Details dieser Epoche? Was ist das hypothetische Inflationsfeld, das zur Inflation führt?

In Guths frühem Vorschlag dachte man, das Inflaton sei das Higgs-Feld, das Feld, das die Masse der Elementarteilchen erklärt. [52] Einige glauben jetzt, dass das Inflaton nicht das Higgs-Feld sein kann [91] obwohl die jüngste Entdeckung des Higgs-Bosons die Zahl der Arbeiten erhöht hat, die das Higgs-Feld als Inflaton betrachten. [92] Ein Problem dieser Identifizierung ist die gegenwärtige Spannung mit experimentellen Daten auf der elektroschwachen Skala, [93] die derzeit am Large Hadron Collider (LHC) untersucht wird. Andere Inflationsmodelle stützten sich auf die Eigenschaften der Großen Einheitlichen Theorien. [61] Da die einfachsten Modelle der Grand Unification gescheitert sind, denken viele Physiker nun, dass Inflation in eine supersymmetrische Theorie wie die Stringtheorie oder eine supersymmetrische Grand Unified Theory einfließen wird. Während Inflation derzeit hauptsächlich durch ihre detaillierten Vorhersagen der Anfangsbedingungen für das heiße frühe Universum verstanden wird, ist die Teilchenphysik weitgehend Ad hoc Modellieren. Obwohl die Inflationsvorhersagen mit den Ergebnissen von Beobachtungstests übereinstimmen, bleiben viele Fragen offen.

Feinabstimmungsproblem

Eine der größten Herausforderungen für die Inflation ergibt sich aus der Notwendigkeit einer Feinabstimmung. Bei neuer Inflation, die Slow-Roll-Bedingungen müssen erfüllt sein, damit eine Inflation eintritt. Die Slow-Roll-Bedingungen besagen, dass das Aufblaspotential flach sein muss (im Vergleich zur großen Vakuumenergie) und dass die Aufblasteilchen eine kleine Masse haben müssen. [ Klärung nötig ] [94] Neue Inflation erfordert, dass das Universum ein Skalarfeld mit besonders flachem Potential und besonderen Anfangsbedingungen hat. Es wurden jedoch Erklärungen für diese Feinabstimmungen vorgeschlagen. Zum Beispiel liefern klassisch skaleninvariante Feldtheorien, bei denen die Skaleninvarianz durch Quanteneffekte gebrochen wird, eine Erklärung für die Flachheit inflationärer Potenziale, solange die Theorie durch Störungstheorie studiert werden kann. [95]

Linde schlug eine Theorie vor, die als bekannt ist chaotische Inflation in dem er behauptete, dass die Bedingungen für die Inflation eigentlich ganz allgemein erfüllt seien. Inflation wird in praktisch jedem Universum auftreten, das in einem chaotischen, hochenergetischen Zustand beginnt, der ein skalares Feld mit unbegrenzter potentieller Energie hat. [96] In seinem Modell nimmt das Inflatonfeld jedoch notwendigerweise Werte größer als eine Planck-Einheit an: Aus diesem Grund werden diese oft als großes Feld Modelle und die konkurrierenden neuen Inflationsmodelle heißen kleines Feld Modelle. In dieser Situation gelten die Vorhersagen der effektiven Feldtheorie als ungültig, da eine Renormierung zu großen Korrekturen führen sollte, die eine Inflation verhindern könnten. [97] Dieses Problem ist noch nicht gelöst und einige Kosmologen argumentieren, dass die Kleinfeldmodelle, bei denen Inflation auf einer viel niedrigeren Energieskala auftreten kann, bessere Modelle sind. [98] Während die Inflation in wichtiger Weise von der Quantenfeldtheorie (und der semiklassischen Annäherung an die Quantengravitation) abhängt, ist sie mit diesen Theorien nicht vollständig in Einklang gebracht worden.

Brandenberger äußerte sich zur Feinabstimmung in einer anderen Situation. [99] Die Amplitude der bei der Inflation erzeugten primordialen Inhomogenitäten ist direkt mit der Energieskala der Inflation verbunden. Es wird angenommen, dass diese Skala etwa 10 16 GeV oder das 10 –3-fache der Planck-Energie beträgt. Die natürliche Skala ist naiverweise die Planck-Skala, daher könnte dieser kleine Wert als eine andere Form der Feinabstimmung (genannt ein Hierarchieproblem) angesehen werden: Die durch das Skalarpotential gegebene Energiedichte ist um 10 −12 niedriger als die Planck-Dichte. Dies wird jedoch normalerweise nicht als kritisches Problem angesehen, da das Ausmaß der Inflation natürlich dem Ausmaß der Eichung entspricht.

Ewige Inflation

In vielen Modellen dauert die inflationäre Phase der Expansion des Universums zumindest in einigen Regionen des Universums ewig. Dies geschieht, weil sich aufblasende Bereiche sehr schnell ausdehnen und sich selbst reproduzieren. Sofern die Abklingrate in die Nicht-Aufblasphase nicht ausreichend schnell ist, werden neue Aufblasbereiche schneller erzeugt als sich nicht aufblasende Bereiche. In solchen Modellen bläst sich der größte Teil des Universums ständig auf.

Alle Modelle der ewigen Inflation erzeugen ein unendliches, hypothetisches Multiversum, typischerweise ein Fraktal. Die Multiversum-Theorie hat in der wissenschaftlichen Gemeinschaft erhebliche Meinungsverschiedenheiten über die Tragfähigkeit des Inflationsmodells hervorgerufen.

Paul Steinhardt, einer der ursprünglichen Architekten des Inflationsmodells, stellte 1983 das erste Beispiel für die ewige Inflation vor. [100] Er zeigte, dass die Inflation ewig fortschreiten konnte, indem er Blasen aus nicht-aufblasendem Raum produzierte, die mit heißer Materie und Strahlung umgeben von leerer Raum, der sich weiter aufbläst. Die Blasen konnten nicht schnell genug wachsen, um mit der Inflation Schritt zu halten. Später im selben Jahr zeigte Alexander Vilenkin, dass die ewige Inflation generisch ist. [101]

Obwohl eine neue Inflation das Potenzial klassischerweise herabsetzt, können Quantenfluktuationen es manchmal auf frühere Niveaus heben. Diese Regionen, in denen die Aufblasung nach oben fluktuiert, dehnen sich viel schneller aus als Regionen, in denen die Aufblasung eine niedrigere potentielle Energie hat, und neigen dazu, hinsichtlich des physikalischen Volumens zu dominieren. Es hat sich gezeigt, dass jede inflationäre Theorie mit unbegrenztem Potenzial ewig ist. Es gibt bekannte Theoreme, dass dieser stationäre Zustand nicht ewig in der Vergangenheit andauern kann. Die inflationäre Raumzeit, die dem de Sitter-Raum ähnelt, ist ohne eine kontrahierende Region unvollständig. Im Gegensatz zum de Sitter-Raum kollabieren jedoch Fluktuationen in einem kontrahierenden inflationären Raum, um eine Gravitationssingularität zu bilden, einen Punkt, an dem die Dichten unendlich werden. Daher ist es notwendig, eine Theorie für die Anfangsbedingungen des Universums zu haben.

Bei der ewigen Inflation weisen Regionen mit Inflation ein exponentiell wachsendes Volumen auf, während Regionen ohne Inflation dies nicht tun. Dies deutet darauf hin, dass das Volumen des sich aufblasenden Teils des Universums im globalen Bild immer unvorstellbar größer ist als der Teil, der aufgehört hat, sich aufzublähen, auch wenn die Inflation schließlich endet, wie es jeder einzelne präinflationäre Beobachter sieht. Wissenschaftler sind sich nicht einig, wie man dieser hypothetischen anthropischen Landschaft eine Wahrscheinlichkeitsverteilung zuordnet. Zählt man die Wahrscheinlichkeit verschiedener Regionen nach Volumen, ist zu erwarten, dass die Inflation niemals endet oder unter Anwendung der Randbedingungen, dass ein lokaler Beobachter zu ihrer Beobachtung existiert, dass die Inflation so spät wie möglich endet.

Einige Physiker glauben, dass dieses Paradoxon gelöst werden kann, indem man die Beobachter nach ihrem vorinflationären Volumen gewichtet. Andere glauben, dass es keine Lösung für das Paradox gibt und dass das Multiversum ein kritischer Fehler im inflationären Paradigma ist. Paul Steinhardt, der als erster das ewige Inflationsmodell einführte, [100] wurde aus diesem Grund später zu einem seiner lautesten Kritiker. [102] [103] [104]

Anfangsbedingungen

Einige Physiker haben versucht, das Problem der Anfangsbedingungen zu umgehen, indem sie Modelle für ein sich ewig aufblasendes Universum ohne Ursprung vorschlugen. [105] [106] [107] Diese Modelle schlagen vor, dass das Universum, während es sich auf den größten Skalen exponentiell ausdehnt, räumlich unendlich war, ist und immer sein wird und für immer existiert hat und existieren wird.

Andere Vorschläge versuchen, die ex nihilo-Erschaffung des Universums auf der Grundlage der Quantenkosmologie und der folgenden Inflation zu beschreiben. Vilenkin stellte ein solches Szenario vor. [101] Hartle und Hawking unterbreiteten den grenzenlosen Vorschlag für die anfängliche Erschaffung des Universums, in dem die Inflation auf natürliche Weise entsteht. [108] [109] [110]

Guth beschrieb das inflationäre Universum als das „ultimative kostenlose Mittagessen“: [111] [112] neue Universen, ähnlich unserem eigenen, werden ständig vor einem riesigen Inflationshintergrund produziert. Gravitationsinteraktionen umgehen in diesem Fall den ersten Hauptsatz der Thermodynamik (Energieerhaltung) und den zweiten Hauptsatz der Thermodynamik (Entropie- und Zeitpfeilproblem) (aber verletzen sie nicht). Obwohl Konsens darüber besteht, dass dies das Problem der Anfangsbedingungen löst, wird dies von einigen bestritten, da es viel wahrscheinlicher ist, dass das Universum durch eine Quantenfluktuation entstanden ist. Don Page war wegen dieser Anomalie ein ausgesprochener Kritiker der Inflation. [113] Er betonte, dass der thermodynamische Zeitpfeil Anfangsbedingungen mit niedriger Entropie erfordert, was höchst unwahrscheinlich wäre. Ihnen zufolge löst die Inflationstheorie dieses Problem nicht, sondern verschlimmert es – die Wiedererwärmung am Ende der Inflationsära erhöht die Entropie, was es erforderlich macht, dass der Anfangszustand des Universums noch geordneter ist als in anderen Urknalltheorien mit keine Inflationsphase.

Hawking und Page fanden später zweideutige Ergebnisse, als sie versuchten, die Inflationswahrscheinlichkeit im Hartle-Hawking-Ausgangszustand zu berechnen. [114] Andere Autoren haben argumentiert, dass die Wahrscheinlichkeit, da Inflation ewig ist, keine Rolle spielt, solange sie nicht genau Null ist: Sobald sie einmal begonnen hat, verewigt sich die Inflation und dominiert schnell das Universum. [5] [115] : 223–225 Allerdings argumentierten Albrecht und Lorenzo Sorbo, dass die Wahrscheinlichkeit, dass ein inflationärer Kosmos, im Einklang mit heutigen Beobachtungen, durch eine zufällige Fluktuation aus einem präexistenten Zustand entsteht, viel höher ist als die eines nicht- inflationärer Kosmos. Dies liegt daran, dass die "Saat"-Menge an nicht-gravitativer Energie, die für den inflationären Kosmos erforderlich ist, so viel geringer ist als die für eine nicht-inflationäre Alternative, die alle entropischen Überlegungen überwiegt. [116]

Ein anderes, gelegentlich erwähntes Problem ist das Trans-Planck-Problem bzw. die Trans-Planck-Effekte. [117] Da die Energieskala der Inflation und die Planck-Skala relativ nahe beieinander liegen, waren einige der Quantenfluktuationen, aus denen die Struktur in unserem Universum besteht, kleiner als die Planck-Länge vor der Inflation. Daher sollte es Korrekturen aus der Physik auf der Planck-Ebene geben, insbesondere der unbekannten Quantentheorie der Gravitation. Über das Ausmaß dieses Effekts bleiben einige Meinungsverschiedenheiten bestehen: darüber, ob er nur an der Schwelle zur Erkennbarkeit oder vollständig nicht erkennbar ist. [118]

Hybride Inflation

Eine andere Art von Inflation, genannt hybride Inflation, ist eine Erweiterung der neuen Inflation. Es führt zusätzliche Skalarfelder ein, so dass, während eines der Skalarfelder für die normale Slow-Roll-Inflation verantwortlich ist, ein anderes das Ende der Inflation auslöst: Wenn die Inflation ausreichend lange andauert, wird es günstig, dass das zweite Feld in ein viel niedrigeres Energiezustand. [119]

Bei der hybriden Inflation ist ein Skalarfeld für den größten Teil der Energiedichte verantwortlich (und bestimmt damit die Expansionsrate), während ein anderes für das langsame Rollen (und damit für die Inflationsperiode und deren Beendigung) verantwortlich ist. Somit würden Schwankungen der erstgenannten Inflation die Beendigung der Inflation nicht beeinflussen, während Schwankungen der letztgenannten die Expansionsrate nicht beeinflussen würden. Daher ist die hybride Inflation nicht ewig. [120] [121] Wenn das zweite (langsam rollende) Inflaton den Boden seines Potenzials erreicht, ändert es die Position des Minimums des Potenzials des ersten Inflatons, was zu einem schnellen Rollen des Inflatons nach unten führt, was zu Beendigung der Inflation.

Beziehung zu dunkler Energie

Dunkle Energie ähnelt weitgehend der Inflation und soll die Expansion des heutigen Universums beschleunigen. Die Energieskala der Dunklen Energie ist jedoch viel niedriger, 10 −12 GeV, ungefähr 27 Größenordnungen weniger als die Inflationsskala.

Inflation und String-Kosmologie

Die Entdeckung der Flusskompaktifizierungen ebnete den Weg für die Vereinbarkeit von Inflation und Stringtheorie. [122] Brane-Inflation schlägt vor, dass die Inflation durch die Bewegung von D-Branen [123] in der kompaktierten Geometrie entsteht, normalerweise in Richtung eines Stapels von Anti-D-Branen. Diese Theorie, geregelt durch die Dirac-Born-Infeld-Aktion, unterscheidet sich von der gewöhnlichen Inflation. Die Dynamik ist nicht vollständig verstanden. Es scheint, dass besondere Bedingungen erforderlich sind, da beim Tunneln zwischen zwei Vakuen in der Stringlandschaft Inflation auftritt. Der Prozess des Tunnelns zwischen zwei Vakua ist eine Form der alten Inflation, aber dann muss eine neue Inflation durch einen anderen Mechanismus erfolgen.

Inflation und Schleifenquantengravitation

Bei der Untersuchung der Auswirkungen der Theorie der Schleifenquantengravitation auf die Kosmologie hat sich ein Schleifenquantenkosmologiemodell entwickelt, das einen möglichen Mechanismus für die kosmologische Inflation bietet. Die Schleifen-Quantengravitation geht von einer quantisierten Raumzeit aus. Wenn die Energiedichte größer ist, als die quantisierte Raumzeit halten kann, wird angenommen, dass sie zurückprallt. [124]

Andere Modelle wurden entwickelt, die angeblich einige oder alle Beobachtungen erklären, die von der Inflation angesprochen werden.

Großer Sprung

Die Big-Bounce-Hypothese versucht, die kosmische Singularität durch eine kosmische Kontraktion und Bounce zu ersetzen und damit die Anfangsbedingungen zu erklären, die zum Urknall führten. [125] Die Flachheits- und Horizontprobleme werden in der Einstein-Cartan-Sciama-Kibble-Theorie der Gravitation natürlich gelöst, ohne dass eine exotische Materieform oder freie Parameter benötigt werden. [126] [127] Diese Theorie erweitert die allgemeine Relativitätstheorie, indem sie eine Beschränkung der Symmetrie der affinen Verbindung aufhebt und ihren antisymmetrischen Teil, den Torsionstensor, als dynamische Variable betrachtet. Die minimale Kopplung zwischen Torsions- und Dirac-Spinoren erzeugt eine Spin-Spin-Wechselwirkung, die in fermionischer Materie bei extrem hohen Dichten signifikant ist. Eine solche Wechselwirkung verhindert die unphysikalische Urknall-Singularität und ersetzt sie durch einen spitzenartigen Sprung bei einem endlichen minimalen Skalenfaktor, vor dem sich das Universum zusammenzog. Die schnelle Expansion unmittelbar nach dem Big Bounce erklärt, warum das gegenwärtige Universum auf den größten Skalen räumlich flach, homogen und isotrop erscheint. Wenn die Dichte des Universums abnimmt, schwächen sich die Auswirkungen der Torsion ab und das Universum tritt sanft in das strahlungsdominierte Zeitalter ein.

Ekpyrotische und zyklische Modelle

Die ekpyrotischen und zyklischen Modelle gelten auch als Ergänzung zur Inflation. Diese Modelle lösen das Horizontproblem durch einen expandierenden Epochenbrunnen Vor des Urknalls und erzeugen dann das erforderliche Spektrum von Störungen der ursprünglichen Dichte während einer Kontraktionsphase, die zu einem Big Crunch führt. Das Universum durchläuft den Big Crunch und taucht in einer heißen Urknallphase auf. In diesem Sinne erinnern sie in Tolmans Modell an das oszillierende Universum von Richard Chace Tolman, jedoch ist das Gesamtalter des Universums notwendigerweise endlich, während dies in diesen Modellen nicht unbedingt der Fall ist. Ob das richtige Spektrum von Dichtefluktuationen erzeugt werden kann und ob das Universum den Urknall/Big Crunch-Übergang erfolgreich bewältigen kann, bleibt ein kontrovers diskutiertes und aktuelles Forschungsthema. Ekpyrotische Modelle vermeiden das Problem des magnetischen Monopols, solange die Temperatur beim Übergang von Big Crunch/Urknall unter der Grand Unified Scale bleibt, da dies die Temperatur ist, die überhaupt erforderlich ist, um magnetische Monopole zu erzeugen. Nach derzeitigem Stand gibt es keine Hinweise auf eine „Verlangsamung“ der Expansion, aber dies ist nicht überraschend, da jeder Zyklus voraussichtlich in der Größenordnung von einer Billion Jahre dauern wird.

Stringgaskosmologie

Die Stringtheorie verlangt, dass neben den drei beobachtbaren Raumdimensionen weitere Dimensionen existieren, die zusammengerollt oder verdichtet sind (siehe auch Kaluza-Klein-Theorie). Zusätzliche Dimensionen erscheinen als häufiger Bestandteil von Supergravitationsmodellen und anderen Ansätzen zur Quantengravitation. Dies warf die kontingente Frage auf, warum vier Raum-Zeit-Dimensionen groß und der Rest unbeobachtbar klein wurde. Ein Versuch, diese Frage zu beantworten, genannt String Gas Kosmologie, wurde von Robert Brandenberger und Cumrun Vafa vorgeschlagen. [128] Dieses Modell konzentriert sich auf die Dynamik des frühen Universums, das als heißes Gas aus Fäden betrachtet wird. Brandenberger und Vafa zeigen, dass sich eine Dimension der Raumzeit nur dann ausdehnen kann, wenn sich die um sie windenden Fäden gegenseitig effizient vernichten können. Jeder String ist ein eindimensionales Objekt, und die größte Anzahl von Dimensionen, in denen sich zwei Strings generisch schneiden (und vermutlich vernichten), beträgt drei. Daher ist die wahrscheinlichste Anzahl nicht kompakter (großer) räumlicher Dimensionen drei. Die aktuelle Arbeit an diesem Modell konzentriert sich darauf, ob es gelingen kann, die Größe der kompaktifizierten Dimensionen zu stabilisieren und das richtige Spektrum von primordialen Dichtestörungen zu erzeugen. [129] Das ursprüngliche Modell "löste nicht die Entropie- und Flachheitsprobleme der Standardkosmologie", [130] obwohl Brandenburger und Co-Autoren später argumentierten, dass diese Probleme durch die Implementierung von Stringgas-Kosmologie im Kontext eines Sprunguniversumsszenarios beseitigt werden können. [131] [132]

Variierend c

Kosmologische Modelle, die eine variable Lichtgeschwindigkeit verwenden, wurden vorgeschlagen, um das Horizontproblem der kosmischen Inflation zu lösen und eine Alternative zu dieser bereitzustellen. In den VSL-Modellen ist die Fundamentalkonstante c, die die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum bezeichnet, ist im frühen Universum größer als sein gegenwärtiger Wert, wodurch der Teilchenhorizont zum Zeitpunkt der Entkopplung ausreichend vergrößert wird, um die beobachtete Isotropie des CMB zu berücksichtigen.

Seit seiner Einführung durch Alan Guth im Jahr 1980 hat sich das inflationäre Paradigma weitgehend durchgesetzt. Trotzdem haben viele Physiker, Mathematiker und Wissenschaftsphilosophen Kritik geäußert und behaupteten nicht überprüfbare Vorhersagen und einen Mangel an ernsthafter empirischer Unterstützung. [5] 1999 veröffentlichten John Earman und Jesús Mosterín einen gründlichen kritischen Überblick über die inflationäre Kosmologie und kamen zu dem Schluss: „Wir glauben nicht, dass es noch gute Gründe gibt, eines der Inflationsmodelle in den Standardkern der Kosmologie aufzunehmen ." [6]

Um zu funktionieren, und wie Roger Penrose ab 1986 betonte, braucht Inflation selbst sehr spezifische Anfangsbedingungen, damit das Problem (oder Pseudoproblem) der Anfangsbedingungen nicht gelöst ist: versuchen, die Gleichförmigkeit des frühen Universums als Ergebnis eines Thermalisierungsprozesses zu erklären. [. ] Denn wenn die Thermalisierung tatsächlich etwas bewirkt, [. ] dann stellt sie eine definitive Zunahme der Entropie dar. Das Universum wäre also noch mehr gewesen Besonderes vor der Thermalisierung als danach." [133] Das Problem der spezifischen oder "fein abgestimmten" Anfangsbedingungen wäre nicht gelöst, sondern noch schlimmer geworden. Auf einer Konferenz im Jahr 2015 sagte Penrose, dass "Inflation nicht falsifizierbar ist, sie ist gefälscht. [.] BICEP hat einen wunderbaren Dienst geleistet, indem er alle Inflationisten aus ihrer Schale geholt und ihnen ein blaues Auge verpasst hat." [7]

Eine wiederkehrende Kritik an der Inflation ist, dass das aufgerufene Inflationsfeld keinem bekannten physikalischen Feld entspricht und dass seine potentielle Energiekurve eine Ad-hoc-Vorrichtung zu sein scheint, um fast alle erhältlichen Daten aufzunehmen. Paul Steinhardt, einer der Gründerväter der inflationären Kosmologie, ist in letzter Zeit zu einem ihrer schärfsten Kritiker geworden. Er nennt 'schlechte Inflation' eine Periode beschleunigter Expansion, deren Ergebnis mit Beobachtungen im Widerspruch steht, und 'gute Inflation' eine, die mit ihnen vereinbar ist: "Es ist nicht nur eine schlechte Inflation wahrscheinlicher als eine gute Inflation, sondern keine Inflation ist wahrscheinlicher als auch [. ] Roger Penrose betrachtete alle möglichen Konfigurationen des Inflatons und der Gravitationsfelder. Einige dieser Konfigurationen führen zur Inflation [. ] Andere Konfigurationen führen direkt zu einem einheitlichen, flachen Universum – ohne Inflation. Es ist insgesamt unwahrscheinlich, ein flaches Universum zu erhalten. Penroses schockierende Schlussfolgerung: war jedoch, dass es viel wahrscheinlicher ist, ein flaches Universum ohne Inflation zu erhalten als mit Inflation – um den Faktor 10 hoch googol (10 hoch 100)!" [5] [115] Zusammen mit Anna Ijjas und Abraham Loeb schrieb er Artikel, in denen er behauptete, das inflationäre Paradigma sei angesichts der Daten des Planck-Satelliten in Schwierigkeiten. [134] [135] Gegenargumente wurden von Alan Guth, David Kaiser und Yasunori Nomura [136] sowie von Andrei Linde [137] vorgebracht, die besagten, dass "die kosmische Inflation auf einer stärkeren Grundlage als je zuvor steht". [136]


Wie kann ein expandierendes Universum homogen aussehen?

Ich denke, die Entwicklung des Universums wird bei dieser Schlussfolgerung berücksichtigt.

Das Universum sieht gleich aus, egal in welche Richtung wir schauen. Wenn wir weiter draußen schauen, sieht das Universum anders aus - aber es sieht genauso anders aus, egal in welche Richtung wir schauen.

Aber vielleicht übersehe ich deinen Punkt.

Das war jedoch nicht Ihre ursprüngliche Frage. Ihre ursprüngliche Frage war, ob es inkonsistent war, Inhomogenität auf dem vergangenen Lichtkegel und Homogenität auf räumlichen Scheiben zu haben (ist es nicht).

Das war jedoch nicht Ihre ursprüngliche Frage. Ihre ursprüngliche Frage war, ob es inkonsistent war, Inhomogenität auf dem vergangenen Lichtkegel und Homogenität auf räumlichen Scheiben zu haben (ist es nicht).

Beide Aussagen sind richtig, obwohl "Inhomogenität" eine etwas irreführende Art ist, Beobachtung B) zu beschreiben. Was wir beobachten, während wir unseren vergangenen Lichtkegel weiter und weiter entlang gehen, lässt sich besser als "mal weiter in der Vergangenheit" anstatt als "zunehmende Entfernungen" beschreiben, und die Tatsache, dass die beobachtete Dichte zunimmt, je weiter wir entlang unseres vergangenen Lichtkegels gehen, bedeutet nur, dass das Universum in der Vergangenheit dichter.

Mit diesem Vorbehalt ist Beobachtung B) offensichtlich (Sie haben es selbst im OP angegeben). A ist nicht ganz so offensichtlich, folgt aber aus der beobachteten Isotropie, die Teil von Beobachtung B) ist (wir sehen in allen Richtungen das gleiche Dichteverhalten). Wenn das Universum zu einem gegebenen "Instant" der kosmologischen Zeit nicht homogen wäre (genauer gesagt, auf einer gegebenen raumartigen Scheibe konstanter kosmologischer Zeit), würden wir kein isotropes Verhalten der Dichte erwarten, wenn wir entlang unseres vergangenen Lichtkegels zurückblicken.

Bitte geben Sie eine Referenz an.
Homogenität ist eine Annahme, wenn auch eine vernünftige. Sie können nicht durch direkte Beobachtung zeigen, dass das Universum homogen ist. (Sie könnten daraus schließen, dass sich das, was Sie sehen, im Wesentlichen zu dem entwickeln wird, was Sie derzeit lokal sehen, indem Sie Ihren vergangenen Lichtkegel beobachten und Ihr Wissen über GR und das Verhalten von Materie anwenden).

Ja, ich stimme zu, es ist keine sichere Schlussfolgerung. Aber ich denke, es ist eine plausible Schlussfolgerung.

Zitat eines Teilchenphysikers,

„Aus Beobachtungen und dem zweiten Hauptsatz der Thermodynamik wissen wir, dass zu Beginn des Universums eine Größe namens Entropie extrem niedrig war und seitdem zunimmt. Entropie kann man sich als Maß für Unordnung oder Zufälligkeit vorstellen. Ein Anfang mit niedriger Entropie in unserem Universum bedeutet, dass der Urknall-Ursprung kein chaotisches Ereignis war, sondern hoch geordnet war"&

Wenn das Reifenuniversum von einem einzigartigen hochgeordneten Zustand mit extrem niedriger Entropie ausgeht. Dann begann überall alles in einem sehr ähnlichen Ausgangszustand. Und wenn alles überall in extrem ähnlichen Zuständen begann. Würden wir nicht erwarten, dass sich alles in Richtung ähnlicher Zustände entwickelt?

Ist es möglich, dass die Homogenität und Isotropie der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung gleichförmig ist? spiegelt lediglich die Initiale wieder. Zustand niedriger Entropie?

Ich glaube, das wurde hier beantwortet -

Ich verstehe also, dass eine zeitliche Vorwärtsbewegung in Richtung eines hypothetischen Big Crunch nicht mit einer zeitlichen Rückwärtsbewegung in Richtung des Urknalls vergleichbar ist.


Mit der Zeit zu einem großen Knirschen gehen die Dichten an, die Energiedichten nehmen zu, die Temperaturen steigen und die Entropie nimmt ebenfalls zu. Wie der Kompressionstakt eines Automotors.

Während wir in der Zeit zurück in Richtung The Big Bang gehen. Obwohl Materie- und Energiedichten und Temperaturen zunehmen, nimmt die Entropie ab.

Was bedeutet das überhaupt? Wie kann man bei hoher Temperatur niedrige Entropie haben?

Das einzige, was mir einfällt, ist eine Art Fermi-Fluid bei null Kelvin. Welche, obwohl es keine Temperatur hat? Trotzdem nach dem Ausschlussprinzip. Die Fermi- "Oberfläche" der Fermi "Meer" Behält besetzte Zustände bei sehr hoher Energie?

Was genau ist ultrahohe Temperatur und dennoch ultraniedrige Entropie?

Weil das Universum immer gleichförmiger wird – immer weniger verklumpt – wenn man zum Urknall zurückkehrt. Die Abnahme der Entropie aufgrund dieser extremen Gleichförmigkeit gleicht die Zunahme der Entropie aufgrund der höheren Dichte und Temperatur mehr als aus.

Wenn das Universum zu einem Big Crunch kollabieren würde, wäre es nicht dasselbe, wie das Universum beim Kollaps immer noch durch die Gravitation verklumpt würde.

@phinds @PeterDonis Danke, beide. Meine Intuitionen dafür sind eindeutig aus dem Gleichgewicht geraten.

Ich erinnere mich, dass Peter mir aus einem anderen Thread erklärte, dass Verklumpung in Gegenwart der Schwerkraft ein Zustand mit hoher Entropie ist, weil es viel wahrscheinlicher verklumpte Zustände als nicht verklumpte Zustände gibt, was zu der Zeit für mich vollkommen sinnvoll war (und immer noch tut). ).

Weil das Universum immer gleichförmiger wird – immer weniger verklumpt – wenn man zum Urknall zurückkehrt. Die Abnahme der Entropie aufgrund dieser extremen Gleichförmigkeit gleicht die Zunahme der Entropie aufgrund der höheren Dichte und Temperatur mehr als aus.

Wenn das Universum zu einem Big Crunch kollabieren würde, wäre es nicht dasselbe, wie das Universum beim Kollaps immer noch durch die Gravitation verklumpt würde.

Sie sprechen also über den Kollaps von Sternen?

Wenn Sterne gravitativ kollabieren, sich ihr Inneres auf Millionen und Milliarden Grad (T) erwärmt, selbst wenn sie Wärme verlieren?

während die Umgebung viel kühler ist (t), wenn sie also all diese Wärme absorbiert, ist ihre Entropiezunahme größer?

dS_net = dS + dS* = dQ(1/t -1/T) > 0

Ich verstehe nicht, wie dS = dQ/T ein System beschreiben kann, in dem die Entropie stark von der Schwerkraft beeinflusst wird.

Wenn ich meine B-Niveau-Konzepte richtig habe und ein System betrachte, das einen Neutronenstern und nichts anderes enthält, mit einer relativ großen Grenze (sagen wir ein Lichtjahr), hat dieses System eine sehr hohe Entropie, da es sich in einem sehr wahrscheinlichen Zustand befindet, da die Gravitation Verklumpen aller Partikel, wie man es erwarten würde. Gäbe es in diesem System mit einem Durchmesser von einem Lichtjahr keine Gravitation, dann wäre die Entropie meiner Meinung nach sehr gering, denn nur unter Berücksichtigung der thermischen Wechselwirkungen und ohne Gravitation ist es sehr unwahrscheinlich (wahrscheinlich kein Mechanismus, um eine solche Konfiguration zu haben), dass alle Teilchen würden am Ende so eng gruppiert wie die Teilchen eines Neutronensterns.

Der Versuch, dS = dQ/T in einem System zu verstehen, in dem die Entropie stark von der Schwerkraft beeinflusst wird, funktioniert möglicherweise nicht - es scheint, als ob einige erforderliche Modellierungen fehlen. Ich habe ein paar Google-Suchen versucht, kann aber nichts finden, das so aussieht, wie ich es mir vorstelle.


Gab es überall im Universum eine kosmische Inflation?

Allgemeine Relativitätsgleichungen sagen uns, dass die früheste Zeit des Universums, die uns unsere Physik sagen kann, unendlichen Raum und unendliche Dichte (d. h. Materie) hatte.

Dann begann sich der Weltraum auszudehnen, wodurch die Entfernung von 2 beliebigen Punkten dieser unendlich dichten Materie vergrößert wurde, wodurch sie weniger dicht wurde und schließlich Galaxien und Sterne entstanden.

Der Urknall, der wirklich eine große Expansion ist, ereignete sich also überall im Universum.

Die von Alan Guth vorgeschlagene kosmische Inflation versucht also eine Erklärung dafür zu geben, was den Urknall (die Expansion) verursacht hat.

Meine Frage ist also, ob Inflation überall im Universum stattgefunden hat oder nur in der Region (unendlich kleine Region), die zu unserem beobachtbaren Universum geführt hat?

Mein Verständnis ist also, dass unsere Gleichungen uns zum frühesten Zeitpunkt sagen, dass es unendlichen Raum und unendliche Materiedichte gab. Dann geschah an einigen Orten in diesem unendlichen Raum Inflation, wodurch Blasenuniversen wie unseres entstanden, aber in anderen Bereichen expandierte das Universum einfach. Irgendwo im unendlichen Universum kann es sogar jetzt zu Inflation kommen, wodurch mehr Blasenuniversen entstehen. Dies wird als ewige Inflation bezeichnet.

Ist dies das aktuelle Modell des Urknalls mit zusätzlicher Inflation?

Was gibt es dann außerhalb der Blasenuniversen? Mehr Galaxien oder mehr von dieser unendlichen dichten Materie, die keine Inflation durchlaufen hat, um ein Blasenuniversum zu erschaffen?


Inhalt

Im Jahr 1912 entdeckte Vesto Slipher, dass das Licht von entfernten Galaxien rotverschoben war, [3] [4] was später als von der Erde zurückweichende Galaxien interpretiert wurde. Im Jahr 1922 verwendete Alexander Friedmann Einstein-Feldgleichungen, um theoretische Beweise für die Expansion des Universums zu liefern. [5] Georges Lemaître kam 1927 auf theoretischer Basis unabhängig zu einem ähnlichen Ergebnis wie Friedmann und präsentierte auch die ersten Beobachtungen für einen linearen Zusammenhang zwischen der Entfernung zu Galaxien und ihrer Rezessionsgeschwindigkeit. [6] Edwin Hubble bestätigte zwei Jahre später die Ergebnisse von Lemaître. [7] Unter der Annahme des kosmologischen Prinzips würden diese Ergebnisse implizieren, dass sich alle Galaxien voneinander entfernen.

Basierend auf großen Mengen experimenteller Beobachtung und theoretischer Arbeit besteht der wissenschaftliche Konsens darin, dass der raum selbst dehnt sich aus, und dass es sich innerhalb des ersten Bruchteils einer Sekunde nach dem Urknall sehr schnell ausbreitete. Diese Art der Expansion wird als "metrische Expansion" bezeichnet. In der Mathematik und Physik bedeutet eine "Metrik" ein Maß für die Entfernung, und der Begriff impliziert, dass das gefühl der entfernung innerhalb des universums verändert sich selbst.

Die moderne Erklärung für die metrische Ausdehnung des Weltraums wurde 1979 vom Physiker Alan Guth vorgeschlagen, als er das Problem untersuchte, warum heute keine magnetischen Monopole mehr zu sehen sind. Guth fand in seiner Untersuchung heraus, dass, wenn das Universum ein Feld mit einem falschen Vakuumzustand positiver Energie enthält, es nach der allgemeinen Relativitätstheorie ein exponentielle Ausdehnung des Raumes. Es war sehr schnell klar, dass eine solche Erweiterung viele andere seit langem bestehende Probleme lösen würde. Diese Probleme ergeben sich aus der Beobachtung, dass das Universum, wie es heute aussieht, von sehr fein abgestimmten oder "besonderen" Anfangsbedingungen beim Urknall ausgegangen sein müsste. Auch die Inflationstheorie löst diese Probleme weitgehend und macht ein Universum wie unseres im Kontext der Urknalltheorie viel wahrscheinlicher. Laut Roger Penrose löst Inflation nicht das Hauptproblem, das sie lösen sollte, nämlich die unglaublich niedrige Entropie (mit Unwahrscheinlichkeit des Zustands in der Größenordnung von 1/10 10 128 ⁠) des frühen Universums, das in der Gravitationskonforme Freiheitsgrade (im Gegensatz zu Feldern Freiheitsgraden, wie dem kosmischen Mikrowellenhintergrund, dessen Glätte durch Inflation erklärt werden kann). So stellt er sein Szenario der Evolution des Universums vor: die konforme zyklische Kosmologie. [8]

Es wurde kein Feld entdeckt, das für die kosmische Inflation verantwortlich ist. Ein solches Feld wäre jedoch, wenn es in der Zukunft gefunden wird, skalar. Das erste nachgewiesene ähnliche Skalarfeld wurde erst 2012–2013 entdeckt und wird noch erforscht. Es wird daher nicht als problematisch angesehen, dass ein Feld, das für die kosmische Inflation und die metrische Expansion des Raums verantwortlich ist, noch nicht entdeckt wurde [ Zitat benötigt ] .

Das vorgeschlagene Feld und seine Quanten (die damit verbundenen subatomaren Teilchen) wurden benannt aufblasen. Gäbe es dieses Feld nicht, müssten Wissenschaftler eine andere Erklärung für alle Beobachtungen vorschlagen, die stark darauf hindeuten, dass eine metrische Ausdehnung des Raums stattgefunden hat und heute noch viel langsamer abläuft.

Um die metrische Expansion des Universums zu verstehen, ist es hilfreich, kurz zu diskutieren, was eine Metrik ist und wie die metrische Expansion funktioniert.

Eine Metrik definiert das Konzept der Entfernung, indem sie in mathematischer Form angibt, wie Entfernungen zwischen zwei nahegelegenen Punkten im Raum in Bezug auf das Koordinatensystem gemessen werden. Koordinatensysteme lokalisieren Punkte in einem Raum (mit einer beliebigen Anzahl von Dimensionen), indem sie jedem Punkt eindeutige Positionen auf einem Gitter zuweisen, die als Koordinaten bekannt sind. Breiten- und Längengrad sowie x-y-Diagramme sind gängige Beispiele für Koordinaten. Eine Metrik ist eine Formel, die beschreibt, wie eine als "Abstand" bezeichnete Zahl zwischen zwei Punkten zu messen ist.

Es mag offensichtlich erscheinen, dass die Entfernung durch eine gerade Linie gemessen wird, aber in vielen Fällen ist dies nicht der Fall. Langstreckenflugzeuge fliegen beispielsweise entlang einer Kurve, die als "Großkreis" bekannt ist, und nicht entlang einer geraden Linie, da dies eine bessere Kennzahl für Flugreisen ist. (Eine gerade Linie würde durch die Erde gehen). Ein weiteres Beispiel ist die Planung einer Autofahrt, bei der man die kürzeste Strecke in Bezug auf die Reisezeit haben möchte – in diesem Fall ist eine gerade Linie eine schlechte Wahl der Metrik, da die kürzeste Entfernung auf der Straße normalerweise keine gerade Linie ist, und sogar der Weg einer geraden Linie am nächsten ist nicht unbedingt die schnellste. Ein letztes Beispiel ist das Internet, wo selbst für nahegelegene Städte der schnellste Weg für Daten über große Verbindungen sein kann, die quer durch das Land und wieder zurück führen. In diesem Fall wird als Metrik die kürzeste Zeit verwendet, die Daten für die Übertragung zwischen zwei Punkten im Netzwerk benötigen.

In der Kosmologie können wir kein Lineal verwenden, um die metrische Ausdehnung zu messen, da die inneren Kräfte unseres Lineals die extrem langsame Ausdehnung des Raums leicht überwinden und das Lineal intakt lassen. Außerdem werden alle Objekte auf oder in der Nähe der Erde, die wir messen könnten, von mehreren Kräften zusammengehalten oder auseinandergedrückt, deren Wirkung viel größer ist. Selbst wenn wir also die winzige Expansion, die noch immer stattfindet, messen könnten, würden wir die Veränderung im Kleinen oder im Alltag nicht bemerken. Auf einer großen intergalaktischen Skala können wir andere Entfernungstests verwenden und diese tun zeigen, dass sich der Weltraum ausdehnt, auch wenn ein Herrscher auf der Erde ihn nicht messen könnte.

Die metrische Expansion des Raumes wird mit Hilfe der Mathematik metrischer Tensoren beschrieben. Das von uns verwendete Koordinatensystem heißt "comoving Koordinaten", eine Art Koordinatensystem, das sowohl Zeit als auch Raum und Lichtgeschwindigkeit berücksichtigt und uns erlaubt, sowohl die Effekte der Allgemeinen als auch der Speziellen Relativitätstheorie einzubeziehen.

Beispiel: Metrik "Großer Kreis" für die Erdoberfläche Bearbeiten

Betrachten Sie zum Beispiel die Messung der Entfernung zwischen zwei Orten auf der Erdoberfläche. Dies ist ein einfaches, bekanntes Beispiel für sphärische Geometrie. Da die Erdoberfläche zweidimensional ist, können Punkte auf der Erdoberfläche durch zwei Koordinaten angegeben werden – zum Beispiel Breiten- und Längengrad. Die Angabe einer Metrik erfordert, dass zuerst die verwendeten Koordinaten angegeben werden. In unserem einfachen Beispiel der Erdoberfläche könnten wir ein beliebiges Koordinatensystem wählen, zum Beispiel Breiten- und Längengrad oder kartesische X-Y-Z-Koordinaten. Sobald wir ein bestimmtes Koordinatensystem ausgewählt haben, werden die Zahlenwerte der Koordinaten zweier beliebiger Punkte eindeutig bestimmt, und basierend auf den Eigenschaften des diskutierten Raums wird auch die geeignete Metrik mathematisch festgelegt. Auf der gekrümmten Erdoberfläche können wir diesen Effekt bei Langstreckenflügen sehen, bei denen die Entfernung zwischen zwei Punkten auf der Grundlage eines Großkreises gemessen wird, anstatt einer geraden Linie, die man auf einer zweidimensionalen Karte der Erde einzeichnen könnte Oberfläche. Im Allgemeinen werden solche kürzesten Wege als "Geodäten" bezeichnet. In der euklidischen Geometrie ist die Geodäte eine gerade Linie, während dies in der nichteuklidischen Geometrie wie auf der Erdoberfläche nicht der Fall ist. Tatsächlich ist selbst der kürzeste Großkreisweg immer länger als der euklidische Geradenweg, der durch das Erdinnere verläuft. Der Unterschied zwischen der Geradenbahn und der kürzesten Großkreisbahn ist auf die Krümmung der Erdoberfläche zurückzuführen. Während es durch diese Krümmung immer einen Effekt gibt, ist der Effekt auf kurze Distanzen klein genug, um nicht wahrnehmbar zu sein.

Auf ebenen Karten werden Großkreise der Erde meist nicht als gerade Linien dargestellt. Zwar gibt es eine selten verwendete Kartenprojektion, nämlich die gnomonische Projektion, bei der alle Großkreise als gerade Linien dargestellt werden, aber bei dieser Projektion variiert der Entfernungsmaßstab in verschiedenen Bereichen sehr stark. Es gibt keine Kartenprojektion, bei der die Entfernung zwischen zwei beliebigen Punkten auf der Erde, gemessen entlang der Großkreisgeodäten, direkt proportional zu ihrer Entfernung auf der Karte ist, eine solche Genauigkeit ist nur mit einem Globus möglich.

Metrische Tensoren Bearbeiten

In der Differentialgeometrie, dem Rückgrat der allgemeinen Relativitätstheorie, kann ein metrischer Tensor definiert werden, der den beschriebenen Raum genau charakterisiert, indem er erklärt, wie Entfernungen in alle möglichen Richtungen gemessen werden sollen. Die Allgemeine Relativitätstheorie beruft sich notwendigerweise auf eine Metrik in vier Dimensionen (einer der Zeit, drei des Raums), weil im Allgemeinen verschiedene Referenzsysteme je nach Inertialsystem unterschiedliche Zeit- und Raumintervalle erfahren. Dies bedeutet, dass der metrische Tensor in der Allgemeinen Relativitätstheorie genau in Beziehung setzt, wie zwei Ereignisse in der Raumzeit getrennt werden. Eine Metrikerweiterung tritt auf, wenn sich der Metriktensor mit der Zeit ändert (und insbesondere immer dann, wenn der räumliche Teil der Metrik im Laufe der Zeit größer wird). Diese Art der Ausdehnung unterscheidet sich von allen in der Natur üblichen Ausdehnungen und Explosionen nicht zuletzt dadurch, dass Zeiten und Entfernungen nicht in allen Bezugssystemen gleich sind, sondern sich ändern können. Eine nützliche Visualisierung besteht darin, sich dem Subjekt zu nähern, anstatt sich Objekten in einem festen "Raum" zu nähern, die sich in "Leere" auseinanderbewegen, da der Raum selbst zwischen Objekten wächst, ohne dass die Objekte selbst beschleunigt werden. Der Raum zwischen Objekten schrumpft oder wächst, wenn die verschiedenen Geodäten konvergieren oder divergieren.

Da diese Expansion durch relative Änderungen der entfernungsdefinierenden Metrik verursacht wird, wird diese Expansion (und die daraus resultierende Auseinanderbewegung von Objekten) nicht durch die Lichtgeschwindigkeitsobergrenze der speziellen Relativitätstheorie eingeschränkt. Zwei global getrennte Referenzsysteme können sich schneller als Licht voneinander entfernen, ohne die spezielle Relativitätstheorie zu verletzen, obwohl immer dann, wenn zwei Referenzsysteme schneller als die Lichtgeschwindigkeit voneinander abweichen, beobachtbare Effekte auftreten, die mit solchen Situationen verbunden sind, einschließlich der Existenz verschiedener kosmologischer Horizonte.

Theorien und Beobachtungen deuten darauf hin, dass es sehr früh in der Geschichte des Universums eine inflationäre Phase gab, in der sich die Metrik sehr schnell änderte, und dass die verbleibende Zeitabhängigkeit dieser Metrik das ist, was wir als sogenannte Hubble-Expansion, die Bewegung, beobachten abgesehen von allen gravitativ ungebundenen Objekten im Universum. Das expandierende Universum ist daher ein grundlegendes Merkmal des Universums, das wir bewohnen – ein Universum, das sich grundlegend von dem statischen Universum unterscheidet, das Albert Einstein zuerst betrachtete, als er seine Gravitationstheorie entwickelte.

Mitbewegte Koordinaten Bearbeiten

Im sich ausdehnenden Raum sind Eigenabstände dynamische Größen, die sich mit der Zeit ändern. Eine einfache Möglichkeit, dies zu korrigieren, besteht darin, mitbewegte Koordinaten zu verwenden, die dieses Merkmal entfernen und eine Charakterisierung verschiedener Orte im Universum ermöglichen, ohne die mit der metrischen Expansion verbundene Physik charakterisieren zu müssen. In mitbewegten Koordinaten sind die Abstände zwischen allen Objekten festgelegt und die momentane Dynamik von Materie und Licht wird durch die normale Physik der Schwerkraft und elektromagnetischer Strahlung bestimmt. Jede Zeitentwicklung muss jedoch berücksichtigt werden, indem die Hubble-Gesetzentwicklung in den entsprechenden Gleichungen zusätzlich zu allen anderen wirkenden Effekten (z. B. Schwerkraft, dunkle Energie oder Krümmung) berücksichtigt wird. Kosmologische Simulationen, die bedeutende Teile der Geschichte des Universums durchlaufen, müssen daher solche Effekte einbeziehen, um anwendbare Vorhersagen für die beobachtende Kosmologie zu treffen.

Messung der Ausdehnung und Änderung der Ausdehnungsgeschwindigkeit Bearbeiten

Im Prinzip könnte man die Expansion des Universums messen, indem man ein Standardlineal nimmt und den Abstand zwischen zwei kosmologisch entfernten Punkten misst, eine gewisse Zeit wartet und dann die Entfernung erneut misst, aber in der Praxis sind Standardlineale nicht leicht zu finden kosmologische Skalen und die Zeitskalen, über die eine messbare Ausdehnung sichtbar wäre, sind zu groß, um selbst von mehreren Generationen von Menschen beobachtet werden zu können. Die Raumausdehnung wird indirekt gemessen. Die Relativitätstheorie sagt Phänomene im Zusammenhang mit der Expansion voraus, insbesondere die Rotverschiebungs-Abstands-Beziehung, die als Hubble-Gesetz bekannt ist Dichte des Universums zu verschiedenen Lookback-Zeiten.

Die erste Messung der Raumausdehnung erfolgte mit Hubbles Erkenntnis der Beziehung zwischen Geschwindigkeit und Rotverschiebung. Vor kurzem wurde durch den Vergleich der scheinbaren Helligkeit weit entfernter Standardkerzen mit der Rotverschiebung ihrer Wirtsgalaxien die Expansionsrate des Universums mit H . gemessen0 = 73,24 ± 1,74 (km/s)/Mpc . [9] Dies bedeutet, dass für jede Million Parsec Entfernung vom Beobachter das aus dieser Entfernung empfangene Licht kosmologisch um etwa 73 Kilometer pro Sekunde (160.000 mph) rotverschoben wird. Andererseits wird durch die Annahme eines kosmologischen Modells, z.B. Lambda-CDM-Modell kann man die Hubble-Konstante aus der Größe der größten Fluktuationen im kosmischen Mikrowellenhintergrund ableiten. Eine höhere Hubble-Konstante würde eine kleinere charakteristische Größe von CMB-Fluktuationen implizieren und umgekehrt. Die Planck-Kollaboration misst auf diese Weise die Expansionsrate und bestimmt H0 = 67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc . [10] Es gibt eine Uneinigkeit zwischen den beiden Messungen, wobei die Distanzleiter modellunabhängig ist und die CMB-Messung vom angepassten Modell abhängt, was auf eine neue Physik jenseits unserer kosmologischen Standardmodelle hinweist.

Es wird nicht angenommen, dass der Hubble-Parameter über die Zeit konstant ist. Auf die Teilchen im Universum wirken dynamische Kräfte, die die Expansionsrate beeinflussen. Es wurde früher erwartet, dass der Hubble-Parameter im Laufe der Zeit aufgrund des Einflusses der Gravitationswechselwirkungen im Universum abnehmen würde, und daher gibt es im Universum eine zusätzliche beobachtbare Größe, den Verzögerungsparameter, von dem Kosmologen erwarteten, dass er direkt mit dem Materiedichte des Universums. Überraschenderweise wurde von zwei verschiedenen Gruppen gemessen, dass der Verzögerungsparameter kleiner als Null ist (eigentlich im Einklang mit –1), was impliziert, dass der Hubble-Parameter heute im Laufe der Zeit auf einen konstanten Wert konvergiert. Einige Kosmologen haben den mit dem "beschleunigenden Universum" verbundenen Effekt skurril den "kosmischen Ruck" genannt. [11] Für die Entdeckung dieses Phänomens wurde 2011 der Nobelpreis für Physik verliehen. [12]

Im Oktober 2018 stellten Wissenschaftler einen neuen dritten Weg vor (zwei frühere Methoden, eine basierend auf Rotverschiebungen und eine andere auf der kosmischen Distanzleiter, lieferten nicht übereinstimmende Ergebnisse) unter Verwendung von Informationen aus Gravitationswellenereignissen (insbesondere solchen, die die Verschmelzung von Neutronensternen beinhalten). , wie GW170817), die Hubble-Konstante zu bestimmen, die für die Bestimmung der Expansionsrate des Universums wesentlich ist. [13] [14]

Messen von Entfernungen im sich ausdehnenden Raum Bearbeiten

Auf kosmologischen Skalen ist das gegenwärtige Universum geometrisch flach bis auf experimentelle Fehler [15] und folglich gelten die Regeln der euklidischen Geometrie, die mit Euklids fünftem Postulat verbunden sind, obwohl die Raumzeit in der Vergangenheit stark gekrümmt gewesen sein könnte. Die Expansion des Universums ist zum Teil wegen der unterschiedlichen Geometrien von Natur aus allgemein relativistisch. Es kann nicht allein mit der speziellen Relativitätstheorie modelliert werden: Obwohl es solche Modelle gibt, stehen sie in fundamentalem Widerspruch zu der beobachteten Wechselwirkung zwischen Materie und Raumzeit, die in unserem Universum beobachtet wird.

Die Bilder rechts zeigen zwei Ansichten von Raumzeit-Diagrammen, die die großräumige Geometrie des Universums nach dem kosmologischen Modell ΛCDM zeigen. Zwei der Raumdimensionen werden weggelassen, so dass eine Raumdimension (die Dimension, die wächst, wenn der Kegel größer wird) und eine Zeitdimension (die Dimension, die die Kegeloberfläche "aufwärts" fortschreitet) zurückbleibt. Das schmale kreisförmige Ende des Diagramms entspricht einer kosmologischen Zeit von 700 Millionen Jahren nach dem Urknall, während das breite Ende einer kosmologischen Zeit von 18 Milliarden Jahren entspricht, in der man den Beginn der sich beschleunigenden Expansion als Aufspreizung des Raumzeit, ein Merkmal, das schließlich in diesem Modell dominiert. Die violetten Gitterlinien markieren die kosmologische Zeit in Abständen von einer Milliarde Jahre vom Urknall. Die cyanfarbenen Gitterlinien markieren die sich bewegende Entfernung in Abständen von einer Milliarde Lichtjahren in der Gegenwart (weniger in der Vergangenheit und mehr in der Zukunft). Beachten Sie, dass die kreisförmige Krümmung der Oberfläche ein Artefakt der Einbettung ohne physikalische Bedeutung ist und nur zur Veranschaulichung erfolgt, ein flaches Universum rollt sich nicht auf sich selbst zurück. (Ein ähnlicher Effekt ist in der röhrenförmigen Form der Pseudosphäre zu sehen.)

Die braune Linie im Diagramm ist die Weltlinie der Erde (oder genauer gesagt ihre Position im Weltraum, noch bevor sie gebildet wurde). Die gelbe Linie ist die Weltlinie des am weitesten entfernten bekannten Quasars. Die rote Linie ist der Weg eines Lichtstrahls, der vor etwa 13 Milliarden Jahren vom Quasar ausgesendet wurde und heute die Erde erreicht. Die orangefarbene Linie zeigt die heutige Entfernung zwischen dem Quasar und der Erde, etwa 28 Milliarden Lichtjahre, das ist eine größere Entfernung als das Alter des Universums multipliziert mit der Lichtgeschwindigkeit. ct.

Nach dem Äquivalenzprinzip der Allgemeinen Relativitätstheorie gelten die Regeln der Speziellen Relativitätstheorie: örtlich gültig in kleinen Bereichen der Raumzeit, die ungefähr flach sind. Insbesondere Licht bewegt sich lokal immer mit der Geschwindigkeit c im Diagramm bedeutet dies gemäß der Konvention beim Bau von Raum-Zeit-Diagrammen, dass Lichtstrahlen mit den lokalen Gitterlinien immer einen Winkel von 45° einschließen. Daraus folgt jedoch nicht, dass Licht eine Distanz zurücklegt ct in einer Zeit t, wie die rote Weltlinie veranschaulicht. Es bewegt sich zwar immer lokal um c, seine Transitzeit (ca. 13 Milliarden Jahre) steht in keinem einfachen Zusammenhang mit der zurückgelegten Entfernung, da sich das Universum ausdehnt, wenn der Lichtstrahl Raum und Zeit durchquert. Die zurückgelegte Entfernung ist daher aufgrund der sich ändernden Größe des Universums von Natur aus mehrdeutig. Dennoch gibt es zwei Entfernungen, die physikalisch sinnvoll erscheinen: die Entfernung zwischen der Erde und dem Quasar, als das Licht ausgesendet wurde, und die Entfernung zwischen ihnen in der heutigen Zeit (man nimmt einen Kegelschnitt entlang der Dimension, die als räumliche Dimension definiert ist). ). Die ehemalige Entfernung beträgt etwa 4 Milliarden Lichtjahre, viel kleiner als ct, während letztere Entfernung (dargestellt durch die orange Linie) etwa 28 Milliarden Lichtjahre beträgt, viel größer als ct. Mit anderen Worten, wenn sich der Weltraum heute nicht ausdehnen würde, würde es 28 Milliarden Jahre dauern, bis sich das Licht zwischen der Erde und dem Quasar bewegt, während es bei einem früheren Stopp der Expansion nur 4 Milliarden Jahre gedauert hätte.

Das Licht brauchte viel länger als 4 Milliarden Jahre, um uns zu erreichen, obwohl es aus nur 4 Milliarden Lichtjahren Entfernung emittiert wurde. Tatsächlich bewegte sich das zur Erde emittierte Licht tatsächlich actually Weg von der Erde entfernt, als es zum ersten Mal emittiert wurde, nahm die metrische Entfernung zur Erde in den ersten paar Milliarden Jahren ihrer Reisezeit mit der kosmologischen Zeit zu, was auch darauf hindeutet, dass die Ausdehnung des Raums zwischen der Erde und dem Quasar zu der frühen Zeit schneller als die Lichtgeschwindigkeit war . Nichts von diesem Verhalten stammt von einer speziellen Eigenschaft der metrischen Expansion, sondern von lokalen Prinzipien der speziellen Relativitätstheorie, die über eine gekrümmte Fläche integriert sind.

Topologie des sich ausdehnenden Raums Bearbeiten

Im Laufe der Zeit dehnt sich der Raum, aus dem das Universum besteht, aus. Die Wörter „Raum“ und „Universum“, die manchmal synonym verwendet werden, haben in diesem Zusammenhang unterschiedliche Bedeutungen. Hier ist 'Raum' ein mathematisches Konzept, das für die dreidimensionale Mannigfaltigkeit steht, in die unsere jeweiligen Positionen eingebettet sind, während sich 'Universum' auf alles bezieht, was existiert, einschließlich der Materie und Energie im Raum, den Extra-Dimensionen, die in sich eingeschlossen sein können verschiedene Strings und die Zeit, in der verschiedene Ereignisse stattfinden. Die Raumausdehnung bezieht sich nur auf diese 3D-Mannigfaltigkeit, dh die Beschreibung beinhaltet keine Strukturen wie zusätzliche Dimensionen oder ein äußeres Universum. [16]

Die ultimative Topologie des Raums ist A posteriori – etwas, das grundsätzlich beachtet werden muss – da es keine einfach zu begründenden Zwänge gibt (d. h. es kann keine geben) a priori Einschränkungen) darüber, wie der Raum, in dem wir leben, verbunden ist oder ob er sich als kompakter Raum um sich selbst wickelt. Obwohl bestimmte kosmologische Modelle wie Gödels Universum sogar bizarre Weltlinien zulassen, die sich mit sich selbst schneiden, stellt sich letztendlich die Frage, ob wir uns in so etwas wie einem "Pac-Man-Universum" befinden, wo, wenn man weit genug in eine Richtung reist, man einfach am Ende landen würde Zurück an der gleichen Stelle wie das Umrunden der Oberfläche eines Ballons (oder eines Planeten wie der Erde) ist eine Beobachtungsfrage, die durch die globale Geometrie des Universums als messbar oder nicht messbar eingeschränkt wird. Gegenwärtig stimmen die Beobachtungen damit überein, dass das Universum unendlich groß und einfach verbunden ist, obwohl wir durch kosmologische Horizonte in der Unterscheidung zwischen einfachen und komplizierteren Vorschlägen eingeschränkt sind. Das Universum könnte unendlich groß sein oder es könnte endlich sein, aber die Beweise, die zum inflationären Modell des frühen Universums führen, implizieren auch, dass das "Gesamtuniversum" viel größer ist als das beobachtbare Universum, und daher alle Kanten oder exotischen Geometrien oder Topologien nicht direkt beobachtbar wäre, da Licht noch keine Größenordnungen erreicht hat, in denen solche Aspekte des Universums, falls sie existieren, noch erlaubt sind. Für alle Absichten und Zwecke kann man mit Sicherheit annehmen, dass das Universum in seiner räumlichen Ausdehnung unendlich ist, ohne Kanten oder seltsame Zusammenhänge. [17]

Unabhängig von der Gesamtform des Universums ist die Frage, in was sich das Universum ausdehnt, eine, die nach den Theorien, die die Expansion beschreiben, wie wir den Raum in unserem Universum definieren, keine Antwort erfordert die es ausdehnen kann, da eine Ausdehnung einer unendlichen Ausdehnung erfolgen kann, ohne die unendliche Ausdehnung der Ausdehnung zu ändern. Sicher ist nur, dass die Mannigfaltigkeit des Raumes, in der wir leben, einfach die Eigenschaft hat, dass die Abstände zwischen den Objekten mit der Zeit größer werden. Dies impliziert nur die einfachen Beobachtungskonsequenzen, die mit der unten untersuchten Metrikerweiterung verbunden sind. Für eine Erweiterung ist kein "Außen" oder eine Einbettung in den Hyperraum erforderlich. Die oft gesehenen Visualisierungen des Universums, das als Blase ins Nichts wächst, sind in dieser Hinsicht irreführend. Es gibt keinen Grund zu glauben, dass es etwas "außerhalb" des expandierenden Universums gibt, in das sich das Universum ausdehnt.

Auch wenn die räumliche Gesamtausdehnung unendlich ist und das Universum somit nicht "größer" werden kann, sagen wir dennoch, dass sich der Raum ausdehnt, weil lokal der charakteristische Abstand zwischen Objekten zunimmt. Wenn ein unendlicher Raum wächst, bleibt er unendlich.

Dichte des Universums während der Expansion Bearbeiten

Obwohl das Universum in sehr jungen Jahren und während eines Teils seiner frühen Expansion extrem dicht war – viel dichter als normalerweise erforderlich ist, um ein Schwarzes Loch zu bilden – kollabierte das Universum nicht erneut zu einem Schwarzen Loch. Dies liegt daran, dass häufig verwendete Berechnungen für den Gravitationskollaps normalerweise auf Objekten relativ konstanter Größe wie Sterne basieren und nicht auf sich schnell ausdehnende Räume wie den Urknall anwendbar sind.

Auswirkungen der Expansion auf kleine Maßstäbe Bearbeiten

Die Ausdehnung des Raums wird manchmal als eine Kraft beschrieben, die Objekte auseinander drückt. Obwohl dies eine genaue Beschreibung der Wirkung der kosmologischen Konstanten ist, ist sie kein genaues Bild des Phänomens der Expansion im Allgemeinen. [18]

Neben der Verlangsamung der Gesamtexpansion verursacht die Schwerkraft eine lokale Verklumpung von Materie in Sternen und Galaxien. Sobald Objekte durch die Schwerkraft geformt und gebunden sind, "fallen" sie aus der Expansion heraus und dehnen sich anschließend nicht unter dem Einfluss der kosmologischen Metrik aus, da keine Kraft sie dazu zwingt.

Es gibt keinen Unterschied zwischen der Trägheitsexpansion des Universums und der Trägheitstrennung naher Objekte in einem Vakuum. Ersteres ist einfach eine groß angelegte Extrapolation des letzteren.

Sobald Objekte durch die Schwerkraft gebunden sind, entfernen sie sich nicht mehr voneinander. Somit fällt die Andromeda-Galaxie, die an die Milchstraße gebunden ist, tatsächlich gegenüber uns und expandiert nicht weg. Innerhalb der Lokalen Gruppe haben die gravitativen Wechselwirkungen die Trägheitsmuster von Objekten so verändert, dass keine kosmologische Expansion stattfindet. Sobald man über die lokale Gruppe hinausgeht, ist die Trägheitsexpansion messbar, obwohl systematische Gravitationseffekte implizieren, dass immer größere Teile des Raums schließlich aus dem "Hubble Flow" fallen und als gebundene, sich nicht ausdehnende Objekte bis zu den Skalen enden von Superhaufen von Galaxien. Wir können solche zukünftigen Ereignisse vorhersagen, indem wir die genaue Art und Weise kennen, wie sich der Hubble-Flow ändert, sowie die Massen der Objekte, zu denen wir gravitativ gezogen werden. Gegenwärtig wird die Lokale Gruppe gravitativ entweder zum Shapley Supercluster oder zum "Großen Attraktor" gezogen, mit dem wir, wenn die dunkle Energie nicht wirken würde, schließlich verschmelzen würden und nach einer solchen Zeit keine Ausdehnung mehr von uns sehen würden.

Eine Folge der metrischen Expansion aufgrund von Trägheitsbewegung ist, dass eine gleichmäßige lokale "Explosion" von Materie in ein Vakuum lokal durch die FLRW-Geometrie beschrieben werden kann, dieselbe Geometrie, die die Expansion des Universums als Ganzes beschreibt und auch die Grundlage war für das einfachere Milne-Universum, das die Auswirkungen der Schwerkraft ignoriert. Insbesondere sagt die Allgemeine Relativitätstheorie voraus, dass sich das Licht mit der Geschwindigkeit c in Bezug auf die lokale Bewegung der explodierenden Materie, ein Phänomen, das dem Frame-Ziehen analog ist.

Die Situation ändert sich etwas mit der Einführung von Dunkler Energie oder einer kosmologischen Konstante. Eine kosmologische Konstante aufgrund einer Vakuumenergiedichte hat den Effekt, dass zwischen Objekten eine Abstoßungskraft hinzugefügt wird, die proportional (nicht umgekehrt proportional) zum Abstand ist. Im Gegensatz zur Trägheit "zieht" es aktiv an Objekten, die sich unter dem Einfluss der Schwerkraft zusammengeballt haben, und sogar an einzelnen Atomen. Dies führt jedoch nicht dazu, dass die Objekte stetig wachsen oder sich auflösen, es sei denn, sie sind sehr schwach gebunden, sie werden sich einfach in einen Gleichgewichtszustand einpendeln, der geringfügig (unerkennbar) größer ist, als er es sonst gewesen wäre. Wenn sich das Universum ausdehnt und die Materie darin dünner wird, nimmt die Gravitationsanziehung ab (da sie proportional zur Dichte ist), während die kosmologische Abstoßung zunimmt den Einfluss der kosmologischen Konstante. Der einzige lokal sichtbare Effekt der beschleunigten Expansion ist jedoch das Verschwinden (durch außer Kontrolle geratene Rotverschiebung) entfernter Galaxien gravitativ gebundene Objekte wie die Milchstraße dehnen sich nicht aus und die Andromeda-Galaxie bewegt sich schnell genug auf uns zu, dass sie immer noch mit der Milchstraße verschmelzen wird Weit in 3 Milliarden Jahren, und es ist auch wahrscheinlich, dass die fusionierte Supergalaxie, die sich bildet, schließlich in den nahegelegenen Virgo-Cluster verschmelzen und verschmelzen wird. Galaxien, die weiter davon entfernt liegen, werden jedoch mit immer höherer Geschwindigkeit zurückweichen und aus unserem Sichtbereich rotverschoben werden.

Metrische Expansion und Lichtgeschwindigkeit Bearbeiten

Am Ende der Inflationsperiode des frühen Universums wurde die gesamte Materie und Energie im Universum auf eine Trägheitsbahn gebracht, die mit dem Äquivalenzprinzip und Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie übereinstimmte, und zu diesem Zeitpunkt hatte die genaue und regelmäßige Form der Expansion des Universums ihre Ursprung (d.h. Materie im Universum trennt sich, weil sie sich in der Vergangenheit aufgrund des Inflatonfeldes getrennt hat) [ Zitat benötigt ] .

Während die spezielle Relativitätstheorie verhindert, dass sich Objekte in Bezug auf einen lokalen Bezugssystem schneller als Licht bewegen, in dem die Raumzeit als flach und unveränderlich behandelt werden kann, gilt sie nicht für Situationen, in denen die Krümmung der Raumzeit oder die zeitliche Entwicklung wichtig werden. Diese Situationen werden durch die allgemeine Relativitätstheorie beschrieben, die es ermöglicht, dass die Trennung zwischen zwei entfernten Objekten schneller als die Lichtgeschwindigkeit zunimmt, obwohl die Definition von "Entfernung" hier etwas anders ist als die in einem Trägheitsrahmen. Die hier verwendete Definition der Distanz ist die Summation oder Integration lokaler Mitbewegungsdistanzen, die alle zu einer konstanten lokalen Eigenzeit durchgeführt werden. Zum Beispiel haben Galaxien, die weiter als der Hubble-Radius, etwa 4,5 Gigaparsec oder 14,7 Milliarden Lichtjahre, von uns entfernt sind, eine Rezessionsgeschwindigkeit, die schneller als die Lichtgeschwindigkeit ist. Die Sichtbarkeit dieser Objekte hängt von der genauen Expansionsgeschichte des Universums ab. Licht, das heute von Galaxien jenseits des weiter entfernten kosmologischen Ereignishorizonts, etwa 5 Gigaparsec oder 16 Milliarden Lichtjahre, emittiert wird, wird uns nie erreichen, obwohl wir immer noch das Licht sehen können, das diese Galaxien in der Vergangenheit emittiert haben. Aufgrund der hohen Expansionsgeschwindigkeit kann auch ein Abstand zwischen zwei Objekten größer sein als der Wert, der sich aus der Multiplikation der Lichtgeschwindigkeit mit dem Alter des Universums ergibt. Diese Details sorgen bei Amateuren und sogar professionellen Physikern häufig für Verwirrung. [19] Aufgrund der nicht intuitiven Natur des Themas und der von einigen als "nachlässigen" Wortwahl beschriebenen Beschreibungen sind bestimmte Beschreibungen der metrischen Ausdehnung des Raums und der Missverständnisse, zu denen solche Beschreibungen führen können, ein ständiges Thema von Diskussion in den Bereichen Bildung und Vermittlung wissenschaftlicher Konzepte. [20] [21] [22] [23]

Skalierungsfaktor Bearbeiten

Grundsätzlich ist die Expansion des Universums eine Eigenschaft der räumlichen Messung auf den größten messbaren Skalen unseres Universums. Die Abstände zwischen kosmologisch relevanten Punkten nehmen im Laufe der Zeit zu, was zu den unten beschriebenen beobachtbaren Effekten führt. Diese Eigenschaft des Universums kann durch einen einzigen Parameter charakterisiert werden, der als Skalierungsfaktor bezeichnet wird, der eine Funktion der Zeit ist, und einen einzigen Wert für den gesamten Raum zu jedem Zeitpunkt (wenn der Skalierungsfaktor eine Funktion des Raums wäre, würde dies die kosmologisches Prinzip). Konventionell wird der Skalierungsfaktor zum gegenwärtigen Zeitpunkt auf Eins gesetzt und ist, da sich das Universum ausdehnt, in der Vergangenheit kleiner und in der Zukunft größer. Die Extrapolation in der Zeit mit bestimmten kosmologischen Modellen wird einen Moment ergeben, in dem der Skalierungsfaktor Null war, unser derzeitiges Verständnis der Kosmologie setzt diese Zeit auf 13,799 ± 0,021 Milliarden Jahren. Wenn sich das Universum für immer weiter ausdehnt, nähert sich der Skalierungsfaktor in Zukunft der Unendlichkeit. Im Prinzip gibt es keinen Grund dafür, dass die Expansion des Universums monoton sein muss, und es gibt Modelle, bei denen der Skalierungsfaktor irgendwann in der Zukunft mit einer begleitenden Kontraktion des Raums und nicht mit einer Expansion abnimmt.

Andere konzeptionelle Expansionsmodelle Bearbeiten

Die Ausdehnung des Raumes wird oft mit konzeptionellen Modellen illustriert, die nur die Größe des Raumes zu einem bestimmten Zeitpunkt zeigen und die Dimension der Zeit implizit lassen.

Beim "Ameise auf einem Gummiseil-Modell" stellt man sich eine Ameise (idealisiert punktförmig) vor, die mit konstanter Geschwindigkeit auf einem perfekt elastischen Seil kriecht, das sich ständig dehnt. Wenn wir das Seil gemäß dem ΛCDM-Skalenfaktor spannen und die Geschwindigkeit der Ameise als Lichtgeschwindigkeit betrachten, dann ist diese Analogie numerisch genau – die Position der Ameise über die Zeit entspricht dem Weg der roten Linie im Einbettungsdiagramm oben.

Beim "Gummiplattenmodell" ersetzt man das Seil durch eine flache zweidimensionale Gummiplatte, die sich in alle Richtungen gleichmäßig ausdehnt. Das Hinzufügen einer zweiten räumlichen Dimension erhöht die Möglichkeit, lokale Störungen der räumlichen Geometrie durch lokale Krümmungen im Blech darzustellen.

Beim "Ballonmodell" wird die flache Folie durch einen kugelförmigen Ballon ersetzt, der ab einer Anfangsgröße von Null (der Urknall) aufgeblasen wird. Ein Ballon hat eine positive Gaußsche Krümmung, während Beobachtungen darauf hindeuten, dass das reale Universum räumlich flach ist, aber diese Inkonsistenz kann beseitigt werden, indem der Ballon sehr groß gemacht wird, so dass er lokal innerhalb der Beobachtungsgrenzen flach ist. Diese Analogie ist potenziell verwirrend, da sie fälschlicherweise suggeriert, dass der Urknall im Zentrum des Ballons stattfand. Tatsächlich haben Punkte außerhalb der Ballonoberfläche keine Bedeutung, auch wenn sie zu einem früheren Zeitpunkt vom Ballon eingenommen wurden.

Beim "Rosinenbrot-Modell" stellt man sich einen Laib Rosinenbrot vor, der sich im Ofen ausdehnt. Der Laib (Raum) dehnt sich als Ganzes aus, aber die Rosinen (gravitativ gebundene Objekte) dehnen sich nicht aus, sondern wachsen nur weiter voneinander weg.

Hubbles Gesetz Bearbeiten

Technisch gesehen ist die metrische Ausdehnung des Raumes ein Merkmal vieler Lösungen [ welche? ] zu den Einsteinschen Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie, und die Entfernung wird mit dem Lorentz-Intervall gemessen. Dies erklärt Beobachtungen, die darauf hinweisen, dass Galaxien, die weiter von uns entfernt sind, schneller zurücktreten als Galaxien, die uns näher sind (siehe Hubble-Gesetz).

Kosmologische Konstante und die Friedmann-Gleichungen Edit

Die ersten allgemeinen relativistischen Modelle sagten voraus, dass sich ein dynamisches Universum mit gewöhnlicher Gravitationsmaterie eher zusammenziehen als ausdehnen würde. Einsteins erster Lösungsvorschlag für dieses Problem bestand darin, seinen Theorien eine kosmologische Konstante hinzuzufügen, um die Kontraktion auszugleichen, um eine statische Universumslösung zu erhalten. Aber im Jahr 1922 leitete Alexander Friedmann eine Reihe von Gleichungen ab, die als Friedmann-Gleichungen bekannt sind und zeigten, dass sich das Universum ausdehnen könnte, und gab in diesem Fall die Expansionsgeschwindigkeit an. [24] Die Beobachtungen von Edwin Hubble im Jahr 1929 legten nahe, dass sich weit entfernte Galaxien anscheinend alle von uns wegbewegten, so dass viele Wissenschaftler zu der Annahme kamen, dass sich das Universum ausdehnt.

Hubbles Bedenken hinsichtlich der Expansionsrate Bearbeiten

Während die metrische Expansion des Raums durch Hubbles Beobachtungen von 1929 impliziert zu sein schien, widersprach Hubble der Interpretation der Daten durch das expandierende Universum:

[. ] wenn Rotverschiebungen nicht primär auf Geschwindigkeitsverschiebungen zurückzuführen sind [. ] die Geschwindigkeits-Weg-Beziehung ist linear die Verteilung des Nebels ist gleichmäßig es gibt keine Anzeichen von Ausdehnung, keine Krümmungsspuren, keine Einschränkung der Zeitskala [. ] und wir befinden uns in der Gegenwart eines uns heute noch unbekannten Naturprinzips [. ] wohingegen, wenn Rotverschiebungen Geschwindigkeitsverschiebungen sind, die die Expansionsrate messen, die Expansionsmodelle definitiv nicht mit den gemachten Beobachtungen übereinstimmen [. ] expandierende Modelle sind eine erzwungene Interpretation der Beobachtungsergebnisse.

[Wenn die Rotverschiebungen eine Dopplerverschiebung sind. ] führen die Beobachtungen in ihrer jetzigen Form zu der Anomalie eines geschlossenen Universums, das seltsam klein und dicht und, wie es hinzugefügt werden darf, verdächtig jung ist. Wenn Rotverschiebungen hingegen keine Doppler-Effekte sind, verschwinden diese Anomalien und die beobachtete Region erscheint als kleiner, homogener, aber unbedeutender Teil eines Universums, das sich sowohl in Raum als auch Zeit unbegrenzt erstreckt.

Hubbles Skepsis, dass das Universum zu klein, dicht und jung sei, beruhte auf einem Beobachtungsfehler. Spätere Untersuchungen schienen zu zeigen, dass Hubble entfernte H II-Regionen mit Cepheiden-Variablen verwechselt hatte und die Cepheiden-Variablen selbst unangemessen mit RR-Lyrae-Sternen geringer Leuchtkraft in einen Topf geworfen worden waren, was zu Kalibrierungsfehlern führte, die zu einem Wert der Hubble-Konstanten von ungefähr 500 km/m führten. s/Mpc statt des wahren Wertes von ca. 70 km/s/Mpc. Der höhere Wert bedeutete, dass ein expandierendes Universum ein Alter von 2 Milliarden Jahren hätte (jünger als das Zeitalter der Erde), und die Extrapolation der beobachteten Zahlendichte von Galaxien auf ein schnell expandierendes Universum implizierte eine um einen ähnlichen Faktor zu hohe Massendichte , genug, um das Universum in eine eigentümliche geschlossene Geometrie zu zwingen, die auch einen bevorstehenden Big Crunch implizierte, der auf einer ähnlichen Zeitskala stattfinden würde. Nachdem diese Fehler in den 1950er Jahren behoben wurden, entsprachen die neuen niedrigeren Werte für die Hubble-Konstante den Erwartungen eines älteren Universums und der Dichteparameter lag ziemlich nahe an einem geometrisch flachen Universum. [27]

Jüngste Messungen der Entfernungen und Geschwindigkeiten weit entfernter Galaxien zeigten jedoch eine 9-prozentige Diskrepanz im Wert der Hubble-Konstanten, was auf ein Universum hindeutet, das sich im Vergleich zu früheren Messungen zu schnell ausdehnt. [28] Im Jahr 2001 bestimmte Wendy Freedman, dass sich der Weltraum mit 72 Kilometern pro Sekunde pro Megaparsec ausdehnt – ungefähr 3,3 Millionen Lichtjahre – was bedeutet, dass Sie sich für alle 3,3 Millionen Lichtjahre weiter von der Erde entfernt befinden, die Materie, in der Sie sich befinden, sich bewegt 72 Kilometer pro Sekunde schneller von der Erde entfernt. [28] Im Sommer 2016 ergab eine weitere Messung einen Wert von 73 für die Konstante und widersprach damit den Messungen der europäischen Planck-Mission aus dem Jahr 2013 mit einem langsameren Expansionswert von 67. Die Diskrepanz eröffnete neue Fragen zur Natur der Dunklen Energie bzw Neutrinos. [28]

Inflation als Erklärung für die Expansion Bearbeiten

Bis zu den theoretischen Entwicklungen in den 1980er Jahren hatte niemand eine Erklärung dafür, warum dies der Fall zu sein schien, aber mit der Entwicklung von Modellen der kosmischen Inflation wurde die Expansion des Universums zu einem allgemeinen Merkmal, das aus dem Vakuumzerfall resultierte. Dementsprechend stellt sich die Frage "Warum dehnt sich das Universum aus?" wird nun beantwortet, indem man die Details des Inflationszerfallsprozesses versteht, der in den ersten 10 −32 Sekunden der Existenz unseres Universums stattfand. [29] Während der Inflation änderte sich die Metrik exponentiell, was dazu führte, dass jedes Raumvolumen, das kleiner als ein Atom war, in einer Zeitskala ähnlich der Zeit, in der die Inflation stattfand (10 −32 Sekunden), auf etwa 100 Millionen Lichtjahre anwuchs.

Messen von Distanzen in einem metrischen Raum Bearbeiten

Im expandierenden Raum ist die Entfernung eine dynamische Größe, die sich mit der Zeit ändert. In der Kosmologie gibt es verschiedene Möglichkeiten, Distanzen zu definieren, bekannt als Abstandsmaße, aber eine gängige Methode unter modernen Astronomen ist sich bewegende Entfernung.

Die Metrik definiert nur den Abstand zwischen nahegelegenen (sog. "lokalen") Punkten. Um den Abstand zwischen beliebig weit entfernten Punkten zu definieren, muss man sowohl die Punkte als auch eine bestimmte Kurve (sogenanntes "Raumzeitintervall") angeben, die sie verbindet. Der Abstand zwischen den Punkten kann dann ermittelt werden, indem die Länge dieser Verbindungskurve durch die drei Raumdimensionen bestimmt wird. Die Mitbewegungsstrecke definiert diese Verbindungskurve als eine Kurve konstanter kosmologischer Zeit. Im Betrieb können sich mitbewegte Distanzen nicht direkt von einem einzelnen erdgebundenen Beobachter gemessen werden.Um die Entfernung entfernter Objekte zu bestimmen, messen Astronomen im Allgemeinen die Leuchtkraft von Standardkerzen oder den Rotverschiebungsfaktor „z“ entfernter Galaxien und wandeln diese Messungen dann in Entfernungen basierend auf einem bestimmten Raumzeitmodell um, wie dem Lambda-CDM-Modell. Tatsächlich wurde durch solche Beobachtungen festgestellt, dass es keine Beweise für eine „Verlangsamung“ der Expansion in der aktuellen Epoche gibt.

Theoretische Kosmologen, die Modelle des Universums entwickeln, haben sich bei ihrer Arbeit auf eine kleine Anzahl vernünftiger Annahmen gestützt. Diese Arbeiten haben zu Modellen geführt, in denen die metrische Ausdehnung des Raums ein wahrscheinliches Merkmal des Universums ist. Die wichtigsten der zugrunde liegenden Prinzipien, die zu Modellen führen, die die Metrikerweiterung als Merkmal beinhalten, sind:

  • das kosmologische Prinzip, das verlangt, dass das Universum in alle Richtungen gleich aussieht (isotrop) und ungefähr die gleiche glatte Materialmischung hat (homogen).
  • das kopernikanische Prinzip, das verlangt, dass kein Platz im Universum bevorzugt wird (das heißt, das Universum hat keinen "Ausgangspunkt").

Wissenschaftler haben sorgfältig geprüft, ob diese Annahmen gültig sind und durch Beobachtungen bestätigt werden. Beobachtende Kosmologen haben Beweise entdeckt – in einigen Fällen sehr starke –, die diese Annahmen unterstützen, und infolgedessen wird die metrische Expansion des Raums von Kosmologen als beobachtetes Merkmal angesehen, auf der Grundlage, dass Wissenschaftler dies, obwohl wir es nicht direkt sehen können, getestet haben Eigenschaften des Universums und Beobachtung liefert eine zwingende Bestätigung. [30] Quellen für dieses Vertrauen und diese Bestätigung sind:

  • Hubble zeigte, dass sich alle Galaxien und fernen astronomischen Objekte von uns wegbewegten, wie von einer universellen Expansion vorhergesagt. [31] Er nutzte die Rotverschiebung ihrer elektromagnetischen Spektren, um die Entfernung und Geschwindigkeit entfernter Objekte im Raum zu bestimmen, und zeigte, dass sich alle Objekte von uns wegbewegen und dass ihre Geschwindigkeit proportional zu ihrer Entfernung ist, ein Merkmal der metrischen Expansion. Weitere Studien haben seitdem gezeigt, dass die Ausdehnung stark isotrop und homogen ist, das heißt, sie scheint keinen speziellen Punkt als "Zentrum" zu haben, sondern erscheint universell und unabhängig von einem festen Mittelpunkt.
  • In Studien zur großräumigen Struktur des Kosmos aus Rotverschiebungsstudien wurde ein sogenanntes "Ende der Größe" auf den größten Skalen des Universums entdeckt. Bis diese Skalen vermessen waren, erschien das Universum "klumpig" mit Klumpen von Galaxienhaufen, Superhaufen und Filamenten, die alles andere als isotrop und homogen waren. Diese Klumpigkeit verschwindet in einer glatten Verteilung von Galaxien auf den größten Skalen.
  • Die isotrope Verteilung weit entfernter Gammablitze und Supernovae am Himmel ist eine weitere Bestätigung des kosmologischen Prinzips.
  • Das kopernikanische Prinzip wurde im kosmologischen Maßstab nicht wirklich getestet, bis Messungen der Auswirkungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung auf die Dynamik entfernter astrophysikalischer Systeme durchgeführt wurden. Eine Gruppe von Astronomen der Europäischen Südsternwarte stellte durch die Messung der Temperatur einer fernen intergalaktischen Wolke im thermischen Gleichgewicht mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund fest, dass die Strahlung des Urknalls zu früheren Zeiten nachweislich wärmer war. [32] Die gleichmäßige Abkühlung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds über Milliarden von Jahren ist ein starker und direkter Beobachtungsbeweis für die metrische Expansion.

Zusammengenommen unterstützen diese Phänomene überwiegend Modelle, die auf einer Raumerweiterung durch eine Änderung der Metrik beruhen. Erst die Entdeckung direkter Beobachtungsbeweise für die Temperaturänderung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds im Jahr 2000 ließ weitere bizarre Konstruktionen ausschließen. Bis zu diesem Zeitpunkt basierte es ausschließlich auf der Annahme, dass sich das Universum nicht wie eins mit der Milchstraße verhielt, die in der Mitte einer festen Metrik mit einer universellen Explosion von Galaxien in alle Richtungen sitzt (wie z frühes Modell von Milne vorgeschlagen). Doch vor diesem Beweis lehnten viele den Standpunkt von Milne ab, der auf dem Mittelmäßigkeitsprinzip beruhte.

Direktere Ergebnisse der Expansion, wie Änderung von Rotverschiebung, Entfernung, Fluss, Winkelposition und Winkelgröße von astronomischen Objekten, wurden aufgrund der geringen Größe dieser Effekte noch nicht festgestellt. Eine Änderung der Rotverschiebung oder des Flusses konnte Mitte der 2030er Jahre mit dem Square Kilometre Array oder dem Extremely Large Telescope beobachtet werden. [33]


Die kosmische Inflation und den Urknall synchronisieren

Die Theorie der kosmischen Inflation – erstmals in den 1908er Jahren von Alan Guth aufgestellt – legt nahe, dass das Universum seine Existenz als winziger Materiefleck begann, der ungefähr das Hundertmillionstel der Größe eines Protons betrug. Der Fleck war mit extrem energetischer Materie gefüllt, so energisch, dass der Druck darin eine abstoßende Wirkung auslöste. Die treibende Kraft der schnellen Inflation.

Diese abstoßende Kraft bläst diese Proto-Materie mit unglaublicher Geschwindigkeit nach außen auf. So schnell, dass es in weniger als einer Billionstelsekunde 10²⁶ seine ursprüngliche Größe erreichte. Danach folgten die ersten Phasen der Nacherwärmung, die Kaiser und sein Team versuchten zu rekonstruieren.

Das Team glaubt, dass die frühesten Phasen der Wiedererwärmung durch Resonanzen gekennzeichnet sein sollten, die durch eine Form von hochenergetischer Materie verursacht werden, die dominiert und synchron mit sich selbst über große Weiten des Weltraums hin und her zittert. Dies führte zur explosionsartigen Produktion neuer Partikel.

„Dieses Verhalten wird nicht ewig anhalten, und sobald es beginnt, Energie auf die zweite Form der Materie zu übertragen, werden seine eigenen Schwingungen im Weltraum abgehackter und ungleichmäßiger“, erklärt Kaiser. „Wir wollten messen, wie lange es dauert, bis sich dieser Resonanzeffekt auflöst und die erzeugten Partikel sich gegenseitig zerstreuen und eine Art thermisches Gleichgewicht erreichen, das an Urknallbedingungen erinnert.“

Ausgehend von Anfangsbedingungen basierend auf Vorhersagen aus Messungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB) – der Strahlung, die von einem als „letzte Streuung“ bekannten Ereignis 3,8 x 10⁵ nach dem Urknall übrigbleibt und das gesamte Universum durchdringt – präsentierte die Computersimulation des Teams team ein großes Gitter, auf dem mehrere Formen von Materie abgebildet werden konnten. Das Team verfolgte dann, wie sich Energie und Verteilung dieser Materieformen im Laufe der Zeit im Raum veränderten, wenn sie bestimmte Bedingungen variierten.


34 Antworten auf &ldquoUnser frühes Universum: Inflation oder etwas völlig Verrücktes?&rdquo

Unwissende Frage … würde die Cerenkov-Strahlung die Materie nicht daran hindern, sich schnell genug zu bewegen, um superluminale Schallwellen zu erzeugen?

Die kosmische Inflation beinhaltet die Quantenfeldtheorie, um die Verteilung der Materie im Universum zu erklären. Unter normalen Umständen können Materie- und Antimaterieteilchen plötzlich auftauchen, bevor sie kollidieren und augenblicklich miteinander vernichten. Diese Paare flogen nach der Geburt des Universums so schnell auseinander, dass sie keine Chance hatten, sich zu rekombinieren. Die gleiche Theorie gilt für Gravitonen und Antigravitonen, die Schwerewellen bilden.

Dort geht die Pressemitteilung auf spekulative Physik ein. Inflation wird in der Quantenfeldtheorie sinnvoll, so dass dieser Schritt meist akzeptiert wird.

Diese Inflation macht eine Art “big rip”, um Materie und Antimaterie auszusortieren, ist ein großer Schritt AFIU. Es würde zu kosmologisch gleichverteilten Materie- und Antimaterievolumina vom Alfvén-Typ führen, die an ihren Grenzflächen wechselwirken würden. Das wird nicht gesehen und auch nicht erwartet, da es CP-Paritätsverletzungen gibt, die Materie und Antimaterie auf leicht unterschiedlicher Grundlage machen.

Das Antigraviton-Zeug ist total spekulativ, denke ich. Das Graviton ist, wie ich weiß, ein eigenes Antiteilchen, genau wie das Photon.

Die Diskussion über die schnelle Trennung von Teilchen und Antiteilchen ist eine unglückliche Beschreibung des akzeptierten Mechanismus für die Entstehung großräumiger Strukturen, die wahrscheinlich falsch darstellt, was tatsächlich vor sich geht. Ähnliches passiert, wenn wir versuchen zu beschreiben, was am Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs tatsächlich passiert, um Hawking-Strahlung zu erzeugen – alle gängigen Konzeptualisierungen geben kein genaues Bild ab.

Was während der Inflation wirklich passiert, ist, dass sich die Vakuumfluktuationen aller Felder in der Theorie zusammen mit der sich aufblasenden Raumzeit entwickeln. Sie werden verstärkt und auf kausale Skalen gedehnt, weil der mitbewegte Hubble-Radius beim Aufblasen tatsächlich schrumpft. Fluktuationen im Inflatonfeld — das Feld, das die Energiedichte liefert, um die Expansion voranzutreiben — werden physikalisch als Störungen in der Krümmung manifestiert, sobald sie Super-Horizont-Skalen erreicht haben. Aber der Schlüssel ist, dass *alle* Felder schwanken – sogar das Gravitationsfeld. Diese Anregungen werden durch Inflation gedehnt, um ein breites Spektrum reliktischer Gravitationswellen zu erzeugen. Aktuelle Beobachtungen (wie der Planck-Satellit der ESA) verfolgen dieses Gravitationswellensignal, weil es eine frühe Phase inflationärer Expansion stark unterstützen würde.

Es ist also keine Spekulation. Die Theorie der Quantenfluktuationen als Ursprung kosmologischer Störungen, die großräumige Strukturen gesät haben, ist solide und gut getestet. Die physikalische Interpretation dieser Fluktuationen — als virtuelle Partikelschleifen in einem störenden Rahmen — ist vielleicht falsch. Es dient als populäre Illustration, die wahrscheinlich kurz davor steht, es richtig zu machen.

Ich lasse diese Aussage über Antigravitonen irgendwie fliegen. Das Graviton hat kein Antiteilchen, ebenso wie das Photon kein Antiteilchen hat. Photonen und Gravitonen haben Quantenzahlen, die sich auf ihren Spin und ihre Polarisation beziehen. Sie tragen keine Eichladungen, und das definiert ein Antiteilchen. Das Gluon, ein Eichteilchen für QCD, trägt zwei Farbladungen für QCD und hat somit ein Antiteilchen. Das Gluon kann jedoch nicht als bloßes Teilchen existieren, sondern nur in einem Quarkplasma oder einer Vakuumblase, oder als Gluonkette oder Gluonball (ein Plasma von Gluonen ohne Nettofarbladung). Eine Gluonenkette kann den gleichen Quantenzustand wie ein Graviton haben, und zwar im AdS

CFT-Physik ist ein Graviton.

Ich lasse diese Aussage über Antigravitonen irgendwie fliegen. Das Graviton hat kein Antiteilchen, ebenso wie das Photon kein Antiteilchen hat. Photonen und Gravitonen haben Quantenzahlen, die sich auf ihren Spin und ihre Polarisation beziehen. Sie tragen keine Eichladungen, und das definiert ein Antiteilchen. Das Gluon, ein Eichteilchen für QCD, trägt zwei Farbladungen für QCD und hat somit ein Antiteilchen. Das Gluon kann jedoch nicht als bloßes Teilchen existieren, sondern nur in einem Quarkplasma oder einer Vakuumblase, oder als Gluonkette oder Gluonball (ein Plasma von Gluonen ohne Nettofarbladung). Eine Gluonenkette kann den gleichen Quantenzustand wie ein Graviton haben, und zwar im AdS

CFT-Physik ist ein Graviton.

Autsch! Es handelt sich nicht nur um Schallwellen in erster Näherung in perfekten Flüssigkeiten, es gibt auch nicht offensichtliche Zusammenhänge zwischen Modell und Kausalität:

“Betrachten Sie eine perfekte Flüssigkeit im Kontext der Speziellen oder Allgemeinen Relativitätstheorie mit der Zustandsgleichung p/c2 = w&rho, die den Druck p mit der Energiedichte &rho in Beziehung setzt.

Wenn w konstant ist, ist die Schallgeschwindigkeit gegeben durch c_s^2/c^2 = 1/c^2 dp/d&rho = w , (1) und wenn w langsam variiert, ist dies immer noch eine gute Näherung.

So kann man c_s^2 > c^2 leicht erhalten: Setze einfach w > 1 in der makroskopischen Beschreibung, dh sei p/c^2 > &rho > 0. Dann liegen die Schallkegelgeschwindigkeiten außerhalb der Lichtkegelgeschwindigkeiten in alle Richtungen1 auf jeden Fall, und Flüssigkeitswellen können sich mit Geschwindigkeiten bis einschließlich dieser überlichtschnellen Schallgeschwindigkeit ausbreiten. Das ist natürlich alles andere als gewöhnlich. Es stimmt mit nichts überein, was bisher in der realen Welt erlebt wurde. Aber verursacht es ernsthafte Probleme in Bezug auf Kausalverletzungen oder Lorentz-Invarianz, makroskopisch betrachtet?”

Und das Papier argumentiert weiter, dass die Argumente für superluminale Signale falsch sind. Das Problem ist, wie man den richtigen Rahmen auswählt:

“Dieser Aspekt des Angebots beinhaltet keine physische Verletzung. Lorentz-invariante Theorien können nicht nur, sondern müssen, um einige Aspekte der Realität zu modellieren, nicht-lorentz-invariante Lösungen haben (sonst wären normale Schallwellen nicht
auch erlaubt). Die Invarianz bildet dann eine Lösung auf eine andere ab, nicht auf sich selbst. In Ruhesystemen anderer Beobachter werden in diesem Fall die kausalen Grenzen wieder durch die Schallkegelgeschwindigkeit der Flüssigkeit und nicht durch den Lichtkegel bestimmt. Es gibt keine Möglichkeit, ein Signal in die eigene Vergangenheit zu senden, solange kein Signal und kein Beobachter außerhalb des Schallkegels wandert, also ist dieser Kegel selbst die Ursache
Begrenzungskegel.”

“Wie im Fall von Theorien über unterschiedliche Lichtgeschwindigkeiten (siehe zB Lit. [26] für eine Diskussion) muss man die Physik als Ganzes berücksichtigen, wenn man Theorien über die Überlichtgeschwindigkeit der Schallgeschwindigkeit vorschlägt, man kann nicht einfach an einigen herumbasteln Teil der Physik, ohne an die Konsequenzen für das Ganze zu denken.”

Kann mir jemand sagen, wo ich eine vollständige Beschreibung der Stringtheorie bekomme?

Die folgende Website ist ein anständiger Überblick über das Thema

An Amy Teitel:
Ich bin sicher, Sie wollten sagen “Sterne, Planeten (keine Flugzeuge) und Galaxien”, nicht wahr? Bitte überprüfen Sie immer Ihre RECHTSCHREIBUNG, bevor Sie Ihre Artikel veröffentlichen. Ich habe diese Art von Fehler in mehreren Ihrer vorherigen Kommentare gesehen und dies führt zu unnötiger Verwirrung bei den Lesern. Vielen Dank.

An Torbjörn Larsson:
Ich glaube, dass viele UniverseToday-Leser inzwischen wissen, dass Sie durch Ihre regelmäßigen Kommentare auf dieser Seite über ein breites Wissen in Astrophysik verfügen. Es wäre jedoch klug von Ihnen, diese komplizierten mathematischen Gleichungen nur für sich zu behalten. Die meisten Leser freuen sich sicherlich über eine detaillierte Erklärung, die das Thema im Allgemeinen klarstellt, aber sie können sich nicht weniger um bedeutungslose abstrakte Gleichungen im Kontext Ihrer Kommentare kümmern. Vielen Dank.

Bei allem Respekt, einige von uns verstehen Torbjorns Gleichungen und wissen seinen Beitrag zu schätzen. Es ist nur schade, dass Disqus keine schöne Formatierung für Gleichungen bietet.

Ich bin sicher, dass es viele Leute gibt, denen seine Beiträge zu ausführlich sind, aber mein Rat an sie wäre, seine Beiträge zu überfliegen – keine besonders schwierige Aufgabe für den anspruchsvollen Kommentarleser.

Wenn Sie wirklich ein Problem mit seinen Beiträgen haben, sollten Sie es einem Moderator melden. – Ich bin sicher, die Mitarbeiter von UT (die Sie wegen leicht gemachter Rechtschreibfehler beleidigen) werden Ihre Beschwerden gerne ignorieren.

LOL! Liebe diesen letzten Satz!

…aber es ist mir egal, dass bedeutungslose abstrakte Gleichungen im Zusammenhang mit Ihren Kommentaren immer und immer wieder vorkommen. Vielen Dank

Bitte frage ihn nicht, ob er platt und aktuell ist. manche Leute beschäftigen sich mit dem Thema und freuen sich über eine eingehende Antwort.

Junovidor, seufz, in gewisser Weise hast du recht, aber du kamst sicherlich ein bisschen blöd rüber. Ich kann Torbjorns Gleichungen nicht lesen, aber ich wünschte, er würde versuchen, damit klar zu kommen. Was Rechtschreibfehler angeht, dies ist ein Blog. Das hast du wohl übersehen. Kein veröffentlichter, peer-reviewed Text. Nehmen Sie zum Beispiel Ihre Schreibweise von Kommentaren… mit einem zusätzlichen ‘m’. Wir alle tun es. Nimmt einfach einen etwas offeneren Ansatz, um die Artikel ungeachtet der Wertschätzung zu schätzen.

Die korrekte Schreibweise des Wortes Kommentar ist mit TWO ‘m’, also gibt es kein zusätzliches ‘m’, wie Sie in Ihrer Antwort erwähnt haben. Schauen Sie dazu einfach in einem Wörterbuch nach.
Komet ist das Wort mit nur einem ‘m’ und wenn es perfekt in den Bereich der Themen passt, die auf der Seite von UniverseToday’ diskutiert werden.
Außerdem sollten meine Kommentare niemanden beleidigen, sondern auf ein paar Dinge aufmerksam machen, die, wenn sie häufiger als erwartet passieren, einfach die Aufmerksamkeit und das Vergnügen vom Lesen ablenken. Jedenfalls keine harten Gefühle auf meiner Seite.

Nun, vielleicht sehe ich doppelt, aber in Ihrem ersten Kommentar gibt es 3, zähle ’em, DREI m’s im Wortkommentar in Ihrem ersten Absatz. Sag einfach ’. Keine harten Gefühle!

Die Gleichungen von Torbjorn Larsson und Lcrowell sind eigentlich sehr interessant und bereichern das Forum. Vielleicht sind Sie nicht interessiert, aber das bedeutet nicht, dass nicht alle interessiert sind.

Ich stimme mit Ihnen ein. Oft ist es schwer, mich mit LC’s und Torbjorn’s Mathe zurechtzufinden, aber es ist eine großartige Übung für die graue Substanz. Außerdem ist es sehr einfach, zu den Erklärungen zu überspringen, wenn es mir über den Kopf geht. Lass das wissenschaftliche Zeug kommen!

Auf Fehler hinzuweisen ist cool, aber sei nett dabei. Außerdem glaube ich nicht, dass irgendjemand ‘planes’ lesen und denken würde “wow, es gibt Flugzeuge im Weltraum?”.

Sie können auch tun, was ich tue, wenn Torbjorns Mathematik zu komplex für Sie ist, und das ist, seinen Beitrag zu überspringen. Ich verstehe nicht, warum Sie alles tun müssen, um eine große Sache daraus zu machen. Außerdem weiß ich, dass es hier viele Leser mit mathematischen Neigungen gibt.

Wenn Sie diese Dinge jedoch ärgern, sollten Sie sich bewusst sein, dass Ihr Beitrag viel nerviger ist als alles, was Sie erwähnt haben. Also, weißt du, vielleicht einfach nur chillen.

Kann jemand kurz erklären, wie Schallwellen und Schallgeschwindigkeit dazu kommen? Ich war überrascht, sie überhaupt in dieser Diskussion auftauchen zu sehen!

Das Universum war damals sehr kompakt. So kompakt, dass man es als eine große feste/flüssige/gasförmige Kugel betrachten könnte. Materie, die aneinander stößt, ist im Grunde genommen gesund.

Eines der interessanten Dinge an Wellen ist, dass die Welle selbst diese Geschwindigkeit überschreiten kann, obwohl die aufeinanderprallenden Materien die Lichtgeschwindigkeit nicht verletzen. (z.B. Wechselstrom, die Elektronen bleiben innerhalb der Welle an Ort und Stelle und bewegen sich nicht wirklich, aber das Signal als Welle bewegt sich sehr, sehr schnell. Das gleiche gilt für Wasserwellen.)

Ein ‘oops’ hier…nein, Wellen aller Art können die Lichtgeschwindigkeit NICHT überschreiten. Dies würde gegen die Spezifikation ‘weder Materie noch Informationen’ in der TofR verstoßen. Aufgrund von Wahrscheinlichkeiten, die Elektronen bewohnen, besteht die geringe Möglichkeit von FTL-Elektronenplatzierungswahrscheinlichkeiten bei Atomen, die mit nahezu Lichtgeschwindigkeit kreuzen, aber nein, normalerweise passiert dies nicht. Sagt noch jemand, wie der Ton hier reinkommt?

Es muss darauf hingewiesen werden, dass die Inflation uns nichts über den Ursprung des Universums sagt. Inflation trat zu einer Zeit auf, in der die Raumzeit klassisch oder nicht quantenmechanisch war. Es gab dann eine frühere Episode, in der die Raumzeit selbst in irgendeiner Weise quantisiert wurde. Diese Vorperiode ist Gegenstand der theoretischen Forschung.

Die Grundgleichung der Kosmologie ist die Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker-Gleichung (FLRW). Dies kann mit Hilfe der Newtonschen Mechanik und der Gravitation verstanden werden.Einige Leute mögen dies als zu mathematisch einwenden, aber wenn Sie sich für Astronomie interessieren, ist es ratsam, mit der Newtonschen Mechanik vertraut zu sein. Der zweite Hauptsatz der Mechanik von Newton besagt, dass die Kraft auf einen Körper gleich seiner Masse mal der Beschleunigung F = ma ist. Das Gravitationsgesetz lautet, dass die Kraft auf einen Körper der Masse m durch eine andere Masse M

die gleich der Kraft ist, die die Masse m auf die andere Masse M im radialen Abstand r ausübt. Also setzen wir sie zusammen, um die vollständige Gleichung zu erhalten

wobei die Beschleunigung a = dv/dt ist — eine kleine Differentialrechnung. Der Arbeits-Energie-Satz der Elementarphysik sagt uns, dass die über eine Strecke verschobene Kraft gleich der kinetischen Energie ist. Also schreiben wir dies als ?F•dr und verwenden dr = (dr/dt)dt (Kettenregel in der Infinitesimalrechnung) = -vdr (Bewegung ist negativ r Richtung = Anziehung) und erhalten

Wir erkennen (1/2)v^2 als „Energie pro Masse“ und dies entspricht der Änderung des Potentials.

Wir können diese Gleichung in eine kosmologische Gleichung umwandeln. Wir betrachten die Entfernung zu einer Galaxie r = ax, wobei a ein Skalierungsfaktor ist, mit dem das Linealmaß x verschoben wird, um eine Entfernung r zu erhalten. Wir haben dann, dass die gesamte Dynamik im Skalierungsfaktor enthalten ist, also v = (da/dt)x, was wir als a’x schreiben, die Primzahl bezeichnet eine Zeitableitung. Die obige Gleichung wird

Die Masse M ist die gesamte Masse der Galaxien in einem Volumen V = (4?/3)r^3 = (4?/3)(ax)^3. Also ist die Masse M gleich der Massendichte (Masse-Energie) in einem Volumen oder M = ?V und diese Gleichung lautet dann

Dies ist die FLRW-Gleichung für die Kosmologie, bei der die Bewegung des Raumes durch einen Skalenfaktor a gegeben ist, der sich mit der Zeit entwickelt. Dies ist ein Hamilton-Operator (Energiegleichung), der die Dynamik regelt.

Der Hamilton-Operator für den Skalenfaktor a in FLRW mit allgemeiner Relativitätstheorie ist allgemeiner

was hat unterschiedliche Lösungen für unterschiedliche Dichten?. Der Faktor – k/a^2 ist ein Krümmungsterm, wobei k = 1 bedeutet, dass der Raum eine Kugel ist, k = 0 ist flach und unendlich und k = -1 bedeutet, dass es sich um eine hyperbolische Sattelform handelt. Dies führt zu einer dynamischen Bewegungsgleichung als Hamilton-Operator für k = 0 for

Für eine konstante Dichte ? = ?/(8?G), ? die kosmologische Konstante, die eine konstante Masse-Energie im Vakuum widerspiegelt. Diese Lösung ist eine Exponentiallösung

das ist die inflationäre Lösung. Der Raum dehnt sich mit der Zeit exponentiell aus, was eine beschleunigte Expansion beinhaltet, die ebenfalls zunimmt. Der gegenwärtige Zustand des Universums ist von dieser Art, wo es eine dunkle Energie (Vakuumenergie oder Quantennullpunktenergie) gibt, die eine größere Dichte hat als die Massenenergie von Dingen wie Galaxien und sogar dunkler Materie.

Die frühe Inflationsperiode war eine Epoche mit einer weitaus größeren Vakuumenergie, die 10^<110>mal höher war als sie derzeit ist. Die exponentielle Expansion durchlief 63 Efolds, oder für die Zeit so, dass exp(sqrt<8?G?/3>t)

e^<63>. Dies hat den Raum enorm gedehnt, was bedeutet, dass die früheren Anfangsdaten des Universums vor der Inflation auf riesige Rotverschiebungswerte gedehnt werden.

Sehr schön, die Friedmann-Gleichung nur mit der Newtonschen Mechanik herzuleiten!

1) In der “(a’x)^2 = GM/ax.” fehlt nicht ein Faktor von (1/2) auf der linken Seite?

2) Was möchten Sie sagen, wenn Sie “Hamiltonisch” die Gleichung “(a'/a)^2 = 8?G?/3 “? Die obige Gleichung sieht nicht wie eine Hamilton-Funktion aus (für alle Leser: Eine Hamilton-Funktion ist eine Funktion von Impuls und Ort, die gleich der Summe aus kinetischer und potentieller Energie ist)

3) Dunkle Energie mit ihrer konstanten Energiedichte in einem expandierenden Universum ist nicht die eklatanteste Verletzung der Energieerhaltung?

Ich habe tatsächlich einen Faktor von der Hälfte verpasst, den ich geändert habe. Dies hatte keinen Einfluss auf den Rest der Berechnung. Ich habe den Hamilton-Operator auch explizit mit H = 0 geschrieben.

Was die Energieverletzung betrifft, so hat diese Gleichung mit der Erhaltung der Energiedichte zu tun. Es ist auch auf einem unendlichen Raum R^3 verteilt. Das Thema Energieeinsparung ist also etwas versteckt. Energieerhaltung ist in der Allgemeinen Relativitätstheorie „lustig“. Er ist nur dann explizit definiert, wenn eine Symmetrie der Raumzeit entlang der Zeitrichtung vorliegt, die einen konstanten zeitähnlichen Impulsvektor definiert. Diese Symmetrie wird Killing-Vektor genannt. Raumzeit-Kosmologien haben dies nicht explizit. Um tiefer in die Materie einzusteigen, müssen die Krümmungen und Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie aufgearbeitet werden. Der Spannungs-Energie-Tensor enthält einen Term ? + p, wobei der Druckterm für die de Sitter-Raumzeit p = -? Dieser Unterdruck kann gewissermaßen als Arbeitsentzug angesehen werden, denken Sie an pdV = NkdT = dS = Entropiedifferenz, die die Energieerzeugung aus der konstanten Vakuumenergiedichte unter Raumausdehnung verhindert.

Es ist ziemlich bemerkenswert, dass die FLRW-Raumzeitphysik in einem Modell erster Ordnung diskutiert werden kann, indem nur die Newtonsche Mechanik verwendet wird. Wenn Newton sich des expandierenden Universums bewusst gewesen wäre, hätte er dies tatsächlich aufarbeiten können.

Wenn Erhaltungssätze von Symmetrien herrühren, wie die Erhaltung der Energie aus der Zeit “Translationen” in der Raumzeit (wenn ich das richtig verstehe, bedeutet dies, dass sich die Geometrie des Raums nicht in der Zeitrichtung ändert)…

… und da Gravitationswechselwirkungen im Allgemeinen nicht zeitsymmetrisch sind (außer Sonderfällen wie den Minkowski-, Scharwrzchild- und Kerr-Raumzeiten, die sich nicht in der Zeitrichtung ändern)…

… dann im allgemeinen Fall die Schwerkraft die Energieerhaltung verletzt?

… und der Grund, warum wir so etwas nicht im Labor gemessen oder im nahen Universum beobachtet haben, liegt darin, dass die Gravitationswechselwirkung sehr schwach ist und in üblichen astrophysikalischen Situationen die Scharwzchild-Lösung eine ausgezeichnete Annäherung an das Gravitationsfeld von Sternen ist , Planeten usw. und diese Raumzeit ändert sich nicht mit der Zeit?

Radialsymmetrische Schwerefelder haben zeitähnliche Isometrien oder Killing-Vektoren. Schwarze Löcher und gewöhnlichere Gravitationsfelder sparen also Energie. Schwerewellen schaffen es auch, Energie zu sparen. Mit Krümmungstensoren ist ein bisschen Mathematik verbunden. Der Riemannsche Krümmungstensor ist die Summe der Weyl-Krümmung und der Ricci-Krümmung. Wie diese Summe gebildet wird, ist etwas kompliziert. Die Weyl-Krümmung ist eine volumenerhaltende Form der Krümmung. Wenn Sie eine Kugel in zwei Dimensionen haben, die ein Volumen umschließt, ist die Weyl-Krümmung so, dass sich die Kugel mit der Entwicklung der Raumzeit oder der Bewegung von Punkten auf und innerhalb dieser Kugel auf einer Geodäte verformen kann, aber das Volumen bleibt konstant. Stellen Sie sich vor, dass es an jedem Punkt der Kugel Testmassen gibt, und nehmen Sie die Grenze, die die Masse auf Null geht. Die Ricci-Krümmung bewahrt das Volumen nicht. Wenn Sie eine kugelförmige Staubhülle um die Erde, einen Stern oder ein Schwarzes Loch legen, fallen die Staubpartikel nach innen und ziehen das Volumen zusammen, das sie einschreiben.

Es gibt eine elegante Mathematik, die von Penrose, Petrov und Pirani entwickelt wurde. Die Weyl-Krümmung ist eine Art von Operator oder Maschine, die auf Killing-Vektoren einwirkt, um Eigenwerte zu ergeben. Die Algebra dieses Systems beschreibt das PPP-System der Raumzeittypen. Einige dieser Lösungstypen sind die D-Typen für Schwarze Löcher, die I-, II- und III-Typen (Robinson-Trautman-Räume) und Typ-N-Räume für Schwerewellen. Dies kann man sich physikalisch als den Nahfeldterm, das Schwarze Loch, den Fernfeldterm als Gravitationswellen und Zwischensymmetrien vorstellen. Dies ist vergleichbar mit den Nah- und Fernfeldlösungen der Maxwell-Gleichungen.

Kosmologien beschreiben die Ausdehnung des Weltraums. Wenn Sie also eine kugelförmige Hülle aus Staubpartikeln in eine Kosmologie bringen, die nicht gravitativ aneinander gebunden sind, wird diese Hülle ihr Volumen erweitern. Es gibt also keine Weyl-Krümmung, die eine zeitähnliche Isometrie ergibt. Bei einer kugelsymmetrischen Gravitation, beispielsweise einem Schwarzen Loch, wird die Lösung durch Bereiche definiert, die die Masse nicht einschließen. Dies ist in der Technik der Verwendung von Gaußschen Oberflächen im Elektromagnetismus ähnlich.

Symmetrie ist wichtig, um eine Erhaltungsgröße zu definieren. Emmy Noether hat zu Beginn des letzten Jahrhunderts einen allgemeinen Satz erarbeitet. In der klassischen Mechanik kann man sich den Impuls als Generator einer Positionsänderung vorstellen. Hat der Raum homogene Symmetrie, hat er also keine unterscheidenden Eigenschaften von Punkt zu Punkt, bleibt der Impuls erhalten. Das gleiche gilt mit der Zeit, wenn Zeitübersetzungen unter Neuskalierung oder Reparametrisierung invariant sind, dann wird Energie gespart. Ist der Raum unter Rotationen isotrop, so bleibt der Drehimpuls erhalten. Diese definieren konjugierte Paare von Observablen oder Variablen:

die in der klassischen Mechanik Poisson-Klammerstrukturen und in einer quantisierten Einstellung die Kommutatoren von Variablen definiert, die ihre Unsicherheitsbeziehungen angeben.

1) eine Gruppe massiver und dichter Objekte, die durch die Schwerkraft gebunden sind, wie ein Sternhaufen oder zwei schwarze Löcher, die sich umkreisen?

2) Mikroschwarze Löcher, die aus Teilchenbeschleunigern (oder kosmischen Strahlen) resultieren?

3) Ein akkretierendes Schwarzes Loch (die Masse nimmt zu, das Loch wächst also mit der Zeit)?

4) Ein kleines verdampfendes Schwarzes Loch (nahe dem Ende seines Lebens), das schnell schrumpft?

Ist in diesen Fällen die Raumzeit nicht zeitinvariant, so dass Energie nicht erhalten bleibt, oder übersehe ich etwas?

In diesen Fällen bleibt Masse-Energie wahrscheinlich erhalten, obwohl diese Systeme weniger Symmetrie haben, mit der man arbeiten kann, so dass es schwierig ist, eine ADM-Masse zu definieren. Ein System aus zwei Schwarzen Löchern in einer Umlaufbahn ist nicht integrierbar, und zwar nur annähernd, wenn die beiden Schwarzen Löcher weit auseinander liegen und sich das System einer Newtonschen Situation nähert. Zwei sich eng umkreisende Schwarze Löcher werden Gravitationswellen erzeugen, und dies ist komplexer als ein integrierbares Newtonsches Zweikörpersystem. In der Newtonschen Mechanik sind n-Körpersysteme für n > 2 nicht in geschlossener Form lösbar, und in der Allgemeinen Relativitätstheorie sind für n > 1 generell nicht integrierbar. Man muss Störungsmethoden (parametrisierte post-Newtonsche) oder Numerik verwenden, um zu approximieren diese Systeme.

Quantenschwarze Löcher bewahren wahrscheinlich auch Masse-Energie, obwohl dieses System nur mit klassischen Rückreaktionen verstanden wird, die zur Behandlung des Schwarzen Lochs verwendet werden. Eine vollständig quantenmechanische oder quantenfeldtheoretische Behandlung von Schwarzen Löchern mit wenigen Planck-Massen ist in Verbindung mit Stringtheorie und Quanteninformation ein faszinierendes Thema. Ich verzichte darauf, hier darüber zu diskutieren, denn das ist ein sehr tiefgründiges und abstraktes Thema. Quantenschwarze Löcher, von denen angenommen wird, dass sie im LHC produziert werden, sind keine wirklichen schwarzen Löcher. Sie sind QCD-Systeme mit gewissen Entsprechungen zu AdS-Schwarzschild-Raumzeiten. Das bedeutet, dass Gluonketten oder Quark-Gluon-Plasmen kleine Quantenamplituden haben können, die Schwarzen Löchern entsprechen. Der LHC kann kein echtes zertifiziertes Schwarzes Loch produzieren, und all die Klapperfiguren des letzten Jahrzehnts darüber waren lächerlicher Unsinn.

“Unter normalen Umständen können Materie- und Antimaterieteilchen plötzlich auftauchen, bevor sie kollidieren und sich sofort vernichten”&#
Wie hier angedeutet, scheint das Universum alles im Gleichgewicht zu machen, daher würde ich erwarten, dass sich eine gleiche Anzahl von Materie- und Antimaterie-Teilchen bildet. Aber so wie ich es verstehe, würde die Theorie zur Erklärung, warum unser Universum so existiert, wie es ist, die Bildung zusätzlicher normaler Materie erfordern. Dieses Ungleichgewicht scheint einfach nicht richtig zu sein, aber wo könnte der Rest der Antimaterie geblieben sein? Könnte es da draußen irgendwo ein Antimaterie-Universum geben?

Menschen haben auch Billionen von Zellen und Chromosomen in verschiedenen Variationen

Stellen Sie sich vor, wie klein wir in diesem Universum sind, und multiplizieren Sie es mit 10 hoch Milliarde so viele Nullen



Schließen Sie sich unseren 836 Gönnern an! Sehen Sie keine Werbung auf dieser Website, sehen Sie sich unsere Videos frühzeitig an, spezielles Bonusmaterial und vieles mehr. Besuchen Sie uns auf patreon.com/universetoday


Homogenes statisches Universum

Betrachten Sie ein unendliches homogenes statisches Universum mit einer konstanten Massendichte $ ho$. Wenn wir die Kraft auf ein an einem bestimmten Punkt befindliches Testteilchen nach dem Newtonschen Gravitationsgesetz berechnen würden. Es wäre logisch, aus einem Symmetrieargument zu schließen, dass die Kraft auf das Teilchen null sein sollte. Aber stimmt das? Denn wie wir wissen, hängt die Kraft auf dieses Teilchen davon ab, wie wir die Massenbeiträge im Universum addieren. Eine Methode zur Berechnung der Kraft ergibt also eine Nettokraft von 0 auf das Teilchen, und eine andere Methode ergibt eine Nettokraft in einer bestimmten Richtung. Tatsächlich können wir, je nachdem, wie wir die Summe bilden, zu dem Schluss kommen, dass das Teilchen jeder Kraft ausgesetzt sein kann, sogar einer unendlichen Kraft.

Wie wird dieses Problem gelöst? Aus mathematischer Sicht sollte es eine Lösung geben.


Warum die letzte große Vorhersage der kosmischen Inflation fehlschlagen kann

Bildnachweis: Bock et al. (2006, astro-ph/0604101) Modifikationen von E. Siegel.

Eine der größten wissenschaftlichen Errungenschaften des frühen 20. Jahrhunderts war die Entdeckung des expandierenden Universums: dass im Laufe der Zeit entfernte Galaxien von uns zurücktreten, da sich der Raum zwischen uns gemäß Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie ausdehnt. Mitte des 20. Jahrhunderts kam die großartige Idee auf, dass, wenn das Universum heute größer und kühler wird, es früher kleiner, heißer und dichter war: der Urknall. Der Urknall machte ein paar zusätzliche Vorhersagen:

  • es würde ein großes kosmisches Strukturnetz geben, mit kleinen, mittleren und großen Strukturen, die in bestimmten Mustern zusammengeballt sind,
  • es gäbe ein übrig gebliebenes Strahlungsglühen aus dem frühen Universum, das auf nur wenige Grad über dem absoluten Nullpunkt abgekühlt ist,
  • und es gäbe einen bestimmten Satz von Verhältnissen für die leichtesten Elemente im Universum, für die verschiedenen Isotope von Wasserstoff, Helium und Lithium.

Bildnachweis: NASA / WMAP-Wissenschaftsteam über die Entdeckung des CMB im Jahr 1965 durch Arno Penzias und Bob. [+] Wilson.

In den 1960er und 1970er Jahren wurden diese Vorhersagen alle mit unterschiedlicher Genauigkeit bestätigt, und der Urknall wurde überwältigend als die führende Theorie darüber akzeptiert, wo alles, was wir im Universum wahrnehmen und erkennen können, seinen Ursprung hat. Aber es gab ein paar Fragen, die beim Urknall unbeantwortet blieben, ein paar Phänomene, die in diesem Rahmen völlig ungeklärt waren.

  1. Warum war das Universum das? genau überall gleiche Temperatur?
  2. Warum war das Universum räumlich so flach, warum balancieren sich Expansionsrate und Materie-/Energiedichte so perfekt aus?
  3. Wenn das Universum schon früh so hohe Energien erreichte, warum haben wir dann nicht die stabilen Relikte gesehen, die von ihm im gesamten Universum verbreitet werden sollten?

Bildnachweis: E. Siegel, aus seinem Buch Beyond The Galaxy. Wenn diese drei verschiedenen Raumregionen . [+] hatte nie Zeit zum Thermalisieren, zum Austausch von Informationen oder zum Übertragen von Signalen, warum haben sie dann alle die gleiche Temperatur?

Wenn sich das Universum nach den Regeln der Allgemeinen Relativitätstheorie ausdehnt, gibt es keinen Grund zu erwarten, dass Raumregionen, die durch Entfernungen größer als die Lichtgeschwindigkeit getrennt sind, miteinander verbunden sind, geschweige denn die gleiche exakte Temperatur. Wenn Sie den Urknall bis zu seinem logischen Abschluss zurückführen – in einen unendlich heißen, dichten Zustand – gibt es keine Möglichkeit, Antworten auf diese Fragen zu finden. Man muss nur sagen, "so wurde es geboren", und das ist aus wissenschaftlicher Sicht völlig unbefriedigend.

Aber es gibt noch eine andere Möglichkeit. Vielleicht gab es, anstatt das Universum nur im Moment des Urknalls mit diesen Bedingungen geboren zu haben, ein frühes Stadium, das Konfiguration diese Bedingungen und das heiße, dichte, sich ausdehnende und abkühlende Universum, aus dem wir entstanden sind. Dies wäre eine Aufgabe für Theoretiker: herauszufinden, welche möglichen Dynamiken die Bühne für den Urknall bereiten könnten mit diese Bedingungen eintreten. 1979/1980 brachte Alan Guth die revolutionäre Idee vor, die unsere Denkweise über die Ursprünge unseres Universums verändern sollte: kosmische Inflation.

Bildnachweis: Alan Guths Notizbuch von 1979, getwittert über @SLAClab von . [+] https://twitter.com/SLAClab/status/445589255792766976.

Indem wir postulierten, dass dem Urknall ein Zustand vorausging, in dem das Universum nicht mit Materie und Strahlung gefüllt war, sondern mit einer riesigen Menge Energie dem Raumgefüge selbst innewohnend , konnte Guth all diese Probleme lösen. Darüber hinaus traten im Verlauf der 1980er Jahre weitere Entwicklungen auf, die deutlich machten, dass inflationäre Modelle das gesehene Universum reproduzieren können:

  • um es mit Materie und Strahlung zu füllen,
  • das Universum isotrop zu machen (in alle Richtungen gleich),
  • das Universum homogen zu machen (an allen Orten gleich),
  • und ihm einen heißen, dichten, sich ausdehnenden Zustand zu geben,

Es gab eine ganze Reihe von Modellklassen, die dies tun konnten, wie sie von Andrei Linde, Paul Steinhardt, Andy Albrecht entwickelt wurden, mit zusätzlichen Details, die von Leuten wie Henry Tye, Bruce Allen, Alexei Starobinskii, Michael Turner, David Schramm, Rocky Kolb ausgearbeitet wurden und andere. Aber die einfachsten – diejenigen, die das Problem gelöst und die am wenigsten freie Parameter -- fiel in nur zwei Kategorien.

Bildnachweis: Ethan Siegel, mit dem Diagrammtool von Google. Die zwei einfachsten Klassen von inflationären . [+] Potenziale, mit chaotischer Inflation (L) und neuer Inflation (R).

Dort war neue Inflation, wo man ein Potential hatte, das oben sehr flach war und das Inflatonfeld „langsam nach unten rollen“ konnte, um den Boden zu erreichen, und da war chaotische Inflation, wo Sie ein U-förmiges Potenzial hatten, das Sie wiederum langsam abrollen würden.

In beiden Fällen würde sich Ihr Raum exponentiell ausdehnen, flach gestreckt sein, überall die gleichen Eigenschaften haben, und wenn die Inflation vorbei wäre, würden Sie ein Universum zurückbekommen, das unserem sehr ähnlich ist. Außerdem würden Sie ebenfalls sechs zusätzliche, neue Vorhersagen herausholen, die alle zu diesem Zeitpunkt noch nicht beobachtet worden waren.

  1. Ein perfekt flaches Universum . Da die Inflation diese schnelle, exponentielle Expansion verursacht, nimmt sie die Form des Universums an und dehnt es auf enorme Ausmaße aus: auf viel, viel größere Ausmaße, als wir beobachten können. Als Ergebnis ist der Teil, den wir sehen sieht aus nicht von flach zu unterscheiden, genauso wie der Boden vor Ihrem Fenster flach aussehen mag, aber er ist tatsächlich Teil der gesamten, gekrümmten Erde. Wir können einfach nicht genug sehen, um zu wissen, was die wahre Krümmung tatsächlich ist.
  2. Ein Universum mit Schwankungen auf Skalengrößer als Lichthätte hinüberfahren können. Inflation – indem sie den Raum des Universums exponentiell ausdehnt – führt dazu, dass das, was in sehr kleinen Maßstäben passiert, auf viel größere gesprengt wird. Dazu gehören Quantenfluktuationen, die normalerweise im leeren Raum an Ort und Stelle fluktuieren.Aber während der Inflation werden diese kleinen Energiefluktuationen dank der schnellen, exponentiellen Expansion über das Universum auf gigantische, makroskopische Skalen ausgedehnt, die das gesamte sichtbare Universum überspannen sollten!
  3. Ein Universum mit einer maximalen Temperatur von nicht beliebig hoch. Wenn wir den Urknall bis zu beliebig hohen Temperaturen und Dichten zurückführen könnten, würden wir Beweise dafür finden, dass das Universum einst erreicht hat mindestens die Temperaturskala, bei der die Gesetze der Physik zusammenbrechen: die Planck-Skala oder um Energien von 10 19 GeV. Aber wenn Inflation aufgetreten ist, muss sie auf niedrigeren Energieskalen aufgetreten sein, mit dem Ergebnis, dass die maximale Temperatur des Universums nach der Inflation eine Energieskala unter 10 19 GeV betragen muss.
  4. Ein Universum, dessen Schwankungenadiabatisch oder mit gleicher Entropieüberall . Fluktuationen können verschiedene Arten haben: adiabat, isokurvatur oder eine Mischung aus beiden. Die Inflation prognostizierte, dass diese Schwankungen zu 100 % adiabat sein sollten, was bedeutet, dass detaillierte Messungen der Typen der Quantenfluktuationen, mit denen das Universum begann, sollten Signaturen im Mikrowellenhintergrund und in der großräumigen kosmischen Struktur aufdecken.
  5. Ein Universum, in dem das Spektrum der Fluktuationen nur leicht weniger als eine Skaleninvariante (neinso < 1) Natur . Dies ist ein großer! Natürlich sagt die Inflation im Allgemeinen voraus, dass diese Schwankungen skaleninvariant sein sollten. Aber es gibt einen kleinen Vorbehalt oder eine Korrektur: Die Form der Inflationspotenziale, die funktionieren – ihre Steigungen und Konkavitäten – beeinflusst das Spektrum der Schwankungen fährt ab von perfekter Skaleninvarianz. Die beiden einfachsten Klassen von Inflationsmodellen, neue Inflation und chaotische Inflation, geben Vorhersagen für neinso die typischerweise den Bereich zwischen 0,92 und 0,98 abdecken.
  6. Und schließlich ein Universum mit einem bestimmten Spektrum von Gravitationswellenfluktuationen . Dies ist der letzte und der einzige größere, der hat nicht noch bestätigt worden. Einige Modelle – wie das einfache chaotische Inflationsmodell – liefern Gravitationswellen großer Stärke (die Art, die von BICEP2 gesehen werden konnte), während andere, wie das einfache neue Inflationsmodell, Gravitationswellen sehr kleiner Stärke liefern können.

Bildnachweis: ESA und die Planck-Kollaboration.

In den letzten 35 Jahren haben wir unglaubliche Himmelsmessungen der Fluktuationen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds durchgeführt, von Skalen so groß wie das gesamte sichtbare Universum bis hin zu Winkelauflösungen von nur 0,07 ° . Als weltraumgestützte Satelliten im Laufe der Zeit immer leistungsfähiger wurden – COBE in den 1990er Jahren, WMAP in den 2000er Jahren und jetzt Planck in den 2010er Jahren – haben wir unglaubliche Einblicke in das Universum gewonnen, als es weniger als 0,003% seines aktuellen war Alter.

Bildnachweis: Sloan Digital Sky Survey (SDSS), einschließlich der aktuellen Tiefe der Vermessung.

In ähnlicher Weise sind groß angelegte Strukturuntersuchungen unglaublich allgegenwärtig geworden, wobei einige den gesamten Himmel abdecken und andere riesige Flecken in noch größeren Tiefen abdecken. Da der Sloan Digital Sky Survey die besten modernen Datensätze liefert, konnten wir die ersten fünf dieser sechs Vorhersagen bestätigen und die Inflation auf eine sehr solide Grundlage stellen.

  1. Es wird beobachtet, dass das Universum räumlich genau flach ist – mit einer Krümmung von 1, genau – mit einer Genauigkeit von 1,007 ± 0,0025, wie die großräumige Struktur des Universums am besten zeigt.
  2. Die Fluktuationen im kosmischen Mikrowellenhintergrund zeigen ein Universum mit Skalen, die bis zu und . reichen darüber hinaus der Horizont des beobachtbaren Universums.
  3. Die maximale Temperatur, die unser Universum je hätte erreichen können, wie die Schwankungen im kosmischen Mikrowellenhintergrund zeigen, beträgt nur

Diese letzte Zahl, neinso, ist wirklich sehr wichtig, wenn wir nach dem suchen wollen sechstes und letztes Inflationsvorhersage: Gravitationswellenfluktuationen.

Bildnachweis: NASA / WMAP-Wissenschaftsteam.

Das Spektrum der Schwankungen des Mikrowellenhintergrunds sieht heute wie die verschnörkelte Linie oben aus, aber es ist aus dem Zusammenspiel all der verschiedenen Energieformen im Laufe der Zeit entstanden, vom Ende der Inflation bis zum Alter des Universums von 380.000 Jahren. Sie wuchs aus den Dichteschwankungen am Ende der Inflation: die horizontale Linie. Nur, diese Zeile ist nicht ganz horizontal ist die Linie leicht geneigt, und die Steigung stellt die Abweichung des Spektralindex dar, neinso , ab 1.

Dies ist deshalb so wichtig, weil die Inflation eine spezifische Vorhersage für ein spezielles Verhältnis macht (r), wo r ist das Verhältnis der Gravitationswellenfluktuationen zum skalaren Spektralindex, neinso . Bei den beiden Hauptklassen von Inflationsmodellen – wie auch bei anderen Modellen – gibt es eine große Diskrepanz in dem, was r wird vorhergesagt.

Bildnachweis: Kamionkowski und Kovetz, erscheinen in ARAA, 2016, von . [+] http://lanl.arxiv.org/abs/1510.06042. Ergebnisse präsentiert bei AAS227.

Für chaotische Modelle, r ist typischerweise sehr groß: nicht kleiner als etwa 0,01, wobei 1 der maximal denkbare Wert ist. Aber für die neuen Inflationsmodelle r kann von so groß wie etwa 0,05 bis hin zu winzigen, winzigen Zahlen wie 10 -60 variieren! Aber diese verschiedenen r Werte sind oft mit spezifischen Werten für . korreliert neinso, wie Sie oben sehen können. Wenn neinso stellt sich tatsächlich heraus Sein der Wert, den wir derzeit am besten gemessen haben – 0,968 – dann die einfachsten Modelle, die Sie sowohl für chaotische Inflation als auch für neue Inflation aufschreiben können nur gib Werte von r die größer sind als etwa 10 -3 .

Wie Mark Kamionkowski in seinem Vortrag bei AAS (und basierend auf seinem Beitrag hier) berichtete, alle einfachen Modelle, die man aufschreiben kann, für den gemessenen Wert von neinso, bedeutet, dass r kann nicht von 10 -60 bis 1 reichen, sondern nur von 10 -3 bis 1. Und dies könnte in kurzer Zeit sehr, sehr problematisch sein, denn es gibt eine ganze Reihe von bodengestützten Vermessungen, die die Art von messen Signal, das messen kann r, bereits auf weniger als 0,09 beschränkt, wenn es größer oder gleich ist

Bildnachweis: Kamionkowski und Kovetz, erscheinen in ARAA, 2016, von . [+] http://lanl.arxiv.org/abs/1510.06042. Ergebnisse präsentiert bei AAS227.

Die durch Inflation erzeugten Gravitationswellenfluktuationen verursachen sowohl E-Mode- als auch B-Mode-Polarisationen, aber die Dichtefluktuationen (und neinso) erscheinen nur in den E-Modi. Wenn Sie also die B-Mode-Polarisationen messen, können Sie die Gravitationswellenfluktuationen kennenlernen und bestimmen r!

Daran arbeiten derzeit unter anderem Experimente wie BICEP2, POLARBEAR, SPTPOL und SPIDER. Es gibt B-Mode-Polarisationssignale, die durch Linseneffekte verursacht werden, aber wenn die Inflationsschwankungen größer als sind r

0,001 können sie in 5-10 Jahren durch die laufenden und geplanten Experimente gesehen werden.

Bildnachweis: Planck-Wissenschaftsteam.

Finden wir ein positives Signal für r, entweder eine chaotische Inflation (normalerweise wenn r > 0,02) oder eine neue Inflation (normalerweise für r < 0.04, und ja, es gibt Überschneidungen) könnte stark, stark bevorzugt werden. Aber wenn der Messwert für neinso bleibt das, wofür es jetzt gedacht wird, und nach einem Jahrzehnt haben wir uns eingeschränkt r < 10 -3 , dann sind die einfachsten Inflationsmodelle alle falsch. Das bedeutet nicht, dass Inflation falsch ist, aber es bedeutet, dass Inflation etwas komplizierter ist, als wir zuerst dachten, und vielleicht nicht einmal ein Skalarfeld.

Wenn die Natur unfreundlich zu uns ist, wird uns die letzte große Vorhersage der kosmischen Inflation – die Existenz ursprünglicher Gravitationswellen – für viele Jahrzehnte schwer fassbar sein und weiterhin unbestätigt bleiben.

Der vorstehende Artikel basierte teilweise auf Informationen, die während des 227. Treffens der American Astronomical Society gesammelt wurden, von denen einige möglicherweise unveröffentlicht sind.