Evrensel şişme, kozmik enflasyon veya kozmolojik enflasyon, evren biliminde erken evrendeki uzayın üstsel genişlemesiyle ilgili bir teoridir. Enflasyona maruz kalınan çağ büyük patlamadan 10−36 saniye sonra 10−33 ile 10−32 saniyeleri arasında sürdü. Sonraki dönemde, evren genişlemeye devam etti ancak genişleme oranı düştü.
Enflasyon teorisi 1980'li yılların başlarında geliştirilmiştir. Bu evrenin büyük ölçekli yapısının kökenini açıklar. Mikroskobik enflasyona maruz kalan bölgelerdeki kuantum dalgalanmalar kozmik boyutu büyüttü. Evrendeki yapıların gelişimi için tohumlar oluştu. (Galaksi oluşumuna, yapısına ve evrilmesine bakın.) Birçok fizikçi enflasyonun; neden evrenin her yönde eşit dağıldığını, neden kozmik mikrodalga arka plan ışımaların eşit bir şekilde dağıldığını, neden evrenin düz olduğunu ve neden manyetik tek kutbun gözlemlenemediğini açıkladığına inanıyorlar.
Detaylı parçacık fiziği mekanizmasının enflasyondan sorumlu olup olunmadığı bilinmemektedir. Temel enflasyonist paradigması birçok fizikçi tarafından kabul edilmiştir. Birçok fizikçi bu tahminlerin gözlemlerle doğrulandığına inanmaktadırlar. Ancak bilim adamlarının önemli bir azınlığı bu noktada karşıt düşüncededirler. Enflasyondan sorumlu olan kuramsal alan inflation olarak adlandırılır.
2002 yılında, teorinin orijinal mimarlarından M.I.T'den Alan Guth, Stanford Üniversitesi'nden ve Princeton Üniversitesi'nden Paul Joseph Steinhardt prestijli Dirac Ödülü'nü kozmolojideki enflasyon konseptini geliştirdikleri için paylaştılar.
Genel Taslak
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTlrTDJSaUwwaHBjM1J2Y25sZmIyWmZkR2hsWDFWdWFYWmxjbk5sTG5OMlp5ODFOVEJ3ZUMxSWFYTjBiM0o1WDI5bVgzUm9aVjlWYm1sMlpYSnpaUzV6ZG1jdWNHNW4ucG5n.png)
Genişleyen evren genellikle kozmolojik ufuğa sahiptir. Dünya yüzeyinin eğriliği yüzünden evrenin sınırlarında benzer alışılmış ufukların izlerini gözlemciler görebilirler. Uzayın gözlemci ve obje arasının çok hızlı bir şekilde genişlemesiyle, ışık ya da diğer ışımalar kozmolojik ufuğun ötesindeki objeler tarafından emilir ve ışık hiçbir zaman gözlemciye ulaşamaz.
Dünyadan bakıldığında, Gözlemlenebilir evren gözlemlenemeyen evrene göre çok küçük bir kesittir. Evrenin diğer kısımları henüz dünya ile iletişim kuramaz. Evrenin bu parçaları mevcut kozmolojik ufuğun dışındadır. Standart sıcak big bang modelinde, enflasyon olmadan, kozmolojik ufuk dışarı doğru akar ve yeni bölgeleri görüş açısına sokar. Yerel bir gözlemci uzayda ilk defa bir bölgeyi gördüğünde durum gözlemci için daha önce gördüğü bölgelerden hiç de farklı değildir. İlk kez gördüğü bölgedeki arka plan radyasyonu ile diğer bölgelerdeki arka plan radyasyon sıcaklığı hemen hemen aynıdır ve uzay zaman eğriliği birbiri ardına gelişmektedir. Bu olay bir bize bir gizem sunar. Bu yeni bölgeler nasıl oluyor da eski bölgelerle aynı sıcaklık ve eğrilik değerine sahip oldu? Bu değerlere sinyaller sayesinde ulaşmış olamazlar çünkü daha önce onlar bizim baktığımız ışık konileri ile iletişim halinde değillerdi.
Enflasyon bütün bölgelerin büyük bir vakum enerjisi ile ya da kozmolojik sabiti ile bir önceki dönemin geldiğini varsayarak bu soruyu cevaplar. Kozmolojik sabiti ile bir uzay niteliksel olarak farklıdır: dışa doğru hareket etmek yerine, kozmolojik ufuk kıpırdamadan sabit kalır. Herhangi bir gözlemci için, kozmolojik ufka olan mesafe sabittir. uzayın katlanarak genişletilmesi ile, iki yakın gözlemciler çok hızlı bir şekilde ayrılır; o kadar ki, aralarındaki mesafenin hızla iletişim sınırlarını aştığını söyleyebiliriz. Mekansal dilim büyük miktarlar kapsayacak şekilde çok hızlı genişlemektedir. Bazı şeyler sürekli olarak mesafe ile sabitlenmiş olan kozmolojik ufkun ötesine doğru hareket eder ve her şey homojen bir hale gelir.
Enflasyon alanı yavaş yavaş uzayda gevşerken, kozmolojik sabit sıfıra gider ve uzay normal genişlemeye başlar. Normal bir genleşme aşamasında görünümüne giren yeni bölgeler enflasyon sırasında ufuk dışına itilen bölgelerle aynıdır ve böylece ufuk dışına itilen ve ufka yeni giren bölgeler aynı sıcaklık ve eğriliğe sahiptir çünkü ikisi de uzayın aynı küçük bölgesinden aynı yolu izleyerek gelmiştir.
Enflasyon teorisi farklı bölgelerin neden sıcaklık ve eğrilik değerlerinin neredeyse eşit olduğunu bu şekilde açıklar. Aynı zamanda sabit küresel bir zamanda bir uzay diliminin toplam eğriliğinin sıfır olduğunu öngörür. Bu öngörü evrendeki toplam sıradan maddelerin, toplam karanlık maddelerin ve toplam artık vakum enerjilerin hepsinin kritik yoğunluğa eklenmesinin zorunlu olduğu anlamına gelir. kadar eklemek zorunda anlamına gelir ve kanıtlarıyla bunu destekler. Daha çarpıcı olan ise, enflasyon fizikçilere enflasyon çağındaki kuantum dalgalanmalarından farklı bölgelerin sıcaklık farklılıklarını dakikalara göre hesaplamak için izin verir ve bu nicel tahminler birçok defa teyit edilmiştir.
Genişleyen Uzay
Uzayın katlanarak genişlediğini söylemek için bunun iki gözlemcinin birbirinden hızlanarak ayrıldığının anlamına geldiğini bilmemiz gerekir. Sabit koordinatlardaki bir gözlemci için bir gözlemci için enflasyonan evrenin bir parçası için aşağıdaki kutup ölçüsüne sahip olması gerekir.
Birkaç Homojensizlik kalıntısı
Kozmolojik enflasyon homojen olmayan düzensizlikleri, izotop olmayanları ve uzay eğriliğini dışarı doğru yumuşatmak gibi bir etkiye sahiptir. Bu evreni çok basit bir duruma iter. Bu durumda tamamen enflasyon alanı tarafından domine edilmiş, kozmoloji sabitinin kaynağı ve enflasyon içinde sadece önemli olmayan homojen minik kuantum dalgalanmalar vardır. Enflasyon aynı zamanda parçacık fiziğinin Standart Modeli için birçok uzantıları tarafından tahmin edilen manyetik kutuplar gibi egzotik ağır parçacıkları sulandırır. Eğer evren enflasyon döneminden önce bu parçacıkları oluşturmak için yeteri kadar sıcak olmasaydı, doğada gözlemlenemezlerdi. Gözlemlenebilir evrende muhtemelen çok nadir olurlardı. Bu etkilerle birlikte enflasyon kara deliklerde olduğu gibi saçsız teorem (no-hair theoram) olarak adlandırıldı.
Saçsız (no-hair) teoram esasen çalışır çünkü kozmolojik ufuk felsefecilerin diğer tarafta ne olduğu hakkındaki ayrılıkları dışında karadelik ufkundan farklı değildir. Hiçbir saç teoreminin yorumlanmasında ister gözlemlenebilir ya da ister gözlemlenemeyen evren için enflasyon sırasında genişleme büyür bir faktördür. Genişleyen bir evrende, enerji yoğunlukları genellikle düşer ya da hacmin yükselmesiyle seyreltilir. Örneğin, sıradan "soğuk" madde (toz) yoğunluğu hacminin tersi olarak iner: doğrusal boyutları çift, enerji yoğunluğu sekiz faktör ile battığında; radyasyon enerjisi yoğunluğu daha da hızlı bir şekilde her bir foton dalga boyu foton genleştirme ile dağıtılmıştır ek olarak (kırmızı tarafında) gerilmiş olduğu için evren genişledikçe iner. Doğrusal boyutları iki katı olduğu zaman, radyasyon enerji yoğunluğu on altı faktörü (ultra-relativistik sıvı için enerji yoğunluğu süreklilik denkleminin çözümünü bakınız) düşer. Enflasyon sırasında, enflasyon alanda enerji yoğunluğu yaklaşık sabittir. Ancak, homojen olmayan, eğrilik, izotop olmayan, egzotik parçacıkların ve standart modeli parçacıklar dahil her şey, enerji yoğunluğu düşüyor ve yeterli enflasyon yoluyla bunların hepsi önemsiz hale gelir. Bu enflasyon biter ve yeniden ısıtma başlar şu anda Evren düz ve simetrik ve çoğunlukla boş bırakır.
Devam süresi (Süreğenlik )
Enflasyonun enflasyona neden olan küçük bir Hubble hacminden şu andaki gözlemlenebilir evreni oluşturacak kadar devam etmesi bu işin anahtarıdır. Bu Evren en büyük gözlenebilir ölçeklerde, düz, homojen ve izotropik görünür olmasını sağlamak için gereklidir. Bu gereklilik genellikle Evren enflasyon sırasında en az 1026 kat genişletilmiş olması gerektiği düşünülmektedir.
Yeniden Isınma
Sıcaklık 100,000 ya da öylesine bir faktör tarafından düştüğünde Enflasyon, aşırı soğutulmuş genişleme dönemindedir. (Tam damla bağımlı bir modeldir, ancak ilk modellerinde bu 1022 K. aşağı 1027 K tipik olarak) Bu oldukça düşük sıcaklık enflasyona ait olan aşamada korunur. Ne zaman enflasyonun bittiği sıcaklık enflasyon öncesi sıcaklığa döner, bu duruma yeniden ısınma denir çünkü enflasyon alanlarındaki büyük potansiyel enerji parçacıklar içine bozulur ve evreni standart model parçacıkları ile doldurur.
Motivasyonlar
Enflasyon 1970'lerde keşfedilen Big Bang kozmolojisindeki birçok problemi çözdü. Enflasyon ilk Guth tarafından önerilmişti. Guth günümüzde neden tek halinde manyetik kutup bulunmadığını araştırırken, pozitif enerjili yalancı vacumun genel göreliliğe göre uzayda bir üstsel genlişleme oluşturacağını buldu. Bu üstsel hızlı genişleme uzun yıllardır duran diğer problemleri çözdü. Bu sorunlar bugün olduğu gibi duran evrenin çok ince ayarlı ya da Big Bang özel başlangıç koşullarından yükselen problemlerdi. Enflasyon bu sorunlara evrene özel bir durum için dinamik mekanikler sağlayarak çözmeye çalışır. Böylece Big Bang teorisinin bugünkü haline gelmesini sağladı.
Ufuk Problemi
Ufuk sorunu evrenin istatistiksel olarak homojen ve izotropik olarak kozmolojililik ilkesine uyumlu olmasından dolayı bu problem belirlenir. Örneğin, bir gaz, bir teneke kutu içinde moleküller homojen ve izotropik olarak dağıtılır. Termal dengede olduğu için teneke kutu boyunca gaz homojen olmayan düzensizlikleri ve izotop olmayanları dağıtmak için zamanla etkileşime girer. Bu durum büyük patlama teoreminde enflasyon olmadan çok farklıydı çünkü kütlesel çekim genişlemesi evrene dengelenmesi için yeterli zamanı vermiyordu. Standart modeldeki bilinen sadece madde ve radyasyonla birlikte büyük patlamadaki birbirinden oldukçe geniş bir şekilde ayrılmış gözlemlenebilir evren dengelenemedi çünkü birbirlerinden ışık hızından daha yüksel bir hızla ayrılıyorlardı. Sonuç olarak iki bölge birbirleriyle temas kuramadı. Evrenin başlarında iki bölge arasında ışık sinyali göndermek mümkün değildi çünkü iki bölgede birbiriyle etkileşimde bulunmamıştı. İkisinin de neden aynı sıcaklıkta olduğunu açıklamak zor. Tarihsel olarak, önerilen çözümler Georges Lemaitre Phoenix evreni, Richard Chase Tolman ilgili salınımlı evren ve Charles Misner ve Mixmaster evreni dahil. Lemaitre ve Tolman daralma ve genişleme döngüleri bir dizi geçiren bir evren termal dengeye gelebilir tezini önerdiler. Onların modelleri birkaç döngü üzerinde entropi birikimi nedeniyle başarısız oldu. Misner tamamen yanlış olan Mixmater mekanizmasını tahmin etti. Bu mixmater mekanizması evreni daha kaotik bir evren olmasına yol açtı.
Düzlük Problemi
Düzlük sorunu bazen (kozmolojik sabit problemi ile birlikte) Dicke tesadüflerinden biri olarak adlandırılır. 1960 yıllarda bilinmeye başlanan evrendeki maddenin yoğunluğu ile düz evren için gerekli olan kritik yoğunluk ile karşılaştırılabilir.
Bu nedenle, evrenin şekli ne olursa olsun Evrenin genişlemesi için uzaysal eğrilik katkısı maddenin katkısından daha büyük olamazdı. Ancak Evren genişledikçe, eğriliğin kırmızıya kayması maddeden ve radyasyondan daha yavaştır. Eğriliğin evrene katkısının büyük patlamadaki nükleosentezlerin yoğunluğundan katlanarak küçük olması gerekir, çünkü geçmiş verilere bakılarak, ortada bir ince ayar sorunu sunar. Bu problem kanıtlanmış olan evrenin küçük bir yüzdesinin düz olan kısmındaki arka plan kozmik mikrodalgaların son zamanlarda gözlemlenmesiyle daha da şiddetlenmiştir.
Manyetik tek kutupluluk sorunu
Manyetik tek kutup problemi; bazen egzotik-emanetler problemi diye de anılıyor. Bu problem eğer evren ilk aşamalarında çok olsaydı, çok sayıda stabil manyetik tek kutup üretilmiş olurdu. Bu problem büyük birleşik teorilerin önerdiği yüksek sıcaklıklarda (örnek olarak evrenin erken zamanları gibi), elektromanyetik kuvvet, zayıf ve güçlü nükleer kuvvetler gibi temel kuvvet olmayan ama bir gauge teorisinin anlık simetri bozulmalarıyla ortaya çıkan kuvvetlerdir. Bu teoriler doğada kendi halinde gözlemlenemeyen bir dizi sabit ağır partiküllerin tahminidir. Bunların en ünlülerinden biri de manyetik tek kutuptur ki manyetik alandaki sabit ve ağır yüktür. Manyetik tek kutuplar büyük birleşik teorilerde yüksek sıcaklıklarda bolca üretilmiş olduğu tahmin edilmektedir ve evrenin yapıtaşlarından biri olduğu için günümüze kadar varlığını sürdürmesi gerektiği konusunda tahminler yürütülmektedir. Sadece bu durum için değil aynı zamanda manyetik tek kutubu bulabilmek için yapılan bütün çalışmalar sonuçsuz kalmıştır. Evrenin kalıntı manyetik tek kutuplarının yoğunluğu üzerinde sıkı limitler yerleştirilmiştir. Enflasyonun bir döneminde manyetik tek kutupların oluştuğu sıcaklığın altında evren manyetik tek kutuplar etrafında genişlerken manyetik tek kutuplar birbirinden ayrılmış olabilirler. Kozmolojist Martin Rees'in yazdığına göre
" Egzotik fizikle ilgilenen şüpheciler kendileri sadece varsayımsal olan parçacıkların yokluğunu açıklamak için teorik bir argüman tarafından büyük ölçüde etkilenmemiş olabilirler. Koruyucu ilacın bir hastalığın olmadığı ortamda kolayca %100 faydalı olduğu görülebilir."
Geçmiş
Öncüler
Genel Görelilik ilk günlerinde, Albert Einstein maddenin düzgün bir yoğunlukta üç boyutlu bir küre olan bir statik çözüm sağlamak için kozmolojik sabit tanıttı. Daha sonra, Willem de Sitter, aksi takdirde boş bir kozmolojik sabiti ile bir evren tarif son derece simetrik enflasyon evreni bulundu. Bu Einstein'ın evrenin kararsız olduğunu ve küçük dalgalanmaların yıkıma neden olduğunu ya da De sitter'un evrenine dönüştüğü bulundu.
1970'lerin başında Zeldovich, Big Bang kozmoloji düzlüğü ve ufuk sorunları fark ettim; eserinden önce, kozmoloji tamamen felsefi nedenlerle simetrik olduğu kabul edilmiştir. Sovyetler Birliği'nde, bu ve diğer hususlar Belinski ve Khalatinkov'u Genel Görelilikteki kaotik BKL tekilliğini analiz etmesine yol açtı. MISNER'in Mixmaster evreni sınırlı bir başarı ile, kozmolojik sorunları çözmek için bu kaotik davranışı kullanmayı denedi.
1970'lerin sonlarında, Sidney Coleman kuantum alan teorisi sahte vakum kaderini incelemek için Alexander Polyakov ve işbirlikçileri tarafından geliştirilen instanton teknikleri uygulanır. donma sıcaklığının altında veya kaynama noktası bir kuantum alanının üzerinde istatistiksel mekanik-su içinde yarı kararlı faz gibi bir geçiş yapmak için, yeni vakum, yeni bir evreye yeterince büyük bir kabarcık çekirdeklenmesi gerekir. Coleman vakum çürümesi için en uygun olan yolu buldu ve yaşam ömrünün tersine birim hacim olarak hesapladı. Sonunda çekim kuvvetinin etkilerin önemli olacağını kaydetti, ancak bu etkileri hesaplamadı ve kozmoloji sonuçları geçerli değildi.
Sovyetler Birliği'nde, Alexei Starobinsky genel görelilik kuantum düzeltmeler erken evren için önemli olması gerektiğini kaydetti. Bu nedenle, Alexei Starboinsky erken evrede evren De Sitter enflasyon çağına geçirdiğini önerdi. Bu kozmoloji sorunları giderilmişti ve arka plan mikro dalga radyasyonlar için özel düzeltmeler sundu daha sonra ayrıntılı olarak düzeltmelere hesaplanmıştır.
1978 yılında, Zeldovich ufuk sorunun kesin bir niceliksel versiyonu olan tek kutupluluk sorununu fark etti. Bunu gidermek için parçacık fiziğinin bir alt alanında birçok spekülatif teşebbüslerde bulundu. 1980 yılında Alan Guth erken evrende yanlış vakum çürümesinin sorunu çözebileceğini fark etti. Bu onu skaler odaklı bir enflasyon önermeye itti. Starobinsky ve Guth senaryoları sadece mekanik ayrıntılardaki farklarıyla De Sitter'in başlangıç aşamasını öngördü..
İlk Enflasyon Modelleri
Guth Manyetik tek kutuplar yokluğunu açıklamak için Ocak 1980 yılında enflasyonu önerdi. Enflasyon terimini uyduran Guth oldu. Aynı zamanda Starboinsky kuantum düzeltmelerinin gitgide genişleyen De Sitter aşamasındaki evrenin ilk tekilliğindeki kütleçekimiyle yer değiştirmesi gerektiğini savundu. Ekim 1980 yılında, Demosthenes Kazanas gitgide genişleyen evrenin parçacık ufkunu ortadan kaldıracağını ve belki de ufuk sorununu çözeceğini öne sürdü. Ayrıca Sato gitgide genişleyen evrenin domain duvarlarını ortadan kaldıracağını önerdi. 1981'de Einhorn ve Sato ise Guth ile benzer bir model yayınladı ve Büyük Birleşik Teorilerindeki manyetik tek kutupluluk bolluğu bulmacasını çözeceğini gösterdiler. Onlarda Guth gibi, böyle bir model sadece kozmolojik sabiti ince ayar için gerekli değildir aynı zamanda sonucuna değil, aynı zamanda çok taneli evrene (kabarcıklı duvar çarpışmalarından kaynaklanan büyük yoğunluktaki çeşitlilik) yol açacağı sonucuna ulaştılar.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTlpTDJJMEwwaHZjbWw2YjI1MFpWOXBibVpzWVdOcGIyNWhjbWx2TG5OMlp5ODBOREJ3ZUMxSWIzSnBlbTl1ZEdWZmFXNW1iR0ZqYVc5dVlYSnBieTV6ZG1jdWNHNW4ucG5n.png)
Guth erken evren soğurken, evrenin yüksek enerji yoğunluğunda(büyük ihtimalle kozmoloji sabiti) yanlış vakum içinde kapana kısıldığını tekli etti. Erken dönemin en başlarında evren soğurken metastable durumunda kapana kısıldı. Bu metastable durumu kuantum tünelleme yoluyla kabarcık çekirdeklenme sürecinde sadece dışarı doğru çürümedir. Gerçek vakum kabarcıkları kendiliğinden sahte vakum denizinde oluşur ve hızla ışık hızında genişlemeye başlar. Guth bu modelin sorunsal olduğunun farkına vardı çünkü model düzgün ısınmıyordu. Kabarcıklar çekirdekleştiği zaman herhangi bir radyasyon üretmiyordu. Radyasyon sadece çarpışmalar kabarcık duvarları arasında olduğu zaman üretilir. Enflasyon başlardaki durumları çözmek için yeteri kadar uzun süre sürseydi, Kabarcıklar arasındaki çarpışmalar son derece nadir olurdu. Herhangi bir nedensel parça sadece bir baloncuk çekirdeklenmesi ile olasıdır.
Yavaş yuvarlanan enflasyon
Kabarcık çarpışma sorunu Linde tarafından çözüldü ve bağımsız olarak Andreas Albrecht ve Paul Steinhardt'ın yeni enflasyon ya da yavaş-rulo olarak isimlendirilen modeli ile çözüldü.(Guth modeli daha eski enflasyon modeli olarak anıldı). Bu yeni modelde sahte vakum durumu tünel dışına çıkmak yerine enflasyon potansiyel enerji tepesinden aşağı doğru sklar alanda yuvarlanmasıyla meydana geldi. Alanlar evrenin genişlemesine göre oldukça yavaş bir şekilde yuvarlandığı zaman enflasyon meydana gelir. Ancak tepeler sarp olduğu zaman enflasyon biter ve yeniden ısınma meydana gelebilir.
Asimetri Etkileri
En sonunda, yeni enflasyon mükemmel simetrik evren olmadığını göstermiştir, ancak enflasyonun içinde kuantum dalgalanmalar oluşturulur. Bu dalgalanmalar daha sonraki evren için ilkel tohumlar oluşturur. Bu dalgalanmalar ilk olarak Starobinshy'nin benzer model analizinde Viatchelav Mukhanov ve G.V. Chibisov tarafından hesaplanmıştır. Enflasyon bağlamında, 1982 yılında üç hafta boyunca Nuffield atolyesinde evrenin erken dönemi üzerine Cambridge üniversitesinde bağımsız olarak çalışıldı. Dalgalanmalar atölye boyunca ayrı çalışan dört gruba göre hesaplandı. Bunlar Stephen Hawking, Starobinsky, Guth ve So-Young Pi ve Bardeen, Steinhardt ve Turner.
Gözlemsel Durumlar
Enflasyon fiziksel kozmoloji standart modelin temeli olan kozmolojik prensibi, gerçekleştirmek için bir mekanizmadır: gözlemlenebilir evrenin homojenliği ve izotropisiyle oluşturmaktadır. Buna ek olarak, manyetik kutuplar gözlenen düzlük ve yokluğunda oluşturmaktadır. Guth erken çalışmaları bu yana, bu gözlemlerin her ileri onay aldı, en etkileyici Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) uzay aracı tarafından yapılan kozmik mikrodalga arka plan ayrıntılı gözlemlerle. Bu analiz Evren içinde düz olduğunu gösterir en azından birkaç yüzde ve homojen ve 100.000'de bir kısmına izotropik olduğu.
Buna ek olarak, enflasyon bugün Evrende görünen yapılar enflasyona neden olan çağda kuantum mekaniksel dalgalanmalar ile oluşmuştur pertürbasyonların yerçekimsel çöküş yoluyla oluştuğunu tahmin ediyor. pertürbasyonların spektrumunun ayrıntılı biçimi neredeyse ölçekli değişmeyen Gauss rastgele alan denilen (ya da Harrison-Zel'dovich spektrum) çok özel ve sadece iki serbest parametreleri, spektrumun genliği ve ölçen spektral endeksi vardır. Enflasyonun tahmin ölçek değişmezliği gelen hafif sapma (mükemmel ölçek değişmezliği idealize de Sitter evrenin karşılık gelir). Enflasyon gözlenen tedirginlikler birbirleri ile termal denge (bu adyabatik veya izentropik tedirginlikler denir) olması gerektiğini öngörür. tedirginlikler Bu yapı, WMAP uzay aracı ve diğer kozmik mikrodalga arka plan (CMB) deneylerde, ve galaksi anketleri, özellikle devam eden Sloan Dijital Sky Survey tarafından teyit edilmiştir. Bu deneyler göstermiştir ki 100,000 bir kısım gözlenen homojen olmayan teori tarafından öngörülen tam form var. Ayrıca, ölçek değişmezliği hafif bir sapma için kanıt yoktur. Bir ölçek değişmeyen spektrum için birine eşit olan ns spektral indeks. En basit enflasyon modelleri bu miktar 0.92 ile 0.98 arasında olduğunu tahmin ediyor. WMAP verilerden anlaşılmaktadır olabilir ns = 0.963 ± 0.012, en birinden farklı olduğunu ima iki standart sapma düzeyi (2σ). Bu enflasyon teorisinin önemli bir onay olarak kabul edilir.
Çeşitli enflasyon teorileri kökten farklı tahminler yapmak olduğunu öne sürülmüştür, ancak genellikle gerekli olması gerekenden daha çok daha ince ayar var. Fiziksel bir model olarak. Ancak, enflasyon sağlam başlangıç şartlarını öngördüğünü en değerli sadece iki ayarlanabilir parametrelere dayalı Evrenin: spektral indeksi (bu sadece küçük bir aralıkta değişebilir) ve pertürbasyonların genlik. yapmacık modellerinde dışında, bu ne olursa olsun enflasyon parçacık fiziği gerçekleştirilen nasıl geçerlidir.
Bazen etkileri enflasyon basit modeller çelişiyor görünen gözlenir. ilk yıl WMAP veri spektrum neredeyse ölçek değişmeyen olmayabilir, ancak bunun yerine hafif bir eğrilik olabilir önerdiAncak, üçüncü yıl veri etkisi istatistiksel sapma olduğunu ortaya çıkardı. Başka bir etkisi ilk kozmik mikrodalga arka plan uydu beri üzerine söylediği, cobe SPK'nın kuadropol an genliği beklenmedik düşük ve diğer düşük Çok kutuplar tercihen ekliptik düzlemi ile uyumlu görünmektedir olmasıdır. Bazıları bu gauss olmadıkları bir imza olduğunu iddia etti ve böylece enflasyonun basit modeller çelişmektedir var. Diğerleri etkisi diğer yeni fizik, ön plan kirlenme, hatta yayın yanlılığı nedeniyle olabilir ileri sürmüşlerdir.
Deneysel bir program daha hassas SPK ölçümlerle test enflasyonu ilerletmek için devam etmektedir. Özellikle, arka plan radyasyonun kutuplaşma sözde "B-mod" yüksek hassasiyetli ölçümler enflasyon tarafından üretilen yerçekimsel radyasyon kanıt sağlayabilir ve aynı zamanda (enflasyon enerji ölçeği basit modeller tahmin olmadığını göstermek içinde olabilir 1015 ile 1016 GeV) doğrudur. Mart 2014'te, bu ilan edildi bir Güney Kutbu deney gösterdiği olmuştu enflasyon tahmin ile tutarlı B-mod SPK polarizasyon olduğunu bulguları teyit ettiğini bildirilmiştir. Bununla birlikte, 19 Haziran 2014 tarihinde, alçaltılmış 19 Eylül 2014 tarihinde, güven daha da azalma rapor edilmiştir ve 30 Ocak 2015 tarihinde, daha az güven henüz bildirilmiştir.
Diğer potansiyel doğrulayan ölçümler sinyal görünür olacaktır eğer ya da ön plan kaynaklardan kirlenme engel olacak eğer belli olmasına rağmen, Planck uzay aracından bekleniyor. Böyle yayılan ve emilen 21 santimetre radyasyon (radyasyon gibi [82] Diğer önümüzdeki ölçümleri, ilk yıldız) açık nötr hidrojen önce bu ölçümler mümkün ya da eğer olacaktır eğer bilinmemektedir rağmen, SPK ve galaksi anketleri bile daha fazla çözünürlüğe sahip güç spektrumunun ölçebilir Dünya'da ve galaksideki radyo kaynakları ile müdahale çok büyük olacaktır.
Karanlık enerji enflasyona büyük oranda benzer olduğunu ve hızlandırmak için bugünkü evrenin genişlemesini neden olduğu düşünülmektedir. Ancak, karanlık enerjinin enerji ölçeği, 10−12 GeV, enflasyonun ölçeğinde daha az büyüklükte kabaca 27 emir çok daha düşüktür.
Kuramsal (Teorik) Durumlar
Guth erken önerisi, Enflasyonu Higgs alanı olduğu düşünülüyordu. Bu alan temel parçaçıkların kütleini açıklıyor. Higgs bozonu hakıındaki son keşifler Higgs alanının enflasyon olduğunu göstersede, bazıları tarafından şu anda inanılan düşünce enflasyon Higgs alanı olamaz. Bu kimliklendirmedeki bir sorun elektrozayıf ölcekteki deneysel verilerdeki mecvut gerginlik. Bu sorun Büyük Hadron çarpıştırıcısı (LHC) üzerinde şu anda çalışıyor. Diğer enflasyon teorileri Büyük Birleşmiş teorilerin özelliklerine bel bağlıyordu. Büyük birleşmenin en basit modelleri yıkılınca, bugün birçok fizikçi tarafından enflasyon sicim teorisi ya da süpersimetrik büyük birleşmiş teorisine dahil edileceği düşünülüyor. Bugünlerde, sıcak erken evren için baştaki koşullar detaylıca tahmin edildiğinden dolayı enflasyon başlıca anlaşıldı. Bu anlaşılmaya rağmen, parçacık fiziği genelde plansız bir modelleme. Enflasyonun öngörüleri gözlenen test sonuçlarıyla tutarlı olmasına rağmen, ucu açık birçok soruyu geride bırakıyor.
Fine-tuning Sorunu
Enflasyon için en ağır zorluklardan biri de ince ayar ihtiyacı doğurmasıdır. Yeni enflasyondaki, yavaş yuvarlanma koşulları enflasyon gerçekleşmesi için memnun edici olmalıdır. Yavaş yuvarlanma koşulları enflasyon potansiyelinin düz ve enflasyon parçacıklarının kütlesinin küçük olması gerektiğini söyler. Yeni enflasyonun evrenin skaler alanla birlikte özellikle düz potansiyele ve özel başlangıç koşullarına gereksinim duyar. Bununla birlikte bu ince ayarlamalar için açıklama önerilmiştir.
Bununla birlikte, bu ince ayarlamalar için açıklama önerilmiştir. Örneğin, ölçek değişmezliği kuantum etkileri ile bozulur klasik ölçekli değişmeyen alan teorileri, sürece teori pertürbasyon teorisi ile ele alınabilir olarak, enflasyonist potansiyellerin düzlük bir açıklama.
Andrei Linde
Linde kaotik enflasyon olarak bilinen teoriyi enflasyon için gerekli olan koşullar aslında oldukça jenerik bir biçimde tatmin eden kaotik enflasyon olarak bilinen teoriyi önerdi. Enflasyon yüksek enerji duruma sahip skaler alanlarda sınırsız enerjiyle birlikte kaotiklik içinde herhangi bir gerçeklikte olan evrende meydana gelir. Ancak onun modelinde enflaston alanı zorunlu bir Planck birminden daha büyük değerler alır. Bu nedenler genellikle büyük alan modelleri olarak adlandırılır ve rakip yeni enflsayon modellerine küçük alan modelleri denir. Bu durumda efektive alan teori tahminleri geçersiz olduğu düşünülmektedir. Bu sorun henüz çözülmüş değildir ve bazı kozmolojistler düşük enerji ölçeğinde meydana gelenkümük alan modellerin daha iyi olduğunu iddia etmektedir. Enflasyon teorisi büyük ölçüde kuantum alan teorisne bel bağlamış olmasına rağmen tamamen bu teorilerle mutabakat olmamıştır.
Brandenberger başka bir durum için ince ayarı yorumladı. Enflasyon üretilen ilkel homojensizliklerin genliği doğrudan enflasyon enerji ölçeğine bağlıdır. Bu ölçek 1016 GeV veya 10−3 kez Planck enerjisinin civarında olduğu ileri sürülmektedir. Doğal ölçek safça bu yüzden bu küçük değer (bir hiyerarşi problemi olarak adlandırılır) ince ayar başka bir form olarak görülebilir Planck ölçeği: skalar potansiyeli tarafından verilen enerji yoğunluğu ile Planck yoğunluğu karşılaştırıldığında 10−12 değerde aşağıdadır. Bu genellikle çok kritik bir sorun olarak algılanmaz.
Sonsuz Enflasyon
Birçok modelde, evrenin genişlemesine sebep olan enflasyon fazının en azından evrenin bazı bölgelerinde sonsuza kadar sürer. Bunun olmasının sebebi şişmeye mağruz kalan bölgeler hızlı bir şekilde genişler. Şişmeye maruz kalmayan bölgelerdeki çürüme oranı yeteri kadar hızlı olmazsa, yeni enflasyona uğrayan bölgeler uğramayan bölgelere göre daha çabuk oluşur. Bu tür modellerde belirli bir zamanda evrenin hacminin büyük çoğunluğu şişer. Bütün sonsuz enflasyon modellerinde sonsuz birçok evreni (tipik bir fratkal) üretilir.
Yeni enflasyon klasik bir şekilde potansiyeli kar topu gibi yuvarlanırken, kuantum dalgalanmaları bazen önceki seviyelere kaldırabilir. Bu bölgelerdeki enflasyon dalgalanmaları yukarı doğru düşük potansiyel enerjiye sahip bölgere nazaran daha hızlı genişler ve bu bölgeler fiziksel hacim açısından dominant olma eğilimindedir. İlk Vilenkin'e tarafından geliştirilen bu sabit durum, "ebedi enflasyon" olarak adlandırılır. Fizikçiler arasında popüler olan bu sonuç kararlı durumun sonsuza kadar devam edemeyeceğini söyler. Enflasyona ait olan uzay zaman De Sitter zamanına benzer. Ancak De Sitter'in uzayı aksine, enflasyona sebep olan uzayın içindeki dalgalanmaların daralıp yıkılması için kütleçekimsel tekilliğin oluşturulması gerekir. Kütleçekimsel tekillikte özkütle sonsuz olur. Sonuç olarak, Evrenin başlangıç koşulları için bir teorinin olması zorunlu hale gelir. Ancak Linde enflasyonun ebedi olarak geçtiğine inanmaktadır.[98]
Sonsuz enflasyon içinde şişen bölgelerdeki gitgide büyüyen hacimlere rağmen bunun aksine şişmeyen bölgelerde mevcuttur. Böylece evrenin şişen kısmının hacmi global resmin içinde her zaman tasvir edilemez bir şekilde şişmeyen bölgere göre çok daha büyüktür. Bilim adamları bu varsayımsal insanı manzara karşısında olasılık dağılıımını atama konusunda hemfikir değildir. Eğer farklı bölgelerin olasılıkları hacimleri dolayısıyla sayılacak olsa, yerel bir gözlemci için biri hiç bitmeyecek bir şişmeye(enflasyon) ya da uygulanabilecek limit koşulları sahip olması beklenmelidir. Dolayısıyla enflasyonun(şişme) er ya da geç biteceğini söyler. Bazi fizikçiler bu paradoksun gözlemcinin ağırlıklandırılarak enflasyon öncesi hacimin bulunabileceğine inaniyor.
Başlangıç Koşulları
Bazı fizikçiler merkezi olmayan sonsuza dek şişen bir evren yüzünden evrenin başlangıç durumundan kaçınmaya çalıştı. Bu modeller evren en büyük ölçeğinde olsa bile hala gitgide hızlanarak genişleyeceğini ve genişlemesine her zaman devam edeceğini uzaysal olarak sonsuz olacağını ve her zaman var olacağını önerdiler.
Diğer teklifler kuantum kozmolojisine ve aşağıdaki enflasyona göre Evrenin hiçlikten yaratılmasını anlatmak için çalışır. Vilenkin'de böyle bir senaryo ileri sürdü. Evrenin oluşum aşamalarında enflasyon kendiliğinden meydana gelir. Hartle ve Hawking evrenin oluşum aşamalarında sınırları olmayan bir öneri sundular.
Nihai bedava öğle yemeği olarak Guth tasvir ettiği evrenin enflasyonu, bizimkisine benzeyen yeni evrenlerin sürekli olarak uçsuz bucaksız genişleme arka planında üretildiğini savundu. Bu durumda, yerçekimi etkileşimleri termodinamiğin birinci(enerji korunumu) ve ikinci yasasını (zaman ibresi ve entropi sorunu) engeller. Ancak burada fikir birliği olmasına (buradaki fikir birliği başlangıç koşulları sorununu çözmesidir) rağmen, bazıları kuantum dalgalanması yüzünden evrenin bu duruma geldiğini iddia etti. Bu anomali yüzünden Don Page enflasyonu sesli eleştirenlerden biriydi. Termodinamiğin zaman ibresi düşük entropi başlangıç koşullarını gerektireceğini ki bunun mümkün olmadığını vurguladı. Onlara göre, bu sorunu çözmek yerine enflasyon teorisi enflasyon çağının sonundaki yeniden ısınmanın entropiyi artıracağını evrenin başlangıç durumu için kritik bir öneme getireceğini enflasyon aşaması olmayan diğer büyük patlama teorilerinden daha düzenli hala getireceğini vurguladılar.
Hawking ve Page Hartle-Hawking başlangıç durumunda enflasyon olasılıklarını hesaplarken, daha sonra belirsiz sonuçlar buldular. Diğer yazarlar bunu tartıştı. Çünkü enflasyon sonsuz olduğunda olasılıklar sıfır (0) olmadığı sürece önemsiz olacağını ve enflasyon başladıktan sonra kendi kendini devam ettireceğini ve kısa sürede evrene egemen oalcagını savundu. Ancak Albrecht ve Lorenzo Sorbo enflasyon kozmozun olasılıklarını tartıştı. Bugünkü gözlemlerle sabit olan bazı önceden var olma durumundan gelen rastgele dalgalanmalar enflasyon yapmaya kozmozdan daha olasıdır. Enflasyon yapan evren için gerekli olmayan yerçekimi enerjisi "tohum" miktarı enflasyon yapmayan herhangi alternatif bir kozmoz için daha azdır.
Ara sıra bahsedilen diğer bir sorun ise trans-Planckian ya da trans-Planckian etkisidir. Enflasyonun enerji ölçeği ve Planck ölçeği oldukça yakın olduğundan dolayı, bazı kuantum dalgalanmaları evrenimzdeki yapıları enflasyondan önceki Planck uzunluğundan daha küçük yaptı. Sonuç olarak, fizikte Planck ölçeği için bir doğrulama gerekir. Özellikle bilinmeyen yerçekimi kuantum teorisi için. Bu etkinin büyüklüğü konusunda bazı anlaşmazlıklar vardır.
Melez (hibrid) Enflasyon
Melez enflosyon(şişme) diye adrandılran başka bir tür enflasyon çeşidi yeni enflasyonların bir uzantısıdır. Melez enflasyon ilave skaler alanları sunar. Skaler alanlardan biri normal bir şekilde yuvarlanan enflasyondan(şişme) sorumludur. Bir diğeri enflasyonun sonunu tetikler. Enflasyon(şişme) yeterince uzun süre devam ettiği zaman, ikinci alanın daha düşük enerji durumuna bozulmasına uygun hale gelir.
Melez enflasyonda, bir skaler alandan biri enerji yoğunluğunun çoğundan sorumlu iken bir diğeri yavaş yuvarlanmadan sorumludur. Bu sebeple, ana enflasyondaki dalgalanmalar enflasyon bitişini engellemeyecektir. İkincideki dalgalanmalar ise genişleme oranını etkilemeyecektir. Sonuç olarak, melez enflasyonlar ebedi değildir. Yavaş yuvarlanan enflasyon potansiyelinin dibine ulaştığı zaman, ilk enflasyonun potansiyelinin minimumun konumunu değiştirir. Bu değişimde enflasyonun potansiyelini aşağıya doğru yuvarlanmasını hızlandırır. Sonuç olarak enflasyonu bitişe götürür.
Enflasyon ve Sicim Kozmolojisi
Akı kompaktifikasyonların keşfi enflasyon ve sicim teorisi uzlaştırılmasının yolunu açtı. Brane enflasyon genellikle anti-D-parçacık yığını doğru compactified geometri D-parçacık hareketinden doğduğu düşündürmektedir. Dirac-Born-Infeld tarafından yönetilen bu hareketin teorisi sıradan enflasyondan farklıdır. Dinamikleri tam olarak anlaşılamamıştır. Oluşabilmesi için özel koşullar gerekmektedir. İki vakumda arasındaki tünel süreci eski enflasyonun bir şeklidir ancak yeni enflasyon yeni mekanizmalar tarafından yürütülmelidir.
Enflasyon ve İlmek Kuantum Yerçekimi
İlmek kuantum kütleçekim teorisinin efektlerini araştırırken kozmoloji üzerinde ilmek kuantum kozmoloji modeli gelişti ve bu gelişme kozmoloji enflasyonu için olası bir mekanizma sağladı. Kuantum çekim döngüsü nicelenmiş uzay-zamanı varsayar. Enerji yoğunluğu kuantize uzay tarafından tutulabilecek kadar büyükse, geri sıçrama yapılabileceği düşünülmektedir.
Alternatifler
Diğer modeller enflasyon ile açıklanabilir gözlemlerin bazılarını açıklayabilir. Ancak hiçbir alternatiflerden biri açıklama konusunda aynı genişliğe sahip değildir ve hala gözlemlerle birlikte daha komplike formda bir enflasyon ihtiyaç vardur. Bu nedenle alternatif olarak değil, enflasyona katkı olarak kabul edilmelidir.
Büyük Zıplama
Büyük sıçrama hipotezi kozmik daralma ve sıçrama, böylece büyük patlama neden başlangıç şartlarını açıklayan kozmik tekillik değiştirmeye çalışır. Madde veya serbest parametrelerin egzotik formuna gerek kalmadan düzlük ve ufuk sorunları doğal olarak Einstrein-Cartan-Sciama-Kiblble kütleçekim teorisiyle çözmeye çalışır. Bu teori dinamik bir değişken olarak, onun antisimetrik parçası, torsiyon tensörü ilgin bağlantısının simetri bir kısıtlama kaldırma ve ilgili genel göreceliğe uzanır. Torsiyon ve Dirac Spinörler arasındaki minimum bağlantı son derece yüksek yoğunluklarda fermiyonik konuda önemli bir spin-spin etkileşimi oluşturur. Böyle bir etkileşim fiziksel olmayan büyük patlama tekilliği ile bertaraf edilir. Büyük patlama sıçramasından sonraki ansızın gelen genişleme günümüz evreninin neden en geniş ölçeklerde uzaysal olarak düz, homojen ve izotropik olduğunu açıklar. Evrenin yoğunluğu düştükçe, büküme etkilerinin zayıflıkları ve evren pürüssüszce radyasyonun egemen olduğu bir dönme girer.
Sicim Teorisi
Sicim kuramı ekstradan gözlemlenebilir üç uzaysal boyutları, ek boyutların kıvrılmış (bukleli) bir şekilde olmasını gerektirmektedir. Ekstra boyutlar süperçekim modelleri ve kuantum yerçekimi diğer yaklaşımlar sık bileşeni olarak görünür. Bu beklenmedik bir soru ortaya atar. Neden bu dört uzay zaman boyutları büyük olur ve geri kalanı neden gözlemlenemeyecek kadar küçüktür. Bu sorunun adresini bulmak için sicim gaz kozmolojisi olarak adlandırılan Robert Brandenberger and Cumrun Vafa modeline bakmamız gerekir. Bu model evrenin ilk aşamalarını dinamiklerini sıcak gaz sicimleri olarak görür. Brandenberger ve Vafa her bir sicimin etrafındakileri efektif bir şekilde yok etmesiyle yer-zaman boyutunun genişleyebileceğini gösterir. Her bir sicim bir boyutluk objedir. En büyük boyutlar kendi cinsine ait olan iki sicimin kesişmeleriyle oluşan üç boyuttur. Böylece, oluşan en büyük boyut üç boyuttur. Teorinin destekçileri bu modelin kozmolojideki entropiyi ve düzlüğü çözmediğini itiraf ettiler ve günümüzdeki evrenin neden bu kadar yakın ve uzaysal olarak düz olduğunu açıklayacak bir argüman sunamıyoruz.
Ekpyrotic ve Dönüşsel Modeller
Ekpyrotic ve döngüsel model de enflasyon yardımcıları olarak kabul edilir. Bu modeller de Büyük Patlama'dan önce genişleyen dönem boyunca ufuk sorunu çözmek ve daha sonra bir Big Crunch giden bir sözleşme aşamasında ilkel yoğunluk pertürbasyonların gerekli spektrum oluşturur. Evrenin büyük Crunch geçer ve sıcak Büyük Patlama aşamasında ortaya çıkmaktadır. Bu anlamda onlar Richard Chace Tolman en salınım evrenin anımsatan; bu modellerde bu mutlaka o kadar değil ise Tolman modelinde ise Evrenin toplam yaş, mutlaka sonlu olduğunu. yoğunluk dalgalanmaların doğru spektrum üretilen ve Evren başarıyla The Big Bang / Büyük Çöküş geçiş gezinebilirsiniz olup olmadığını edilip edilemeyeceğini, tartışma ve güncel araştırma konusu olmaya devam etmektedir. Bu ilk etapta manyetik tek kutup üretmek için gerekli sıcaklık olarak Ekpyrotic modeller Big Crunch / The Big Bang geçiş sıcaklık sürece manyetik monopol sorunu önlemek için Grand Unified Ölçeği altında kalır. Şu halde, herhangi bir genişlemeyi 'yavaşlatan' hiçbir kanıt yoktur, ancak her döngü için sırasıyla bir trilyon yıl sürmesini beklemek şaşırtıcı değildir.
Değişen C
Başka bir ilave ise 1988 yılında Jean Pierre Petit, 1992 yılında Albrecght ve 1992 yılında João Magueijo'nun ışık modellerine göre ışık hızının değişimidir. Evrenin ilk zamanlarında ışık hızı şu andaki ışık hızından yaklaşık 60 kat daha hızlıydı. Bu bilgi evrenin ilk zamanlarının ufkunu ve homejenliğini çözmede kullanıldı.
Eleştiriler
1980 yılında Alan Guth tarafından piyasaya sunulmasından bu yana, enflasyon paradigma yaygın olarak kabul edildi. Bununla birlikte, birçok fizikçi, matematikçi ve bilim felsefecileri test edilemeyen tahminler ve ciddi ampirik destek eksikliği iddialarıyla eleştirilerini dile getirdiler. 1999 yılında, John EarMan ve Jesús Mosterín yayınladığı enflasyonist kozmolojisindeki krirk gözden geçirmelerle şu sonuca vardılar. Kozmolojinin standart özünün içine herhangi bir enflasyon modelini kabul etmek için zeminin yeterince iyi olduğunu düşünmüyoruz dediler.
1986 yılında işaret edilen beri Roger Penrose tarafından işaret edilen enflasyonun çalışması için kendisinin oldukça spesifik başlangıç koşulları gerektirmektedir. Böylece başlangıç koşulları sorunu çözülemedi. Erken evrenin birliğini açıklamak için kullanılan termalizasyon sürecinden kaynaklanan temel olarak yanlış kavranan bir şey var. Eğer termalizasyon aslında herhangi bir şey yapıyorsa, o zaman artan entropiyi tanımlıyordur. Sonuç olarak, evren termalizasyon öncesinde sonrasından bile daha spesifik bir yer olacaktık. Spesifiklik sorunu ya da ince ayar başlangıç koşulları çözülmemiş aksine daha da beter olacaktır. 2015'teki bir konferansta enflasyon çürütülemez değildir. Enflasyon çürütülmüştür. BICEP enflasyonu kabuğundan çıkartarak ve siyah bir göz vererek mükemmel hizmet etmiştir.
Enflasyonu yeniden gündeme getiren eleştiri ise dua edilen enflasyon alanının bilinen herhangi bir fiziksel alana karşılık gelmemesidir ve potansiyel enerji eğrisi gözlemlenen her veri için uyum sağlaması için önceden tasarlanmış entrikadır. Enflasyonist kozmolojinin atalarından biri olan Paul Steinhardt son zamanlarda enflasyonu en keskin eleştiren kişi olmuştur. Paul Steinhardt gözlemlerle birlikte gelen sonucun hızlanarak genişleyen dönem ile çatışmasına "Kötü enflasyon" ismini taktı ve onlarla uyumlu olana ise "iyi enflasyon" dedi. Sadece kötü enflasyon iyi enflasyondan daha muhtemel değil aynı zamanda enflasyonsuz evrenin herhangi bir enflasyonlu evrenden daha olası olduğunu söyledi. Roger Penrose bütün muhtemel enflasyon yapılandırmalarının ve yerçekimi alanlarını dikkate aldı. Bu yapılandırmalardan bazıları enflasyona yol açtı. Diğer yapılandırmalar enflasyon olmadan direkt olarak evreni düz ve değişmez yaptı. Düz bir evreni elde etmek olası değildir. Penrose'nun şoke eden sonucu, enflasyonsuz düz bir evren elde etmektense, enflasyonla birlikte düz bir evren elde etmek 10 üzeri 10'dan 100 kadar daha olasıdır. Anna Ijjas ve İbrahim Loeb birlikte Planck uydusundan gelen verilerle enflasyonist paradigması tehlike altında olduğunu söyleyen bir makale yazdıolar. Karşı argümanlar Alan Guth, David Kaiser ve Yasunori Nomura tarafından sunuldu. Bu argümanlarla Andrei Linde kozmik enflasyon hiç olmadoğı kadar ayaklarını yere sert basıyor dedi.
Ayrıca bakınız
Dış bağlantılar
- Was Cosmic Inflation The 'Bang' Of The Big Bang? 11 Kasım 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., by Alan Guth, 1997
- An Introduction to Cosmological Inflation by Andrew Liddle, 1999
- by Andrew Liddle
- hep-ph/0309238 Laura Covi: Status of observational cosmology and inflation 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- hep-th/0311040 David H. Lyth: Which is the best inflation model? 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Symmetry, December 2004
- WMAP Bolsters Case for Cosmic Inflation, March 2006
- NASA March 2006 WMAP press release 22 Kasım 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Max Tegmark's Our Mathematical Universe (2014), "Chapter 5: Inflation" 12 Nisan 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Kaynakça
- ^ "First Second of the Big Bang". . 2014. Discovery Science.
- ^ Tyson, Neil deGrasse and Donald Goldsmith (2004), Origins: Fourteen Billion Years of Cosmic Evolution, W. W. Norton & Co., pp. 84–5.
- ^ Tsujikawa, Shinji (28 Apr 2003). "Introductory review of cosmic inflation": 4257.arXiv:hep-ph/0304257 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Bibcode:2003hep.ph....4257T 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
In fact temperature anisotropies observed by the COBE satellite in 1992 exhibit nearly scale-invariant spectra as predicted by the inflationary paradigm. Recent observations of WMAP also show strong evidence for inflation.
- ^ a b c d Steinhardt, Paul J. (2011). "The inflation debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?" (Scientific American, April; pp. 18-25).
- ^ a b Earman, John; Mosterín, Jesús (March 1999). "A Critical Look at Inflationary Cosmology". Philosophy of Science 66: 1–49. doi:10.2307/188736 (inactive 2015-01-14).JSTOR 188736 30 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
- ^ a b This is a collation of remarks from the third day of the "Cosmic Microwave Background @50" 19 Aralık 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde . conference held at Princeton, 10–12 June 2015.
- ^ Guth, Alan H. (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins 22 Mart 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Basic Books. pp. 233–234. ISBN .
- ^ "The Medallists: A list of past Dirac Medallists" 27 Aralık 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. ictp.it.
- ^ a b Staff (17 March 2014). "BICEP2 2014 Results Release" 28 Eylül 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. . Retrieved 18 March 2014.
- ^ a b Clavin, Whitney (17 March 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe" 20 Mayıs 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..NASA. Retrieved 17 March 2014.
- ^ a b (17 March 2014). "Space Ripples Reveal Big Bang’s Smoking Gun" 14 Haziran 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. The New York Times. Retrieved 17 March 2014.
- ^ Using Tiny Particles To Answer Giant Questions 20 Haziran 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Science Friday, 3 April 2009.
- ^ See also Faster than light#Universal expansion.
- ^ a b c d e Spergel, D.N. (2006). "Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Implications for cosmology" 24 Eylül 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
WMAP... confirms the basic tenets of the inflationary paradigm...
- ^ "Our Baby Universe Likely Expanded Rapidly, Study Suggests" 8 Mart 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Space.com.
- ^ Melia, Fulvio (2007). "The Cosmic Horizon". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 382 (4): 1917–1921. arXiv:0711.4181 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Bibcode:2007MNRAS.382.1917M 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12499.x.
- ^ Melia, Fulvio; et al. (2009). "The Cosmological Spacetime". International Journal of Modern Physics D 18 (12): 1889–1901. arXiv:0907.5394 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..Bibcode:2009IJMPD..18.1889M. doi:10.1142/s0218271809015746.
- ^ Kolb and Turner (1988).
- ^ Barbara Sue Ryden (2003). Introduction to cosmology. Addison-Wesley. ISBN .
- ^ This is usually quoted as 60 e-folds of expansion, where e60 ≈ 1026. It is equal to the amount of expansion since reheating, which is roughly Einflation/T0, where T0 = 2.7 K is the temperature of the cosmic microwave background today. See, e.g. Kolb and Turner (1998) or Liddle and Lyth (2000).
- ^ Guth, Phase transitions in the very early universe, in The Very Early Universe, eds Hawking, Gibbon & Siklos
- ^ See Kolb and Turner (1988) or Mukhanov (2005).
- ^ Kofman, Lev; Linde, Andrei; Starobinsky, Alexei (1994). "Reheating after inflation".Physical Review Letters 73 (5): 3195–3198. arXiv:hep-th/9405187 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..Bibcode:1986CQGra...3..811K 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1088/0264-9381/3/5/011.
- ^ Much of the historical context is explained in chapters 15–17 of Peebles (1993).
- ^ Misner, Charles W.; Coley, A A; Ellis, G F R; Hancock, M (1968). "The isotropy of the universe". Astrophysical Journal 151 (2): 431. Bibcode:1998CQGra..15..331W 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1088/0264-9381/15/2/008.
- ^ a b Misner, Charles; Thorne, Kip S. and Wheeler, John Archibald (1973). Gravitation. San Francisco: W. H. Freeman. pp. 489–490, 525–526. ISBN .
- ^ Weinberg, Steven (1971). Gravitation and Cosmology. John Wiley. pp. 740, 815.ISBN .
- ^ , English in Gen. Rel. Grav. 29:641–680, 1997.
- ^ Reissued (1987) New York: Dover .
- ^ Misner, Charles W.; Leach, P G L (1969). "Mixmaster universe". Physical Review Letters 22 (15): 1071–74. Bibcode:2008JPhA...41o5201A 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1088/1751-8113/41/15/155201.
- ^ Dicke, Robert H. (1970). Gravitation and the Universe. Philadelphia: American Philosopical Society.
- ^ Dicke, Robert H.; P. J. E. Peebles (1979). "The big bang cosmology – enigmas and nostrums". In ed. S. W. Hawking and W. Israel. General Relativity: an Einstein Centenary Survey. Cambridge University Press.
- ^ Alan P. Lightman (1 January 1993). Ancient Light: Our Changing View of the Universe. Harvard University Press. ISBN .
- ^ "WMAP- Content of the Universe" 8 Ağustos 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. nasa.gov.
- ^ Since supersymmetric Grand Unified Theory is built into , it is still a triumph for inflation that it is able to deal with these magnetic relics. See, e.g. Kolb and Turner (1988) and
- ^ 't Hooft, Gerard (1974). "Magnetic monopoles in Unified Gauge Theories". Nuclear Physics B 79 (2): 276–84. Bibcode:1974NuPhB..79..276T 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1016/0550-3213(74)90486-6.
- ^ Polyakov, Alexander M. (1974). "Particle spectrum in quantum field theory". JETP Letters 20: 194–5. Bibcode:1974JETPL..20..194P 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
- ^ Guth, Alan; Tye, S. (1980). "Phase Transitions and Magnetic Monopole Production in the Very Early Universe". Physical Review Letters 44 (10): 631–635; Erratumibid.,44:963, 1980. Bibcode:1980PhRvL..44..631G 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1103/PhysRevLett.44.631.
- ^ Einhorn, Martin B; Stein, D. L.; Toussaint, Doug (1980). "Are Grand Unified Theories Compatible with Standard Cosmology?". Physical Review D 21 (12): 3295–3298.Bibcode:1980PhRvD..21.3295E 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1103/PhysRevD.21.3295.
- ^ Zel'dovich, Ya.; Khlopov, M. Yu. (1978). "On the concentration of relic monopoles in the universe" 24 Eylül 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Physics Letters B 79 (3): 239–41. Bibcode:1978PhLB...79..239Z 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1016/0370-2693(78)90232-0.
- ^ Preskill, John (1979). "Cosmological production of superheavy magnetic monopoles".Physical Review Letters 43 (19): 1365–1368. Bibcode:1979PhRvL..43.1365P 10 Mayıs 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1103/PhysRevLett.43.1365.
- ^ "Review of Particle Physics" 7 Eylül 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. J. Phys. G 33 (1): 1–1232. arXiv:astro-ph/0601168 5 Ekim 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..Bibcode:2006JPhG...33....1Y 1 Mart 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1088/0954-3899/33/1/001.
- ^ Rees, Martin. (1998). Before the Beginning (New York: Basic Books) p. 185
- ^ de Sitter, Willem (1917). "Einstein's theory of gravitation and its astronomical consequences. Third paper". 78: 3–28. Bibcode:1917MNRAS..78....3D 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1093/mnras/78.1.3.
- ^ Starobinsky, A. A. (December 1979). "Spectrum Of Relict Gravitational Radiation And The Early State Of The Universe". Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters 30: 682. Bibcode:1979JETPL..30..682S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Starobinskii, A. A. (December 1979). "Spectrum of relict gravitational radiation and the early state of the universe". Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. (Soviet Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters) 30: 719. Bibcode:1979ZhPmR..30..719S 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
- ^ a b c SLAC seminar, "10−35 seconds after the Big Bang", 23 January 1980. see Guth (1997), pg 186
- ^ Chapter 17 of Peebles (1993).
- ^ Starobinsky, Alexei A. (1980). "A new type of isotropic cosmological models without singularity". Physics Letters B 91: 99–102. Bibcode:1980PhLB...91...99S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1016/0370-2693(80)90670-X.
- ^ Kazanas, D. (1980). "Dynamics of the universe and spontaneous symmetry breaking".Astrophysical Journal 241: L59–63. Bibcode:1980ApJ...241L..59K.doi:10.1086/183361.
- ^ Sato, K. (1981). "Cosmological baryon number domain structure and the first order phase transition of a vacuum". Physics Letters B 33: 66–70.Bibcode:1981PhLB...99...66S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1016/0370-2693(81)90805-4.
- ^ Einhorn, Martin B; Sato, Katsuhiko (1981). "Monopole Production In The Very Early Universe In A First Order Phase Transition". Nuclear Physics B 180 (3): 385–404.Bibcode:1981NuPhB.180..385E 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1016/0550-3213(81)90057-2.
- ^ Linde, A (1982). "A new inflationary universe scenario: A possible solution of the horizon, flatness, homogeneity, isotropy and primordial monopole problems". Physics Letters B 108 (6): 389–393. Bibcode:1982PhLB..108..389L 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1016/0370-2693(82)91219-9.
- ^ a b Albrecht, Andreas; Steinhardt, Paul (1982). "Cosmology for Grand Unified Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking" 30 Ocak 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde . (PDF). Physical Review Letters 48 (17): 1220–1223. Bibcode:1982PhRvL..48.1220A 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1103/PhysRevLett.48.1220.
- ^ J.B. Hartle (2003). Gravity: An Introduction to Einstein's General Relativity (1st ed.). Addison Wesley. p. 411. ISBN
- ^ See Linde (1990) and Mukhanov (2005).
- ^ Chibisov, Viatcheslav F.; Chibisov, G. V. (1981). "Quantum fluctuation and "nonsingular" universe". JETP Letters 33: 532–5. Bibcode:1981JETPL..33..532M 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
- ^ Mukhanov, Viatcheslav F. (1982). "The vacuum energy and large scale structure of the universe". Soviet Physics JETP 56: 258–65.
- ^ See Guth (1997) for a popular description of the workshop, or The Very Early Universe, eds Hawking, Gibbon & Siklos for a more detailed report
- ^ Hawking, S.W. (1982). "The development of irregularities in a single bubble inflationary universe". Physics Letters B 115 (4): 295–297. Bibcode:1982PhLB..115..295H 4 Şubat 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1016/0370-2693(82)90373-2.
- ^ Starobinsky, Alexei A. (1982). "Dynamics of phase transition in the new inflationary universe scenario and generation of perturbations". Physics Letters B 117 (3–4): 175–8. Bibcode:1982PhLB..117..175S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1016/0370-2693(82)90541-X.
- ^ Guth, A.H. (1982). "Fluctuations in the new inflationary universe". Physical Review Letters 49 (15): 1110–3. Bibcode:1982PhRvL..49.1110G 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1103/PhysRevLett.49.1110.
- ^ Bardeen, James M.; Steinhardt, Paul J.; Turner, Michael S. (1983). "Spontaneous creation Of almost scale-free density perturbations in an inflationary universe". Physical Review D 28 (4): 679–693. Bibcode:1983PhRvD..28..679B 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1103/PhysRevD.28.679.
- ^ Perturbations can be represented by of a . Each Fourier mode is (usually called Gaussian) with mean zero. Different Fourier components are uncorrelated. The variance of a mode depends only on its wavelength in such a way that within any given volume each wavelength contributes an equal amount of to the spectrum of perturbations. Since the Fourier transform is in three dimensions, this means that the variance of a mode goes as k−3 to compensate for the fact that within any volume, the number of modes with a given wavenumber k goes as k3.
- ^ Tegmark, M.; Eisenstein, Daniel J.; Strauss, Michael A.; Weinberg, David H.; Blanton, Michael R.; Frieman, Joshua A.; Fukugita, Masataka; Gunn, James E.; et al. (August 2006). "Cosmological constraints from the SDSS luminous red galaxies". Physical Review D 74 (12). arXiv:astro-ph/0608632 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Bibcode:2006PhRvD..74l3507T 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1103/PhysRevD.74.123507.
- ^ a b Steinhardt, Paul J. (2004). "Cosmological perturbations: Myths and facts". Modern Physics Letters A 19 (13 & 16): 967–82. Bibcode:2004MPLA...19..967S 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1142/S0217732304014252.
- ^ a b c Boyle, Latham A.; Steinhardt, PJ; Turok, N (2006). "Inflationary predictions for scalar and tensor fluctuations reconsidered". Physical Review Letters 96 (11): 111301.arXiv:astro-ph/0507455 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Bibcode:2006PhRvL..96k1301B 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1103/PhysRevLett.96.111301. PMID 16605810 28 Mayıs 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
- ^ Tegmark, Max (2005). "What does inflation really predict?". JCAP 0504 (4): 001.arXiv:astro-ph/0410281 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Bibcode:2005JCAP...04..001T 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1088/1475-7516/2005/04/001.
- ^ This is known as a "red" spectrum, in analogy to , because the spectrum has more power at longer wavelengths.
- ^ Komatsu, E.; Smith, K. M.; Dunkley, J.; Bennett, C. L.; Gold, B.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Larson, D.; et al. (January 2010). "Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation". The Astrophysical Journal Supplement Series 192 (2): 18. arXiv:1001.4538 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Bibcode:2011ApJS..192...18K 30 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1088/0067-0049/192/2/18.
- ^ Spergel, D. N.; Verde, L.; Peiris, H. V.; Komatsu, E.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Halpern, M.; Hinshaw, G.; et al. (2003). "First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters".Astrophysical Journal Supplement Series 148 (1): 175–194. arXiv:astro-ph/0302209 11 Nisan 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..Bibcode:2003ApJS..148..175S 18 Mart 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1086/377226.
- ^ See for details and references.
- ^ (19 June 2014). "Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim" 22 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. New York Times. Retrieved 20 June 2014.
- ^ Amos, Jonathan (19 June 2014). "Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal" 21 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. BBC News. Retrieved 20 June 2014.
- ^ Planck Collaboration Team (19 September 2014). "Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes" 2 Mayıs 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. ArXiv. arXiv:1409.5738 15 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Bibcode:2014arXiv1409.5738P. Retrieved22 September 2014.
- ^ (22 September 2014). "Study Confirms Criticism of Big Bang Finding" 14 Haziran 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. New York Times. Retrieved 22 September 2014.
- ^ Clavin, Whitney (30 January 2015). "Gravitational Waves from Early Universe Remain Elusive" 8 Aralık 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. NASA. Retrieved 30 January 2015.
- ^ (30 January 2015). "Speck of Interstellar Dust Obscures Glimpse of Big Bang" 12 Şubat 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. New York Times. Retrieved 31 January 2015.
- ^ Rosset, C.; PLANCK-HFI collaboration (2005). "Systematic effects in CMB polarization measurements". Exploring the universe: Contents and structures of the universe (XXXIXth Rencontres de Moriond).
- ^ Loeb, A.; Zaldarriaga, M (2004). "Measuring the small-scale power spectrum of cosmic density fluctuations through 21 cm tomography prior to the epoch of structure formation".Physical Review Letters 92 (21): 211301. arXiv:astro-ph/0312134 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..Bibcode:2004PhRvL..92u1301L 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1103/PhysRevLett.92.211301.PMID 15245272 10 Kasım 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
- ^ Guth, Alan (1997). ISBN
- ^ "The virtue of so-called Higgs inflation models is that they might explain inflation within the current Standard Model of particle physics, which successfully describes how most known particles and forces behave. Interest in the Higgs is running hot this summer because CERN, the lab in Geneva, Switzerland, that runs the LHC, has said it will announce highly anticipated findings regarding the particle in early July."
- ^ Salvio, Alberto (2013-08-09). "Higgs Inflation at NNLO after the Boson Discovery" 26 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..Phys.Lett. B727 (2013) 234-239 727: 234–239. arXiv:1308.2244 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..Bibcode:2013PhLB..727..234S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1016/j.physletb.2013.10.042.
- ^ Technically, these conditions are that the of the potential, and second derivative are small, where is the potential and the equations are written in . See, e.g. Liddle and Lyth (2000), pg 42-43.
- ^ Salvio, Strumia (2014-03-17). "Agravity" 26 Eylül 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. JHEP 1406 (2014) 080 2014.arXiv:1403.4226 2 Temmuz 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Bibcode:2014JHEP...06..080S 12 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1007/JHEP06(2014)080.
- ^ Linde, Andrei D. (1983). "Chaotic inflation". Physics Letters B 129 (3): 171–81.Bibcode:1983PhLB..129..177L 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. doi:10.1016/0370-2693(83)90837-7.
- ^ Technically, this is because the inflaton potential is expressed as a Taylor series in φ/mPl, where φ is the inflaton and mPl is the Planck mass. While for a single term, such as the mass term mφ4(φ/mPl)2, the slow roll conditions can be satisfied for φ much greater than mPl, this is precisely the situation in effective field theory in which higher order terms would be expected to contribute and destroy the conditions for inflation. The absence of these higher order corrections can be seen as another sort of fine tuning. Seee.g.
- ^ a b c Lyth, David H. (1997). "What would we learn by detecting a gravitational wave signal in the cosmic microwave background anisotropy?" 29 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi. Physical Review Letters 78(10): 1861–3. arXiv:hep-ph/9606387 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Bibcode:1997PhRvL..78.1861L 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1103/PhysRevLett.78.1861.
- ^ Brandenberger, Robert H. (November 2004). "Challenges for inflationary cosmology".arXiv:astro-ph/0411671 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
- ^ Vilenkin, Alexander (1983). "The birth of inflationary universes". Physical Review D27 (12): 2848–2855. Bibcode:1983PhRvD..27.2848V 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..doi:10.1103/PhysRevD.27.2848.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Evrensel sisme kozmik enflasyon veya kozmolojik enflasyon evren biliminde erken evrendeki uzayin ustsel genislemesiyle ilgili bir teoridir Enflasyona maruz kalinan cag buyuk patlamadan 10 36 saniye sonra 10 33 ile 10 32 saniyeleri arasinda surdu Sonraki donemde evren genislemeye devam etti ancak genisleme orani dustu Enflasyon teorisi 1980 li yillarin baslarinda gelistirilmistir Bu evrenin buyuk olcekli yapisinin kokenini aciklar Mikroskobik enflasyona maruz kalan bolgelerdeki kuantum dalgalanmalar kozmik boyutu buyuttu Evrendeki yapilarin gelisimi icin tohumlar olustu Galaksi olusumuna yapisina ve evrilmesine bakin Bircok fizikci enflasyonun neden evrenin her yonde esit dagildigini neden kozmik mikrodalga arka plan isimalarin esit bir sekilde dagildigini neden evrenin duz oldugunu ve neden manyetik tek kutbun gozlemlenemedigini acikladigina inaniyorlar Detayli parcacik fizigi mekanizmasinin enflasyondan sorumlu olup olunmadigi bilinmemektedir Temel enflasyonist paradigmasi bircok fizikci tarafindan kabul edilmistir Bircok fizikci bu tahminlerin gozlemlerle dogrulandigina inanmaktadirlar Ancak bilim adamlarinin onemli bir azinligi bu noktada karsit dusuncededirler Enflasyondan sorumlu olan kuramsal alan inflation olarak adlandirilir 2002 yilinda teorinin orijinal mimarlarindan M I T den Alan Guth Stanford Universitesi nden ve Princeton Universitesi nden Paul Joseph Steinhardt prestijli Dirac Odulu nu kozmolojideki enflasyon konseptini gelistirdikleri icin paylastilar Genel TaslakEvrenin Tarihi yercekimisel dalgalar hipotezi buyuk patlamadan hemen sonra isiktan daha hizli genisleyen kozmik enflasyondan meydana gelmistir Genisleyen evren genellikle kozmolojik ufuga sahiptir Dunya yuzeyinin egriligi yuzunden evrenin sinirlarinda benzer alisilmis ufuklarin izlerini gozlemciler gorebilirler Uzayin gozlemci ve obje arasinin cok hizli bir sekilde genislemesiyle isik ya da diger isimalar kozmolojik ufugun otesindeki objeler tarafindan emilir ve isik hicbir zaman gozlemciye ulasamaz Dunyadan bakildiginda Gozlemlenebilir evren gozlemlenemeyen evrene gore cok kucuk bir kesittir Evrenin diger kisimlari henuz dunya ile iletisim kuramaz Evrenin bu parcalari mevcut kozmolojik ufugun disindadir Standart sicak big bang modelinde enflasyon olmadan kozmolojik ufuk disari dogru akar ve yeni bolgeleri gorus acisina sokar Yerel bir gozlemci uzayda ilk defa bir bolgeyi gordugunde durum gozlemci icin daha once gordugu bolgelerden hic de farkli degildir Ilk kez gordugu bolgedeki arka plan radyasyonu ile diger bolgelerdeki arka plan radyasyon sicakligi hemen hemen aynidir ve uzay zaman egriligi birbiri ardina gelismektedir Bu olay bir bize bir gizem sunar Bu yeni bolgeler nasil oluyor da eski bolgelerle ayni sicaklik ve egrilik degerine sahip oldu Bu degerlere sinyaller sayesinde ulasmis olamazlar cunku daha once onlar bizim baktigimiz isik konileri ile iletisim halinde degillerdi Enflasyon butun bolgelerin buyuk bir vakum enerjisi ile ya da kozmolojik sabiti ile bir onceki donemin geldigini varsayarak bu soruyu cevaplar Kozmolojik sabiti ile bir uzay niteliksel olarak farklidir disa dogru hareket etmek yerine kozmolojik ufuk kipirdamadan sabit kalir Herhangi bir gozlemci icin kozmolojik ufka olan mesafe sabittir uzayin katlanarak genisletilmesi ile iki yakin gozlemciler cok hizli bir sekilde ayrilir o kadar ki aralarindaki mesafenin hizla iletisim sinirlarini astigini soyleyebiliriz Mekansal dilim buyuk miktarlar kapsayacak sekilde cok hizli genislemektedir Bazi seyler surekli olarak mesafe ile sabitlenmis olan kozmolojik ufkun otesine dogru hareket eder ve her sey homojen bir hale gelir Enflasyon alani yavas yavas uzayda gevserken kozmolojik sabit sifira gider ve uzay normal genislemeye baslar Normal bir genlesme asamasinda gorunumune giren yeni bolgeler enflasyon sirasinda ufuk disina itilen bolgelerle aynidir ve boylece ufuk disina itilen ve ufka yeni giren bolgeler ayni sicaklik ve egrilige sahiptir cunku ikisi de uzayin ayni kucuk bolgesinden ayni yolu izleyerek gelmistir Enflasyon teorisi farkli bolgelerin neden sicaklik ve egrilik degerlerinin neredeyse esit oldugunu bu sekilde aciklar Ayni zamanda sabit kuresel bir zamanda bir uzay diliminin toplam egriliginin sifir oldugunu ongorur Bu ongoru evrendeki toplam siradan maddelerin toplam karanlik maddelerin ve toplam artik vakum enerjilerin hepsinin kritik yogunluga eklenmesinin zorunlu oldugu anlamina gelir kadar eklemek zorunda anlamina gelir ve kanitlariyla bunu destekler Daha carpici olan ise enflasyon fizikcilere enflasyon cagindaki kuantum dalgalanmalarindan farkli bolgelerin sicaklik farkliliklarini dakikalara gore hesaplamak icin izin verir ve bu nicel tahminler bircok defa teyit edilmistir Genisleyen Uzay Uzayin katlanarak genisledigini soylemek icin bunun iki gozlemcinin birbirinden hizlanarak ayrildiginin anlamina geldigini bilmemiz gerekir Sabit koordinatlardaki bir gozlemci icin bir gozlemci icin enflasyonan evrenin bir parcasi icin asagidaki kutup olcusune sahip olmasi gerekir ds2 1 Lr2 dt2 11 Lr2dr2 r2dW2 displaystyle ds 2 1 Lambda r 2 dt 2 1 over 1 Lambda r 2 dr 2 r 2 d Omega 2 Birkac Homojensizlik kalintisi Kozmolojik enflasyon homojen olmayan duzensizlikleri izotop olmayanlari ve uzay egriligini disari dogru yumusatmak gibi bir etkiye sahiptir Bu evreni cok basit bir duruma iter Bu durumda tamamen enflasyon alani tarafindan domine edilmis kozmoloji sabitinin kaynagi ve enflasyon icinde sadece onemli olmayan homojen minik kuantum dalgalanmalar vardir Enflasyon ayni zamanda parcacik fiziginin Standart Modeli icin bircok uzantilari tarafindan tahmin edilen manyetik kutuplar gibi egzotik agir parcaciklari sulandirir Eger evren enflasyon doneminden once bu parcaciklari olusturmak icin yeteri kadar sicak olmasaydi dogada gozlemlenemezlerdi Gozlemlenebilir evrende muhtemelen cok nadir olurlardi Bu etkilerle birlikte enflasyon kara deliklerde oldugu gibi sacsiz teorem no hair theoram olarak adlandirildi Sacsiz no hair teoram esasen calisir cunku kozmolojik ufuk felsefecilerin diger tarafta ne oldugu hakkindaki ayriliklari disinda karadelik ufkundan farkli degildir Hicbir sac teoreminin yorumlanmasinda ister gozlemlenebilir ya da ister gozlemlenemeyen evren icin enflasyon sirasinda genisleme buyur bir faktordur Genisleyen bir evrende enerji yogunluklari genellikle duser ya da hacmin yukselmesiyle seyreltilir Ornegin siradan soguk madde toz yogunlugu hacminin tersi olarak iner dogrusal boyutlari cift enerji yogunlugu sekiz faktor ile battiginda radyasyon enerjisi yogunlugu daha da hizli bir sekilde her bir foton dalga boyu foton genlestirme ile dagitilmistir ek olarak kirmizi tarafinda gerilmis oldugu icin evren genisledikce iner Dogrusal boyutlari iki kati oldugu zaman radyasyon enerji yogunlugu on alti faktoru ultra relativistik sivi icin enerji yogunlugu sureklilik denkleminin cozumunu bakiniz duser Enflasyon sirasinda enflasyon alanda enerji yogunlugu yaklasik sabittir Ancak homojen olmayan egrilik izotop olmayan egzotik parcaciklarin ve standart modeli parcaciklar dahil her sey enerji yogunlugu dusuyor ve yeterli enflasyon yoluyla bunlarin hepsi onemsiz hale gelir Bu enflasyon biter ve yeniden isitma baslar su anda Evren duz ve simetrik ve cogunlukla bos birakir Devam suresi Suregenlik Enflasyonun enflasyona neden olan kucuk bir Hubble hacminden su andaki gozlemlenebilir evreni olusturacak kadar devam etmesi bu isin anahtaridir Bu Evren en buyuk gozlenebilir olceklerde duz homojen ve izotropik gorunur olmasini saglamak icin gereklidir Bu gereklilik genellikle Evren enflasyon sirasinda en az 1026 kat genisletilmis olmasi gerektigi dusunulmektedir Yeniden Isinma Sicaklik 100 000 ya da oylesine bir faktor tarafindan dustugunde Enflasyon asiri sogutulmus genisleme donemindedir Tam damla bagimli bir modeldir ancak ilk modellerinde bu 1022 K asagi 1027 K tipik olarak Bu oldukca dusuk sicaklik enflasyona ait olan asamada korunur Ne zaman enflasyonun bittigi sicaklik enflasyon oncesi sicakliga doner bu duruma yeniden isinma denir cunku enflasyon alanlarindaki buyuk potansiyel enerji parcaciklar icine bozulur ve evreni standart model parcaciklari ile doldurur MotivasyonlarEnflasyon 1970 lerde kesfedilen Big Bang kozmolojisindeki bircok problemi cozdu Enflasyon ilk Guth tarafindan onerilmisti Guth gunumuzde neden tek halinde manyetik kutup bulunmadigini arastirirken pozitif enerjili yalanci vacumun genel gorelilige gore uzayda bir ustsel genlisleme olusturacagini buldu Bu ustsel hizli genisleme uzun yillardir duran diger problemleri cozdu Bu sorunlar bugun oldugu gibi duran evrenin cok ince ayarli ya da Big Bang ozel baslangic kosullarindan yukselen problemlerdi Enflasyon bu sorunlara evrene ozel bir durum icin dinamik mekanikler saglayarak cozmeye calisir Boylece Big Bang teorisinin bugunku haline gelmesini sagladi Ufuk Problemi Ufuk sorunu evrenin istatistiksel olarak homojen ve izotropik olarak kozmolojililik ilkesine uyumlu olmasindan dolayi bu problem belirlenir Ornegin bir gaz bir teneke kutu icinde molekuller homojen ve izotropik olarak dagitilir Termal dengede oldugu icin teneke kutu boyunca gaz homojen olmayan duzensizlikleri ve izotop olmayanlari dagitmak icin zamanla etkilesime girer Bu durum buyuk patlama teoreminde enflasyon olmadan cok farkliydi cunku kutlesel cekim genislemesi evrene dengelenmesi icin yeterli zamani vermiyordu Standart modeldeki bilinen sadece madde ve radyasyonla birlikte buyuk patlamadaki birbirinden oldukce genis bir sekilde ayrilmis gozlemlenebilir evren dengelenemedi cunku birbirlerinden isik hizindan daha yuksel bir hizla ayriliyorlardi Sonuc olarak iki bolge birbirleriyle temas kuramadi Evrenin baslarinda iki bolge arasinda isik sinyali gondermek mumkun degildi cunku iki bolgede birbiriyle etkilesimde bulunmamisti Ikisinin de neden ayni sicaklikta oldugunu aciklamak zor Tarihsel olarak onerilen cozumler Georges Lemaitre Phoenix evreni Richard Chase Tolman ilgili salinimli evren ve Charles Misner ve Mixmaster evreni dahil Lemaitre ve Tolman daralma ve genisleme donguleri bir dizi geciren bir evren termal dengeye gelebilir tezini onerdiler Onlarin modelleri birkac dongu uzerinde entropi birikimi nedeniyle basarisiz oldu Misner tamamen yanlis olan Mixmater mekanizmasini tahmin etti Bu mixmater mekanizmasi evreni daha kaotik bir evren olmasina yol acti Duzluk Problemi Duzluk sorunu bazen kozmolojik sabit problemi ile birlikte Dicke tesaduflerinden biri olarak adlandirilir 1960 yillarda bilinmeye baslanan evrendeki maddenin yogunlugu ile duz evren icin gerekli olan kritik yogunluk ile karsilastirilabilir Bu nedenle evrenin sekli ne olursa olsun Evrenin genislemesi icin uzaysal egrilik katkisi maddenin katkisindan daha buyuk olamazdi Ancak Evren genisledikce egriligin kirmiziya kaymasi maddeden ve radyasyondan daha yavastir Egriligin evrene katkisinin buyuk patlamadaki nukleosentezlerin yogunlugundan katlanarak kucuk olmasi gerekir cunku gecmis verilere bakilarak ortada bir ince ayar sorunu sunar Bu problem kanitlanmis olan evrenin kucuk bir yuzdesinin duz olan kismindaki arka plan kozmik mikrodalgalarin son zamanlarda gozlemlenmesiyle daha da siddetlenmistir Manyetik tek kutupluluk sorunu Manyetik tek kutup problemi bazen egzotik emanetler problemi diye de aniliyor Bu problem eger evren ilk asamalarinda cok olsaydi cok sayida stabil manyetik tek kutup uretilmis olurdu Bu problem buyuk birlesik teorilerin onerdigi yuksek sicakliklarda ornek olarak evrenin erken zamanlari gibi elektromanyetik kuvvet zayif ve guclu nukleer kuvvetler gibi temel kuvvet olmayan ama bir gauge teorisinin anlik simetri bozulmalariyla ortaya cikan kuvvetlerdir Bu teoriler dogada kendi halinde gozlemlenemeyen bir dizi sabit agir partikullerin tahminidir Bunlarin en unlulerinden biri de manyetik tek kutuptur ki manyetik alandaki sabit ve agir yuktur Manyetik tek kutuplar buyuk birlesik teorilerde yuksek sicakliklarda bolca uretilmis oldugu tahmin edilmektedir ve evrenin yapitaslarindan biri oldugu icin gunumuze kadar varligini surdurmesi gerektigi konusunda tahminler yurutulmektedir Sadece bu durum icin degil ayni zamanda manyetik tek kutubu bulabilmek icin yapilan butun calismalar sonucsuz kalmistir Evrenin kalinti manyetik tek kutuplarinin yogunlugu uzerinde siki limitler yerlestirilmistir Enflasyonun bir doneminde manyetik tek kutuplarin olustugu sicakligin altinda evren manyetik tek kutuplar etrafinda genislerken manyetik tek kutuplar birbirinden ayrilmis olabilirler Kozmolojist Martin Rees in yazdigina gore Egzotik fizikle ilgilenen supheciler kendileri sadece varsayimsal olan parcaciklarin yoklugunu aciklamak icin teorik bir arguman tarafindan buyuk olcude etkilenmemis olabilirler Koruyucu ilacin bir hastaligin olmadigi ortamda kolayca 100 faydali oldugu gorulebilir GecmisOnculer Genel Gorelilik ilk gunlerinde Albert Einstein maddenin duzgun bir yogunlukta uc boyutlu bir kure olan bir statik cozum saglamak icin kozmolojik sabit tanitti Daha sonra Willem de Sitter aksi takdirde bos bir kozmolojik sabiti ile bir evren tarif son derece simetrik enflasyon evreni bulundu Bu Einstein in evrenin kararsiz oldugunu ve kucuk dalgalanmalarin yikima neden oldugunu ya da De sitter un evrenine donustugu bulundu 1970 lerin basinda Zeldovich Big Bang kozmoloji duzlugu ve ufuk sorunlari fark ettim eserinden once kozmoloji tamamen felsefi nedenlerle simetrik oldugu kabul edilmistir Sovyetler Birligi nde bu ve diger hususlar Belinski ve Khalatinkov u Genel Gorelilikteki kaotik BKL tekilligini analiz etmesine yol acti MISNER in Mixmaster evreni sinirli bir basari ile kozmolojik sorunlari cozmek icin bu kaotik davranisi kullanmayi denedi 1970 lerin sonlarinda Sidney Coleman kuantum alan teorisi sahte vakum kaderini incelemek icin Alexander Polyakov ve isbirlikcileri tarafindan gelistirilen instanton teknikleri uygulanir donma sicakliginin altinda veya kaynama noktasi bir kuantum alaninin uzerinde istatistiksel mekanik su icinde yari kararli faz gibi bir gecis yapmak icin yeni vakum yeni bir evreye yeterince buyuk bir kabarcik cekirdeklenmesi gerekir Coleman vakum curumesi icin en uygun olan yolu buldu ve yasam omrunun tersine birim hacim olarak hesapladi Sonunda cekim kuvvetinin etkilerin onemli olacagini kaydetti ancak bu etkileri hesaplamadi ve kozmoloji sonuclari gecerli degildi Sovyetler Birligi nde Alexei Starobinsky genel gorelilik kuantum duzeltmeler erken evren icin onemli olmasi gerektigini kaydetti Bu nedenle Alexei Starboinsky erken evrede evren De Sitter enflasyon cagina gecirdigini onerdi Bu kozmoloji sorunlari giderilmisti ve arka plan mikro dalga radyasyonlar icin ozel duzeltmeler sundu daha sonra ayrintili olarak duzeltmelere hesaplanmistir 1978 yilinda Zeldovich ufuk sorunun kesin bir niceliksel versiyonu olan tek kutupluluk sorununu fark etti Bunu gidermek icin parcacik fiziginin bir alt alaninda bircok spekulatif tesebbuslerde bulundu 1980 yilinda Alan Guth erken evrende yanlis vakum curumesinin sorunu cozebilecegini fark etti Bu onu skaler odakli bir enflasyon onermeye itti Starobinsky ve Guth senaryolari sadece mekanik ayrintilardaki farklariyla De Sitter in baslangic asamasini ongordu Ilk Enflasyon Modelleri Guth Manyetik tek kutuplar yoklugunu aciklamak icin Ocak 1980 yilinda enflasyonu onerdi Enflasyon terimini uyduran Guth oldu Ayni zamanda Starboinsky kuantum duzeltmelerinin gitgide genisleyen De Sitter asamasindaki evrenin ilk tekilligindeki kutlecekimiyle yer degistirmesi gerektigini savundu Ekim 1980 yilinda Demosthenes Kazanas gitgide genisleyen evrenin parcacik ufkunu ortadan kaldiracagini ve belki de ufuk sorununu cozecegini one surdu Ayrica Sato gitgide genisleyen evrenin domain duvarlarini ortadan kaldiracagini onerdi 1981 de Einhorn ve Sato ise Guth ile benzer bir model yayinladi ve Buyuk Birlesik Teorilerindeki manyetik tek kutupluluk bollugu bulmacasini cozecegini gosterdiler Onlarda Guth gibi boyle bir model sadece kozmolojik sabiti ince ayar icin gerekli degildir ayni zamanda sonucuna degil ayni zamanda cok taneli evrene kabarcikli duvar carpismalarindan kaynaklanan buyuk yogunluktaki cesitlilik yol acacagi sonucuna ulastilar Guth erken evren sogurken evrenin yuksek enerji yogunlugunda buyuk ihtimalle kozmoloji sabiti yanlis vakum icinde kapana kisildigini tekli etti Erken donemin en baslarinda evren sogurken metastable durumunda kapana kisildi Bu metastable durumu kuantum tunelleme yoluyla kabarcik cekirdeklenme surecinde sadece disari dogru curumedir Gercek vakum kabarciklari kendiliginden sahte vakum denizinde olusur ve hizla isik hizinda genislemeye baslar Guth bu modelin sorunsal oldugunun farkina vardi cunku model duzgun isinmiyordu Kabarciklar cekirdeklestigi zaman herhangi bir radyasyon uretmiyordu Radyasyon sadece carpismalar kabarcik duvarlari arasinda oldugu zaman uretilir Enflasyon baslardaki durumlari cozmek icin yeteri kadar uzun sure surseydi Kabarciklar arasindaki carpismalar son derece nadir olurdu Herhangi bir nedensel parca sadece bir baloncuk cekirdeklenmesi ile olasidir Yavas yuvarlanan enflasyon Kabarcik carpisma sorunu Linde tarafindan cozuldu ve bagimsiz olarak Andreas Albrecht ve Paul Steinhardt in yeni enflasyon ya da yavas rulo olarak isimlendirilen modeli ile cozuldu Guth modeli daha eski enflasyon modeli olarak anildi Bu yeni modelde sahte vakum durumu tunel disina cikmak yerine enflasyon potansiyel enerji tepesinden asagi dogru sklar alanda yuvarlanmasiyla meydana geldi Alanlar evrenin genislemesine gore oldukca yavas bir sekilde yuvarlandigi zaman enflasyon meydana gelir Ancak tepeler sarp oldugu zaman enflasyon biter ve yeniden isinma meydana gelebilir Asimetri Etkileri En sonunda yeni enflasyon mukemmel simetrik evren olmadigini gostermistir ancak enflasyonun icinde kuantum dalgalanmalar olusturulur Bu dalgalanmalar daha sonraki evren icin ilkel tohumlar olusturur Bu dalgalanmalar ilk olarak Starobinshy nin benzer model analizinde Viatchelav Mukhanov ve G V Chibisov tarafindan hesaplanmistir Enflasyon baglaminda 1982 yilinda uc hafta boyunca Nuffield atolyesinde evrenin erken donemi uzerine Cambridge universitesinde bagimsiz olarak calisildi Dalgalanmalar atolye boyunca ayri calisan dort gruba gore hesaplandi Bunlar Stephen Hawking Starobinsky Guth ve So Young Pi ve Bardeen Steinhardt ve Turner Gozlemsel DurumlarEnflasyon fiziksel kozmoloji standart modelin temeli olan kozmolojik prensibi gerceklestirmek icin bir mekanizmadir gozlemlenebilir evrenin homojenligi ve izotropisiyle olusturmaktadir Buna ek olarak manyetik kutuplar gozlenen duzluk ve yoklugunda olusturmaktadir Guth erken calismalari bu yana bu gozlemlerin her ileri onay aldi en etkileyici Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP uzay araci tarafindan yapilan kozmik mikrodalga arka plan ayrintili gozlemlerle Bu analiz Evren icinde duz oldugunu gosterir en azindan birkac yuzde ve homojen ve 100 000 de bir kismina izotropik oldugu Buna ek olarak enflasyon bugun Evrende gorunen yapilar enflasyona neden olan cagda kuantum mekaniksel dalgalanmalar ile olusmustur perturbasyonlarin yercekimsel cokus yoluyla olustugunu tahmin ediyor perturbasyonlarin spektrumunun ayrintili bicimi neredeyse olcekli degismeyen Gauss rastgele alan denilen ya da Harrison Zel dovich spektrum cok ozel ve sadece iki serbest parametreleri spektrumun genligi ve olcen spektral endeksi vardir Enflasyonun tahmin olcek degismezligi gelen hafif sapma mukemmel olcek degismezligi idealize de Sitter evrenin karsilik gelir Enflasyon gozlenen tedirginlikler birbirleri ile termal denge bu adyabatik veya izentropik tedirginlikler denir olmasi gerektigini ongorur tedirginlikler Bu yapi WMAP uzay araci ve diger kozmik mikrodalga arka plan CMB deneylerde ve galaksi anketleri ozellikle devam eden Sloan Dijital Sky Survey tarafindan teyit edilmistir Bu deneyler gostermistir ki 100 000 bir kisim gozlenen homojen olmayan teori tarafindan ongorulen tam form var Ayrica olcek degismezligi hafif bir sapma icin kanit yoktur Bir olcek degismeyen spektrum icin birine esit olan ns spektral indeks En basit enflasyon modelleri bu miktar 0 92 ile 0 98 arasinda oldugunu tahmin ediyor WMAP verilerden anlasilmaktadir olabilir ns 0 963 0 012 en birinden farkli oldugunu ima iki standart sapma duzeyi 2s Bu enflasyon teorisinin onemli bir onay olarak kabul edilir Cesitli enflasyon teorileri kokten farkli tahminler yapmak oldugunu one surulmustur ancak genellikle gerekli olmasi gerekenden daha cok daha ince ayar var Fiziksel bir model olarak Ancak enflasyon saglam baslangic sartlarini ongordugunu en degerli sadece iki ayarlanabilir parametrelere dayali Evrenin spektral indeksi bu sadece kucuk bir aralikta degisebilir ve perturbasyonlarin genlik yapmacik modellerinde disinda bu ne olursa olsun enflasyon parcacik fizigi gerceklestirilen nasil gecerlidir Bazen etkileri enflasyon basit modeller celisiyor gorunen gozlenir ilk yil WMAP veri spektrum neredeyse olcek degismeyen olmayabilir ancak bunun yerine hafif bir egrilik olabilir onerdiAncak ucuncu yil veri etkisi istatistiksel sapma oldugunu ortaya cikardi Baska bir etkisi ilk kozmik mikrodalga arka plan uydu beri uzerine soyledigi cobe SPK nin kuadropol an genligi beklenmedik dusuk ve diger dusuk Cok kutuplar tercihen ekliptik duzlemi ile uyumlu gorunmektedir olmasidir Bazilari bu gauss olmadiklari bir imza oldugunu iddia etti ve boylece enflasyonun basit modeller celismektedir var Digerleri etkisi diger yeni fizik on plan kirlenme hatta yayin yanliligi nedeniyle olabilir ileri surmuslerdir Deneysel bir program daha hassas SPK olcumlerle test enflasyonu ilerletmek icin devam etmektedir Ozellikle arka plan radyasyonun kutuplasma sozde B mod yuksek hassasiyetli olcumler enflasyon tarafindan uretilen yercekimsel radyasyon kanit saglayabilir ve ayni zamanda enflasyon enerji olcegi basit modeller tahmin olmadigini gostermek icinde olabilir 1015 ile 1016 GeV dogrudur Mart 2014 te bu ilan edildi bir Guney Kutbu deney gosterdigi olmustu enflasyon tahmin ile tutarli B mod SPK polarizasyon oldugunu bulgulari teyit ettigini bildirilmistir Bununla birlikte 19 Haziran 2014 tarihinde alcaltilmis 19 Eylul 2014 tarihinde guven daha da azalma rapor edilmistir ve 30 Ocak 2015 tarihinde daha az guven henuz bildirilmistir Diger potansiyel dogrulayan olcumler sinyal gorunur olacaktir eger ya da on plan kaynaklardan kirlenme engel olacak eger belli olmasina ragmen Planck uzay aracindan bekleniyor Boyle yayilan ve emilen 21 santimetre radyasyon radyasyon gibi 82 Diger onumuzdeki olcumleri ilk yildiz acik notr hidrojen once bu olcumler mumkun ya da eger olacaktir eger bilinmemektedir ragmen SPK ve galaksi anketleri bile daha fazla cozunurluge sahip guc spektrumunun olcebilir Dunya da ve galaksideki radyo kaynaklari ile mudahale cok buyuk olacaktir Karanlik enerji enflasyona buyuk oranda benzer oldugunu ve hizlandirmak icin bugunku evrenin genislemesini neden oldugu dusunulmektedir Ancak karanlik enerjinin enerji olcegi 10 12 GeV enflasyonun olceginde daha az buyuklukte kabaca 27 emir cok daha dusuktur Kuramsal Teorik DurumlarGuth erken onerisi Enflasyonu Higgs alani oldugu dusunuluyordu Bu alan temel parcaciklarin kutleini acikliyor Higgs bozonu hakiindaki son kesifler Higgs alaninin enflasyon oldugunu gostersede bazilari tarafindan su anda inanilan dusunce enflasyon Higgs alani olamaz Bu kimliklendirmedeki bir sorun elektrozayif olcekteki deneysel verilerdeki mecvut gerginlik Bu sorun Buyuk Hadron carpistiricisi LHC uzerinde su anda calisiyor Diger enflasyon teorileri Buyuk Birlesmis teorilerin ozelliklerine bel bagliyordu Buyuk birlesmenin en basit modelleri yikilinca bugun bircok fizikci tarafindan enflasyon sicim teorisi ya da supersimetrik buyuk birlesmis teorisine dahil edilecegi dusunuluyor Bugunlerde sicak erken evren icin bastaki kosullar detaylica tahmin edildiginden dolayi enflasyon baslica anlasildi Bu anlasilmaya ragmen parcacik fizigi genelde plansiz bir modelleme Enflasyonun ongoruleri gozlenen test sonuclariyla tutarli olmasina ragmen ucu acik bircok soruyu geride birakiyor Fine tuning Sorunu Enflasyon icin en agir zorluklardan biri de ince ayar ihtiyaci dogurmasidir Yeni enflasyondaki yavas yuvarlanma kosullari enflasyon gerceklesmesi icin memnun edici olmalidir Yavas yuvarlanma kosullari enflasyon potansiyelinin duz ve enflasyon parcaciklarinin kutlesinin kucuk olmasi gerektigini soyler Yeni enflasyonun evrenin skaler alanla birlikte ozellikle duz potansiyele ve ozel baslangic kosullarina gereksinim duyar Bununla birlikte bu ince ayarlamalar icin aciklama onerilmistir Bununla birlikte bu ince ayarlamalar icin aciklama onerilmistir Ornegin olcek degismezligi kuantum etkileri ile bozulur klasik olcekli degismeyen alan teorileri surece teori perturbasyon teorisi ile ele alinabilir olarak enflasyonist potansiyellerin duzluk bir aciklama Andrei Linde Linde kaotik enflasyon olarak bilinen teoriyi enflasyon icin gerekli olan kosullar aslinda oldukca jenerik bir bicimde tatmin eden kaotik enflasyon olarak bilinen teoriyi onerdi Enflasyon yuksek enerji duruma sahip skaler alanlarda sinirsiz enerjiyle birlikte kaotiklik icinde herhangi bir gerceklikte olan evrende meydana gelir Ancak onun modelinde enflaston alani zorunlu bir Planck birminden daha buyuk degerler alir Bu nedenler genellikle buyuk alan modelleri olarak adlandirilir ve rakip yeni enflsayon modellerine kucuk alan modelleri denir Bu durumda efektive alan teori tahminleri gecersiz oldugu dusunulmektedir Bu sorun henuz cozulmus degildir ve bazi kozmolojistler dusuk enerji olceginde meydana gelenkumuk alan modellerin daha iyi oldugunu iddia etmektedir Enflasyon teorisi buyuk olcude kuantum alan teorisne bel baglamis olmasina ragmen tamamen bu teorilerle mutabakat olmamistir Brandenberger baska bir durum icin ince ayari yorumladi Enflasyon uretilen ilkel homojensizliklerin genligi dogrudan enflasyon enerji olcegine baglidir Bu olcek 1016 GeV veya 10 3 kez Planck enerjisinin civarinda oldugu ileri surulmektedir Dogal olcek safca bu yuzden bu kucuk deger bir hiyerarsi problemi olarak adlandirilir ince ayar baska bir form olarak gorulebilir Planck olcegi skalar potansiyeli tarafindan verilen enerji yogunlugu ile Planck yogunlugu karsilastirildiginda 10 12 degerde asagidadir Bu genellikle cok kritik bir sorun olarak algilanmaz Sonsuz Enflasyon Bircok modelde evrenin genislemesine sebep olan enflasyon fazinin en azindan evrenin bazi bolgelerinde sonsuza kadar surer Bunun olmasinin sebebi sismeye magruz kalan bolgeler hizli bir sekilde genisler Sismeye maruz kalmayan bolgelerdeki curume orani yeteri kadar hizli olmazsa yeni enflasyona ugrayan bolgeler ugramayan bolgelere gore daha cabuk olusur Bu tur modellerde belirli bir zamanda evrenin hacminin buyuk cogunlugu siser Butun sonsuz enflasyon modellerinde sonsuz bircok evreni tipik bir fratkal uretilir Yeni enflasyon klasik bir sekilde potansiyeli kar topu gibi yuvarlanirken kuantum dalgalanmalari bazen onceki seviyelere kaldirabilir Bu bolgelerdeki enflasyon dalgalanmalari yukari dogru dusuk potansiyel enerjiye sahip bolgere nazaran daha hizli genisler ve bu bolgeler fiziksel hacim acisindan dominant olma egilimindedir Ilk Vilenkin e tarafindan gelistirilen bu sabit durum ebedi enflasyon olarak adlandirilir Fizikciler arasinda populer olan bu sonuc kararli durumun sonsuza kadar devam edemeyecegini soyler Enflasyona ait olan uzay zaman De Sitter zamanina benzer Ancak De Sitter in uzayi aksine enflasyona sebep olan uzayin icindeki dalgalanmalarin daralip yikilmasi icin kutlecekimsel tekilligin olusturulmasi gerekir Kutlecekimsel tekillikte ozkutle sonsuz olur Sonuc olarak Evrenin baslangic kosullari icin bir teorinin olmasi zorunlu hale gelir Ancak Linde enflasyonun ebedi olarak gectigine inanmaktadir 98 Sonsuz enflasyon icinde sisen bolgelerdeki gitgide buyuyen hacimlere ragmen bunun aksine sismeyen bolgelerde mevcuttur Boylece evrenin sisen kisminin hacmi global resmin icinde her zaman tasvir edilemez bir sekilde sismeyen bolgere gore cok daha buyuktur Bilim adamlari bu varsayimsal insani manzara karsisinda olasilik dagiliimini atama konusunda hemfikir degildir Eger farkli bolgelerin olasiliklari hacimleri dolayisiyla sayilacak olsa yerel bir gozlemci icin biri hic bitmeyecek bir sismeye enflasyon ya da uygulanabilecek limit kosullari sahip olmasi beklenmelidir Dolayisiyla enflasyonun sisme er ya da gec bitecegini soyler Bazi fizikciler bu paradoksun gozlemcinin agirliklandirilarak enflasyon oncesi hacimin bulunabilecegine inaniyor Baslangic Kosullari Bazi fizikciler merkezi olmayan sonsuza dek sisen bir evren yuzunden evrenin baslangic durumundan kacinmaya calisti Bu modeller evren en buyuk olceginde olsa bile hala gitgide hizlanarak genisleyecegini ve genislemesine her zaman devam edecegini uzaysal olarak sonsuz olacagini ve her zaman var olacagini onerdiler Diger teklifler kuantum kozmolojisine ve asagidaki enflasyona gore Evrenin hiclikten yaratilmasini anlatmak icin calisir Vilenkin de boyle bir senaryo ileri surdu Evrenin olusum asamalarinda enflasyon kendiliginden meydana gelir Hartle ve Hawking evrenin olusum asamalarinda sinirlari olmayan bir oneri sundular Nihai bedava ogle yemegi olarak Guth tasvir ettigi evrenin enflasyonu bizimkisine benzeyen yeni evrenlerin surekli olarak ucsuz bucaksiz genisleme arka planinda uretildigini savundu Bu durumda yercekimi etkilesimleri termodinamigin birinci enerji korunumu ve ikinci yasasini zaman ibresi ve entropi sorunu engeller Ancak burada fikir birligi olmasina buradaki fikir birligi baslangic kosullari sorununu cozmesidir ragmen bazilari kuantum dalgalanmasi yuzunden evrenin bu duruma geldigini iddia etti Bu anomali yuzunden Don Page enflasyonu sesli elestirenlerden biriydi Termodinamigin zaman ibresi dusuk entropi baslangic kosullarini gerektirecegini ki bunun mumkun olmadigini vurguladi Onlara gore bu sorunu cozmek yerine enflasyon teorisi enflasyon caginin sonundaki yeniden isinmanin entropiyi artiracagini evrenin baslangic durumu icin kritik bir oneme getirecegini enflasyon asamasi olmayan diger buyuk patlama teorilerinden daha duzenli hala getirecegini vurguladilar Hawking ve Page Hartle Hawking baslangic durumunda enflasyon olasiliklarini hesaplarken daha sonra belirsiz sonuclar buldular Diger yazarlar bunu tartisti Cunku enflasyon sonsuz oldugunda olasiliklar sifir 0 olmadigi surece onemsiz olacagini ve enflasyon basladiktan sonra kendi kendini devam ettirecegini ve kisa surede evrene egemen oalcagini savundu Ancak Albrecht ve Lorenzo Sorbo enflasyon kozmozun olasiliklarini tartisti Bugunku gozlemlerle sabit olan bazi onceden var olma durumundan gelen rastgele dalgalanmalar enflasyon yapmaya kozmozdan daha olasidir Enflasyon yapan evren icin gerekli olmayan yercekimi enerjisi tohum miktari enflasyon yapmayan herhangi alternatif bir kozmoz icin daha azdir Ara sira bahsedilen diger bir sorun ise trans Planckian ya da trans Planckian etkisidir Enflasyonun enerji olcegi ve Planck olcegi oldukca yakin oldugundan dolayi bazi kuantum dalgalanmalari evrenimzdeki yapilari enflasyondan onceki Planck uzunlugundan daha kucuk yapti Sonuc olarak fizikte Planck olcegi icin bir dogrulama gerekir Ozellikle bilinmeyen yercekimi kuantum teorisi icin Bu etkinin buyuklugu konusunda bazi anlasmazliklar vardir Melez hibrid Enflasyon Melez enflosyon sisme diye adrandilran baska bir tur enflasyon cesidi yeni enflasyonlarin bir uzantisidir Melez enflasyon ilave skaler alanlari sunar Skaler alanlardan biri normal bir sekilde yuvarlanan enflasyondan sisme sorumludur Bir digeri enflasyonun sonunu tetikler Enflasyon sisme yeterince uzun sure devam ettigi zaman ikinci alanin daha dusuk enerji durumuna bozulmasina uygun hale gelir Melez enflasyonda bir skaler alandan biri enerji yogunlugunun cogundan sorumlu iken bir digeri yavas yuvarlanmadan sorumludur Bu sebeple ana enflasyondaki dalgalanmalar enflasyon bitisini engellemeyecektir Ikincideki dalgalanmalar ise genisleme oranini etkilemeyecektir Sonuc olarak melez enflasyonlar ebedi degildir Yavas yuvarlanan enflasyon potansiyelinin dibine ulastigi zaman ilk enflasyonun potansiyelinin minimumun konumunu degistirir Bu degisimde enflasyonun potansiyelini asagiya dogru yuvarlanmasini hizlandirir Sonuc olarak enflasyonu bitise goturur Enflasyon ve Sicim Kozmolojisi Aki kompaktifikasyonlarin kesfi enflasyon ve sicim teorisi uzlastirilmasinin yolunu acti Brane enflasyon genellikle anti D parcacik yigini dogru compactified geometri D parcacik hareketinden dogdugu dusundurmektedir Dirac Born Infeld tarafindan yonetilen bu hareketin teorisi siradan enflasyondan farklidir Dinamikleri tam olarak anlasilamamistir Olusabilmesi icin ozel kosullar gerekmektedir Iki vakumda arasindaki tunel sureci eski enflasyonun bir seklidir ancak yeni enflasyon yeni mekanizmalar tarafindan yurutulmelidir Enflasyon ve Ilmek Kuantum Yercekimi Ilmek kuantum kutlecekim teorisinin efektlerini arastirirken kozmoloji uzerinde ilmek kuantum kozmoloji modeli gelisti ve bu gelisme kozmoloji enflasyonu icin olasi bir mekanizma sagladi Kuantum cekim dongusu nicelenmis uzay zamani varsayar Enerji yogunlugu kuantize uzay tarafindan tutulabilecek kadar buyukse geri sicrama yapilabilecegi dusunulmektedir AlternatiflerDiger modeller enflasyon ile aciklanabilir gozlemlerin bazilarini aciklayabilir Ancak hicbir alternatiflerden biri aciklama konusunda ayni genislige sahip degildir ve hala gozlemlerle birlikte daha komplike formda bir enflasyon ihtiyac vardur Bu nedenle alternatif olarak degil enflasyona katki olarak kabul edilmelidir Buyuk Ziplama Buyuk sicrama hipotezi kozmik daralma ve sicrama boylece buyuk patlama neden baslangic sartlarini aciklayan kozmik tekillik degistirmeye calisir Madde veya serbest parametrelerin egzotik formuna gerek kalmadan duzluk ve ufuk sorunlari dogal olarak Einstrein Cartan Sciama Kiblble kutlecekim teorisiyle cozmeye calisir Bu teori dinamik bir degisken olarak onun antisimetrik parcasi torsiyon tensoru ilgin baglantisinin simetri bir kisitlama kaldirma ve ilgili genel gorecelige uzanir Torsiyon ve Dirac Spinorler arasindaki minimum baglanti son derece yuksek yogunluklarda fermiyonik konuda onemli bir spin spin etkilesimi olusturur Boyle bir etkilesim fiziksel olmayan buyuk patlama tekilligi ile bertaraf edilir Buyuk patlama sicramasindan sonraki ansizin gelen genisleme gunumuz evreninin neden en genis olceklerde uzaysal olarak duz homojen ve izotropik oldugunu aciklar Evrenin yogunlugu dustukce bukume etkilerinin zayifliklari ve evren purussuszce radyasyonun egemen oldugu bir donme girer Sicim Teorisi Sicim kurami ekstradan gozlemlenebilir uc uzaysal boyutlari ek boyutlarin kivrilmis bukleli bir sekilde olmasini gerektirmektedir Ekstra boyutlar supercekim modelleri ve kuantum yercekimi diger yaklasimlar sik bileseni olarak gorunur Bu beklenmedik bir soru ortaya atar Neden bu dort uzay zaman boyutlari buyuk olur ve geri kalani neden gozlemlenemeyecek kadar kucuktur Bu sorunun adresini bulmak icin sicim gaz kozmolojisi olarak adlandirilan Robert Brandenberger and Cumrun Vafa modeline bakmamiz gerekir Bu model evrenin ilk asamalarini dinamiklerini sicak gaz sicimleri olarak gorur Brandenberger ve Vafa her bir sicimin etrafindakileri efektif bir sekilde yok etmesiyle yer zaman boyutunun genisleyebilecegini gosterir Her bir sicim bir boyutluk objedir En buyuk boyutlar kendi cinsine ait olan iki sicimin kesismeleriyle olusan uc boyuttur Boylece olusan en buyuk boyut uc boyuttur Teorinin destekcileri bu modelin kozmolojideki entropiyi ve duzlugu cozmedigini itiraf ettiler ve gunumuzdeki evrenin neden bu kadar yakin ve uzaysal olarak duz oldugunu aciklayacak bir arguman sunamiyoruz Ekpyrotic ve Donussel Modeller Ekpyrotic ve dongusel model de enflasyon yardimcilari olarak kabul edilir Bu modeller de Buyuk Patlama dan once genisleyen donem boyunca ufuk sorunu cozmek ve daha sonra bir Big Crunch giden bir sozlesme asamasinda ilkel yogunluk perturbasyonlarin gerekli spektrum olusturur Evrenin buyuk Crunch gecer ve sicak Buyuk Patlama asamasinda ortaya cikmaktadir Bu anlamda onlar Richard Chace Tolman en salinim evrenin animsatan bu modellerde bu mutlaka o kadar degil ise Tolman modelinde ise Evrenin toplam yas mutlaka sonlu oldugunu yogunluk dalgalanmalarin dogru spektrum uretilen ve Evren basariyla The Big Bang Buyuk Cokus gecis gezinebilirsiniz olup olmadigini edilip edilemeyecegini tartisma ve guncel arastirma konusu olmaya devam etmektedir Bu ilk etapta manyetik tek kutup uretmek icin gerekli sicaklik olarak Ekpyrotic modeller Big Crunch The Big Bang gecis sicaklik surece manyetik monopol sorunu onlemek icin Grand Unified Olcegi altinda kalir Su halde herhangi bir genislemeyi yavaslatan hicbir kanit yoktur ancak her dongu icin sirasiyla bir trilyon yil surmesini beklemek sasirtici degildir Degisen C Baska bir ilave ise 1988 yilinda Jean Pierre Petit 1992 yilinda Albrecght ve 1992 yilinda Joao Magueijo nun isik modellerine gore isik hizinin degisimidir Evrenin ilk zamanlarinda isik hizi su andaki isik hizindan yaklasik 60 kat daha hizliydi Bu bilgi evrenin ilk zamanlarinin ufkunu ve homejenligini cozmede kullanildi Elestiriler1980 yilinda Alan Guth tarafindan piyasaya sunulmasindan bu yana enflasyon paradigma yaygin olarak kabul edildi Bununla birlikte bircok fizikci matematikci ve bilim felsefecileri test edilemeyen tahminler ve ciddi ampirik destek eksikligi iddialariyla elestirilerini dile getirdiler 1999 yilinda John EarMan ve Jesus Mosterin yayinladigi enflasyonist kozmolojisindeki krirk gozden gecirmelerle su sonuca vardilar Kozmolojinin standart ozunun icine herhangi bir enflasyon modelini kabul etmek icin zeminin yeterince iyi oldugunu dusunmuyoruz dediler 1986 yilinda isaret edilen beri Roger Penrose tarafindan isaret edilen enflasyonun calismasi icin kendisinin oldukca spesifik baslangic kosullari gerektirmektedir Boylece baslangic kosullari sorunu cozulemedi Erken evrenin birligini aciklamak icin kullanilan termalizasyon surecinden kaynaklanan temel olarak yanlis kavranan bir sey var Eger termalizasyon aslinda herhangi bir sey yapiyorsa o zaman artan entropiyi tanimliyordur Sonuc olarak evren termalizasyon oncesinde sonrasindan bile daha spesifik bir yer olacaktik Spesifiklik sorunu ya da ince ayar baslangic kosullari cozulmemis aksine daha da beter olacaktir 2015 teki bir konferansta enflasyon curutulemez degildir Enflasyon curutulmustur BICEP enflasyonu kabugundan cikartarak ve siyah bir goz vererek mukemmel hizmet etmistir Enflasyonu yeniden gundeme getiren elestiri ise dua edilen enflasyon alaninin bilinen herhangi bir fiziksel alana karsilik gelmemesidir ve potansiyel enerji egrisi gozlemlenen her veri icin uyum saglamasi icin onceden tasarlanmis entrikadir Enflasyonist kozmolojinin atalarindan biri olan Paul Steinhardt son zamanlarda enflasyonu en keskin elestiren kisi olmustur Paul Steinhardt gozlemlerle birlikte gelen sonucun hizlanarak genisleyen donem ile catismasina Kotu enflasyon ismini takti ve onlarla uyumlu olana ise iyi enflasyon dedi Sadece kotu enflasyon iyi enflasyondan daha muhtemel degil ayni zamanda enflasyonsuz evrenin herhangi bir enflasyonlu evrenden daha olasi oldugunu soyledi Roger Penrose butun muhtemel enflasyon yapilandirmalarinin ve yercekimi alanlarini dikkate aldi Bu yapilandirmalardan bazilari enflasyona yol acti Diger yapilandirmalar enflasyon olmadan direkt olarak evreni duz ve degismez yapti Duz bir evreni elde etmek olasi degildir Penrose nun soke eden sonucu enflasyonsuz duz bir evren elde etmektense enflasyonla birlikte duz bir evren elde etmek 10 uzeri 10 dan 100 kadar daha olasidir Anna Ijjas ve Ibrahim Loeb birlikte Planck uydusundan gelen verilerle enflasyonist paradigmasi tehlike altinda oldugunu soyleyen bir makale yazdiolar Karsi argumanlar Alan Guth David Kaiser ve Yasunori Nomura tarafindan sunuldu Bu argumanlarla Andrei Linde kozmik enflasyon hic olmadogi kadar ayaklarini yere sert basiyor dedi Ayrica bakinizKozmoloji Acisal momentum Hubble kanunuDis baglantilarWas Cosmic Inflation The Bang Of The Big Bang 11 Kasim 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde by Alan Guth 1997An Introduction to Cosmological Inflation by Andrew Liddle 1999by Andrew Liddlehep ph 0309238 Laura Covi Status of observational cosmology and inflation 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde hep th 0311040 David H Lyth Which is the best inflation model 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Symmetry December 2004WMAP Bolsters Case for Cosmic Inflation March 2006NASA March 2006 WMAP press release 22 Kasim 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde Max Tegmark s Our Mathematical Universe 2014 Chapter 5 Inflation 12 Nisan 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Kaynakca First Second of the Big Bang 2014 Discovery Science Tyson Neil deGrasse and Donald Goldsmith 2004 Origins Fourteen Billion Years of Cosmic Evolution W W Norton amp Co pp 84 5 Tsujikawa Shinji 28 Apr 2003 Introductory review of cosmic inflation 4257 arXiv hep ph 0304257 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2003hep ph 4257T 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde In fact temperature anisotropies observed by the COBE satellite in 1992 exhibit nearly scale invariant spectra as predicted by the inflationary paradigm Recent observations of WMAP also show strong evidence for inflation a b c d Steinhardt Paul J 2011 The inflation debate Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed Scientific American April pp 18 25 a b Earman John Mosterin Jesus March 1999 A Critical Look at Inflationary Cosmology Philosophy of Science 66 1 49 doi 10 2307 188736 inactive 2015 01 14 JSTOR 188736 30 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde a b This is a collation of remarks from the third day of the Cosmic Microwave Background 50 19 Aralik 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde conference held at Princeton 10 12 June 2015 Guth Alan H 1997 The Inflationary Universe The Quest for a New Theory of Cosmic Origins 22 Mart 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde Basic Books pp 233 234 ISBN 0201328402 The Medallists A list of past Dirac Medallists 27 Aralik 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde ictp it a b Staff 17 March 2014 BICEP2 2014 Results Release 28 Eylul 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde Retrieved 18 March 2014 a b Clavin Whitney 17 March 2014 NASA Technology Views Birth of the Universe 20 Mayis 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde NASA Retrieved 17 March 2014 a b 17 March 2014 Space Ripples Reveal Big Bang s Smoking Gun 14 Haziran 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde The New York Times Retrieved 17 March 2014 Using Tiny Particles To Answer Giant Questions 20 Haziran 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde Science Friday 3 April 2009 See also Faster than light Universal expansion a b c d e Spergel D N 2006 Three year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP observations Implications for cosmology 24 Eylul 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde WMAP confirms the basic tenets of the inflationary paradigm Our Baby Universe Likely Expanded Rapidly Study Suggests 8 Mart 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde Space com Melia Fulvio 2007 The Cosmic Horizon Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 382 4 1917 1921 arXiv 0711 4181 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2007MNRAS 382 1917M 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1111 j 1365 2966 2007 12499 x Melia Fulvio et al 2009 The Cosmological Spacetime International Journal of Modern Physics D 18 12 1889 1901 arXiv 0907 5394 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2009IJMPD 18 1889M doi 10 1142 s0218271809015746 Kolb and Turner 1988 Barbara Sue Ryden 2003 Introduction to cosmology Addison Wesley ISBN 978 0 8053 8912 8 This is usually quoted as 60 e folds of expansion where e60 1026 It is equal to the amount of expansion since reheating which is roughly Einflation T0 where T0 2 7 K is the temperature of the cosmic microwave background today See e g Kolb and Turner 1998 or Liddle and Lyth 2000 Guth Phase transitions in the very early universe in The Very Early Universe ISBN 0 521 31677 4 eds Hawking Gibbon amp Siklos See Kolb and Turner 1988 or Mukhanov 2005 Kofman Lev Linde Andrei Starobinsky Alexei 1994 Reheating after inflation Physical Review Letters 73 5 3195 3198 arXiv hep th 9405187 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 1986CQGra 3 811K 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1088 0264 9381 3 5 011 Much of the historical context is explained in chapters 15 17 of Peebles 1993 Misner Charles W Coley A A Ellis G F R Hancock M 1968 The isotropy of the universe Astrophysical Journal 151 2 431 Bibcode 1998CQGra 15 331W 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1088 0264 9381 15 2 008 a b Misner Charles Thorne Kip S and Wheeler John Archibald 1973 Gravitation San Francisco W H Freeman pp 489 490 525 526 ISBN 0 7167 0344 0 Weinberg Steven 1971 Gravitation and Cosmology John Wiley pp 740 815 ISBN 0 471 92567 5 English in Gen Rel Grav 29 641 680 1997 Reissued 1987 New York Dover ISBN 0 486 65383 8 Misner Charles W Leach P G L 1969 Mixmaster universe Physical Review Letters 22 15 1071 74 Bibcode 2008JPhA 41o5201A 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1088 1751 8113 41 15 155201 Dicke Robert H 1970 Gravitation and the Universe Philadelphia American Philosopical Society Dicke Robert H P J E Peebles 1979 The big bang cosmology enigmas and nostrums In ed S W Hawking and W Israel General Relativity an Einstein Centenary Survey Cambridge University Press Alan P Lightman 1 January 1993 Ancient Light Our Changing View of the Universe Harvard University Press ISBN 978 0 674 03363 4 WMAP Content of the Universe 8 Agustos 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde nasa gov Since supersymmetric Grand Unified Theory is built into it is still a triumph for inflation that it is able to deal with these magnetic relics See e g Kolb and Turner 1988 and t Hooft Gerard 1974 Magnetic monopoles in Unified Gauge Theories Nuclear Physics B 79 2 276 84 Bibcode 1974NuPhB 79 276T 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 0550 3213 74 90486 6 Polyakov Alexander M 1974 Particle spectrum in quantum field theory JETP Letters 20 194 5 Bibcode 1974JETPL 20 194P 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde Guth Alan Tye S 1980 Phase Transitions and Magnetic Monopole Production in the Very Early Universe Physical Review Letters 44 10 631 635 Erratumibid 44 963 1980 Bibcode 1980PhRvL 44 631G 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevLett 44 631 Einhorn Martin B Stein D L Toussaint Doug 1980 Are Grand Unified Theories Compatible with Standard Cosmology Physical Review D 21 12 3295 3298 Bibcode 1980PhRvD 21 3295E 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevD 21 3295 Zel dovich Ya Khlopov M Yu 1978 On the concentration of relic monopoles in the universe 24 Eylul 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde Physics Letters B 79 3 239 41 Bibcode 1978PhLB 79 239Z 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 0370 2693 78 90232 0 Preskill John 1979 Cosmological production of superheavy magnetic monopoles Physical Review Letters 43 19 1365 1368 Bibcode 1979PhRvL 43 1365P 10 Mayis 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevLett 43 1365 Review of Particle Physics 7 Eylul 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde J Phys G 33 1 1 1232 arXiv astro ph 0601168 5 Ekim 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2006JPhG 33 1Y 1 Mart 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1088 0954 3899 33 1 001 Rees Martin 1998 Before the Beginning New York Basic Books p 185 ISBN 0 201 15142 1 de Sitter Willem 1917 Einstein s theory of gravitation and its astronomical consequences Third paper 78 3 28 Bibcode 1917MNRAS 78 3D 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1093 mnras 78 1 3 Starobinsky A A December 1979 Spectrum Of Relict Gravitational Radiation And The Early State Of The Universe Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters 30 682 Bibcode 1979JETPL 30 682S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde Starobinskii A A December 1979 Spectrum of relict gravitational radiation and the early state of the universe Pisma Zh Eksp Teor Fiz Soviet Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters 30 719 Bibcode 1979ZhPmR 30 719S 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde a b c SLAC seminar 10 35 seconds after the Big Bang 23 January 1980 see Guth 1997 pg 186 Chapter 17 of Peebles 1993 Starobinsky Alexei A 1980 A new type of isotropic cosmological models without singularity Physics Letters B 91 99 102 Bibcode 1980PhLB 91 99S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 0370 2693 80 90670 X Kazanas D 1980 Dynamics of the universe and spontaneous symmetry breaking Astrophysical Journal 241 L59 63 Bibcode 1980ApJ 241L 59K doi 10 1086 183361 Sato K 1981 Cosmological baryon number domain structure and the first order phase transition of a vacuum Physics Letters B 33 66 70 Bibcode 1981PhLB 99 66S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 0370 2693 81 90805 4 Einhorn Martin B Sato Katsuhiko 1981 Monopole Production In The Very Early Universe In A First Order Phase Transition Nuclear Physics B 180 3 385 404 Bibcode 1981NuPhB 180 385E 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 0550 3213 81 90057 2 Linde A 1982 A new inflationary universe scenario A possible solution of the horizon flatness homogeneity isotropy and primordial monopole problems Physics Letters B 108 6 389 393 Bibcode 1982PhLB 108 389L 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 0370 2693 82 91219 9 a b Albrecht Andreas Steinhardt Paul 1982 Cosmology for Grand Unified Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking 30 Ocak 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde PDF Physical Review Letters 48 17 1220 1223 Bibcode 1982PhRvL 48 1220A 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevLett 48 1220 J B Hartle 2003 Gravity An Introduction to Einstein s General Relativity 1st ed Addison Wesley p 411 ISBN 0 8053 8662 9 See Linde 1990 and Mukhanov 2005 Chibisov Viatcheslav F Chibisov G V 1981 Quantum fluctuation and nonsingular universe JETP Letters 33 532 5 Bibcode 1981JETPL 33 532M 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde Mukhanov Viatcheslav F 1982 The vacuum energy and large scale structure of the universe Soviet Physics JETP 56 258 65 See Guth 1997 for a popular description of the workshop or The Very Early Universe ISBN 0 521 31677 4 eds Hawking Gibbon amp Siklos for a more detailed report Hawking S W 1982 The development of irregularities in a single bubble inflationary universe Physics Letters B 115 4 295 297 Bibcode 1982PhLB 115 295H 4 Subat 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 0370 2693 82 90373 2 Starobinsky Alexei A 1982 Dynamics of phase transition in the new inflationary universe scenario and generation of perturbations Physics Letters B 117 3 4 175 8 Bibcode 1982PhLB 117 175S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 0370 2693 82 90541 X Guth A H 1982 Fluctuations in the new inflationary universe Physical Review Letters 49 15 1110 3 Bibcode 1982PhRvL 49 1110G 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevLett 49 1110 Bardeen James M Steinhardt Paul J Turner Michael S 1983 Spontaneous creation Of almost scale free density perturbations in an inflationary universe Physical Review D 28 4 679 693 Bibcode 1983PhRvD 28 679B 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevD 28 679 Perturbations can be represented by of a Each Fourier mode is usually called Gaussian with mean zero Different Fourier components are uncorrelated The variance of a mode depends only on its wavelength in such a way that within any given volume each wavelength contributes an equal amount of to the spectrum of perturbations Since the Fourier transform is in three dimensions this means that the variance of a mode goes as k 3 to compensate for the fact that within any volume the number of modes with a given wavenumber k goes as k3 Tegmark M Eisenstein Daniel J Strauss Michael A Weinberg David H Blanton Michael R Frieman Joshua A Fukugita Masataka Gunn James E et al August 2006 Cosmological constraints from the SDSS luminous red galaxies Physical Review D 74 12 arXiv astro ph 0608632 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2006PhRvD 74l3507T 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevD 74 123507 a b Steinhardt Paul J 2004 Cosmological perturbations Myths and facts Modern Physics Letters A 19 13 amp 16 967 82 Bibcode 2004MPLA 19 967S 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1142 S0217732304014252 a b c Boyle Latham A Steinhardt PJ Turok N 2006 Inflationary predictions for scalar and tensor fluctuations reconsidered Physical Review Letters 96 11 111301 arXiv astro ph 0507455 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2006PhRvL 96k1301B 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevLett 96 111301 PMID 16605810 28 Mayis 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Tegmark Max 2005 What does inflation really predict JCAP 0504 4 001 arXiv astro ph 0410281 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2005JCAP 04 001T 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1088 1475 7516 2005 04 001 This is known as a red spectrum in analogy to because the spectrum has more power at longer wavelengths Komatsu E Smith K M Dunkley J Bennett C L Gold B Hinshaw G Jarosik N Larson D et al January 2010 Seven Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP Observations Cosmological Interpretation The Astrophysical Journal Supplement Series 192 2 18 arXiv 1001 4538 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2011ApJS 192 18K 30 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1088 0067 0049 192 2 18 Spergel D N Verde L Peiris H V Komatsu E Nolta M R Bennett C L Halpern M Hinshaw G et al 2003 First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP observations determination of cosmological parameters Astrophysical Journal Supplement Series 148 1 175 194 arXiv astro ph 0302209 11 Nisan 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2003ApJS 148 175S 18 Mart 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1086 377226 See for details and references 19 June 2014 Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim 22 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde New York Times Retrieved 20 June 2014 Amos Jonathan 19 June 2014 Cosmic inflation Confidence lowered for Big Bang signal 21 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde BBC News Retrieved 20 June 2014 Planck Collaboration Team 19 September 2014 Planck intermediate results XXX The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes 2 Mayis 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde ArXiv arXiv 1409 5738 15 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2014arXiv1409 5738P Retrieved22 September 2014 22 September 2014 Study Confirms Criticism of Big Bang Finding 14 Haziran 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde New York Times Retrieved 22 September 2014 Clavin Whitney 30 January 2015 Gravitational Waves from Early Universe Remain Elusive 8 Aralik 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde NASA Retrieved 30 January 2015 30 January 2015 Speck of Interstellar Dust Obscures Glimpse of Big Bang 12 Subat 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde New York Times Retrieved 31 January 2015 Rosset C PLANCK HFI collaboration 2005 Systematic effects in CMB polarization measurements Exploring the universe Contents and structures of the universe XXXIXth Rencontres de Moriond Loeb A Zaldarriaga M 2004 Measuring the small scale power spectrum of cosmic density fluctuations through 21 cm tomography prior to the epoch of structure formation Physical Review Letters 92 21 211301 arXiv astro ph 0312134 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2004PhRvL 92u1301L 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevLett 92 211301 PMID 15245272 10 Kasim 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Guth Alan 1997 ISBN 0 201 14942 7 The virtue of so called Higgs inflation models is that they might explain inflation within the current Standard Model of particle physics which successfully describes how most known particles and forces behave Interest in the Higgs is running hot this summer because CERN the lab in Geneva Switzerland that runs the LHC has said it will announce highly anticipated findings regarding the particle in early July Salvio Alberto 2013 08 09 Higgs Inflation at NNLO after the Boson Discovery 26 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Phys Lett B727 2013 234 239 727 234 239 arXiv 1308 2244 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2013PhLB 727 234S 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 j physletb 2013 10 042 Technically these conditions are that the of the potential and second derivative are small where is the potential and the equations are written in See e g Liddle and Lyth 2000 pg 42 43 Salvio Strumia 2014 03 17 Agravity 26 Eylul 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde JHEP 1406 2014 080 2014 arXiv 1403 4226 2 Temmuz 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 2014JHEP 06 080S 12 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1007 JHEP06 2014 080 Linde Andrei D 1983 Chaotic inflation Physics Letters B 129 3 171 81 Bibcode 1983PhLB 129 177L 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1016 0370 2693 83 90837 7 Technically this is because the inflaton potential is expressed as a Taylor series in f mPl where f is the inflaton and mPl is the Planck mass While for a single term such as the mass term mf4 f mPl 2 the slow roll conditions can be satisfied for f much greater than mPl this is precisely the situation in effective field theory in which higher order terms would be expected to contribute and destroy the conditions for inflation The absence of these higher order corrections can be seen as another sort of fine tuning Seee g a b c Lyth David H 1997 What would we learn by detecting a gravitational wave signal in the cosmic microwave background anisotropy 29 Haziran 2012 tarihinde Archive is sitesinde arsivlendi Physical Review Letters 78 10 1861 3 arXiv hep ph 9606387 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Bibcode 1997PhRvL 78 1861L 9 Agustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevLett 78 1861 Brandenberger Robert H November 2004 Challenges for inflationary cosmology arXiv astro ph 0411671 6 Agustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Vilenkin Alexander 1983 The birth of inflationary universes Physical Review D27 12 2848 2855 Bibcode 1983PhRvD 27 2848V 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde doi 10 1103 PhysRevD 27 2848