Durch welchen Prozess endete die Ära der Inflation oder hat sie sich nur (stark) verlangsamt?

Die Slow-Roll-Inflation, eines der beliebtesten Modelle, verfügt über einen genau definierten Mechanismus zur Bestimmung des Inflationsendes. Unter diesem Rahmen definieren wir zwei Slow-Roll-Parameter,$\epsilon$Und$\eta$. Die Inflation ist so definiert, dass sie endet, wenn$\epsilon=-\frac{\dot H}{H^2}\sim1$

Hier,$H$ist die Hubble-Rate und$\dot H$ist seine zeitliche Ableitung. Eine einfache Mathematik wird zeigen, dass dies äquivalent ist zu$\epsilon=1-\frac{\ddot a}{aH^2}$, Wo$a$ist der Skalierungsfaktor. Sie können also sehen, dass wir jedes Mal, wenn sich die Expansion beschleunigt, haben werden$\epsilon<1$. Da jedoch unser Barwert der$\frac{\ddot a}{aH^2}$Begriff ist so klein, der Barwert von$\epsilon$ist immer noch von Ordnung 1. Das bedeutet, dass wir die aktuelle beschleunigte Expansion noch nicht als Inflation betrachten.

Unter diesem Rahmen lässt sich leicht zeigen, dass die Inflation tatsächlich aufgehört hat. Das zeigen die am weitesten verbreiteten Modelle$\epsilon$wurde Ordnung 1 nach etwa 55-60 e-facher Inflation (ein e-fach ist die Zeit, die während der Inflation benötigt wird, bis der Skalierungsfaktor um einen Faktor von ansteigt$e$). Das entspricht ca$10^{-30}s$. Nach diesem Zeitpunkt folgten die strahlungs- und materiedominierten Epochen, in denen sich die Expansion verlangsamte, was man deutlich sehen würde$\epsilon>1$. Die Inflation ist also eindeutig beendet.

Aber ich habe immer noch nicht den Prozess beschrieben, durch den die Inflation endete. Denn dieser Prozess ist stark modellabhängig. Bei der Slow-Roll-Inflation haben wir normalerweise ein Inflationsfeld und eine Potentialfunktion, die definiert, wie es sich verhält. Es gibt keine feste Definition für eine korrekte Potenzialfunktion, was bedeutet, dass Sie Ihre eigene frei wählen können. Einer der einfachsten ist a$V={1\over2}m^2\phi^2$Potenzial, wo$\phi$ist das Inflationsfeld. Unter diesem Modell$\epsilon = \frac{2M_p^2}{\phi^2}$Wo$M_p$ist die Planck-Masse. Wir nennen dies Slow-Roll-Inflation, weil das Inflationsfeld das Potenzial langsam nach unten rollt, was in diesem Fall eine einfache Parabel ist. Normalerweise wählen wir einen Anfangswert von ca$\phi=3M_p$aus komplizierten Gründen. Sie können sehen, wie das Folgen der Steigung des Potentials dann führen würde$\phi$verringern. Und Sie können sehen, wie abnehmend$\phi$würde ansteigen$\epsilon$. Durch diesen Vorgang endet die Inflation.

Nun, was die von dunkler Energie dominierte Ära betrifft. Nach dem Ende der Inflation zerfielen die Inflationen und hinterließen 3 Hauptarten von Energie; Strahlung, Materie und dunkle Energie. Die Energiedichten dieser drei Typen sind mit dem Skalierungsfaktor verknüpft. Strahlung hat eine Energiedichte proportional zu$a^{-4}$, Materie ist proportional zu$a^{-3}$, und dunkle Energie ist mehr oder weniger konstant. Mit diesem Wissen und etwas ausgefallener Mathematik, die ich praktischerweise übersprungen habe, können wir eine potenzielle Funktion definieren,$V(a)$, dass jede dieser Energiearten dazu beiträgt und zeigt dies

Wir können auch den folgenden Plot erstellen:

In dieser Abbildung repräsentiert die gelbe Linie den Beitrag zu$V(a)$von Strahlung, das Rot von Materie, das Blau von dunkler Energie und die schwarze Linie ist die Summe$V(a)$. Sie können sehen, dass bei der Expansion des Universums die Expansionsrate zunächst von Strahlung dominiert wurde, dann von Materie und dann von dunkler Energie. Der Punkt, an dem die blaue Linie die rote Linie kreuzt, ist ungefähr der Zeitpunkt, an dem die Expansion wieder beschleunigt wurde. Diesen Punkt haben wir gerade hinter uns gelassen.

Der Wikipedia-Artikel ist informativ

Das ist das aktuelle Urknall-Modell, dort zusammengefasst in einem Bild von Yinweichen

Die Urknall-Inflation hat im Sinne der Webster-Definition: aufgeblasen: mit Luft oder Gas gefüllt und vergrößert, nicht aufgehört, seit eine beschleunigte Expansion des Universums beobachtet wurde, rechts im Bild. Die Ausdehnung erfolgt nicht durch Gas, sondern durch den sich beschleunigend ausdehnenden Raum.

Die Expansion des Universums in Zeit und Raum reduziert die durchschnittlichen Energien in der Raumzeit, verschiedene theoretische Modelle werden verwendet, um Beobachtungen zu beschreiben. Effektive Modelle, weil die Gravitation noch nicht in einem validierten Modell quantifiziert wurde und deshalb in Zukunft neue Erklärungen auftauchen könnten.

Die Beobachtung, dass der kosmische Mikrowellenhintergrund sehr einheitlich ist, während es zum Zeitpunkt der Abkopplung der Photonen von den Massen (vor 380.000 Jahren) keine Möglichkeit gab, das Universum thermodynamisch zu homogenisieren (da die spezielle Relativitätstheorie keine Kommunikation über die Entfernungen zuließ), zeigte, dass ein neuer Mechanismus benötigt wurde. Die Inflationsperiode vor 10^-32 Sekunden wurde eingeführt, ein quantenmechanisches Regime, bei dem die Homogenisierung durch das Inflationsfeld mit schnellem Aufblasen erfolgte. Das Inflationsfeld benötigt sehr große Energien, und als sich das Universum ausdehnte und die Dichten sanken, konnten die Energien die Inflation nicht aufrechterhalten:

Wenn sich das Inflationsfeld langsam zum Vakuum entspannt, geht die kosmologische Konstante auf Null und der Raum beginnt sich normal auszudehnen.

Die Zeit davor wird Inflationszeit genannt.

Nach dieser Zeit verwendet man im Laufe der Zeit Teilchenphysikmodelle mit Quark-Gluon-Plasmen usw. Die Gluonen und Quarks sind eingeschlossen, weil die Energie abfällt, und die Kernfusion beginnt bei 0,01 Sekunden und endet bei 3 Minuten, wenn sich Atome zu bilden beginnen, bis die meisten Atome neutral sind und die Photonen sich entkoppeln und den CMB bei 380.000 Jahren von der BB-Singularität ergeben.

Die Daten/Beobachtungen haben gezeigt, dass sich die Expansion wieder beschleunigt, was den Bedarf an dunkler Energie und einer kosmologischen Konstante erhöht.

WMAP der NASA hat von 2003 bis 2010 sehr detaillierte Bilder des Universums mit Hilfe der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung gemacht. Die Bilder können dahingehend interpretiert werden, dass das Universum 13,7 Milliarden Jahre alt ist (mit einem Fehler von einem Prozent) und dass das Lambda-CDM-Modell und die Inflationstheorie korrekt sind. Keine andere kosmologische Theorie kann bisher eine so breite Palette von beobachteten Parametern erklären, vom Verhältnis der Elementhäufigkeiten im frühen Universum über die Struktur des kosmischen Mikrowellenhintergrunds, die beobachtete höhere Häufigkeit aktiver Galaxienkerne im frühen Universum und die beobachteten Massen von Galaxienhaufen.

Hier stehen wir und warten auf neue Daten und Fortschritte bei der Quantisierung der Schwerkraft.