Was genau ist das Problem, das die Inflation löst?

Es gibt zahlreiche Dokumente darüber, wie die Inflation das Problem löst, dass die Allgemeine Relativitätstheorie einen klumpigen CMB vorhersagt. Diese Beeinflussung „glättet“ die Krümmungsschwankungen und sagt so einen CMB im thermischen Gleichgewicht voraus. Die perfekte Strahlungskurve des Schwarzen Körpers ist ein Beweis dafür, dass der sichtbare Himmel irgendwann in kausalem Kontakt mit allen anderen Teilen des sichtbaren Himmels stand.

Aber ich verstehe nicht, woher dieses Problem kommt und kann in keinem Text eine klare Beschreibung finden. Bei t=0 befand sich das Universum in kausalem Kontakt und im thermischen Gleichgewicht. Es muss an dieser Stelle ein perfekter Schwarzer Körper sein. Bei T = δ , die Spitzentemperatur des Weltraums hat einen endlichen Wert, und die Strahlung würde wiederum ein perfektes Profil ergeben, da es keine Physik gibt, um die Anfangsenergie (keine Antriebsmaschine) des Urknalls zufällig zu verteilen. Das geht weiter für T = 2 δ , T = 3 δ , usw.

Die Zeit vergeht und wir bekommen schließlich Quantenfluktuationen in den Feldern. Eines der Felder, das fluktuieren kann, ist Energie/Masse. Wir bekommen also einen Ausschlag in der Krümmung, weil ein kleiner Abschnitt mehr/weniger Masse als der Durchschnitt hat. Sind die Inhomogenitäten, die Inflation behebt, dadurch bedingt, dass der Skalierungsfaktor nun in den mehr/weniger dichten Regionen dauerhaft unterschiedlich ist?

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Es wäre hilfreich, wenn Sie die Frage lesen, bevor Sie eine Antwort posten. Die Wiki-Seite besagt, wie alle Lehrbücher, dass das, was wir beobachten, ein homogenes Universum ist. An keiner Stelle diskutieren sie, warum dies ein Problem ist. Bei T = 0 , per Definition. das ganze Universum stand in kausalem Kontakt und hätte die gleiche Temperatur gehabt. Was die Inhomogenitäten verursacht hat, die Inflation zu korrigieren versucht.

Antworten (2)

Ein schwarzer Körper hat keine einheitliche Temperatur. Jedes Objekt über dem absoluten Nullpunkt erfährt zufällige statistische Schwankungen in seiner Energieverteilung, sodass es heißere und kältere Regionen hat. In einem Körper, der sich im thermischen Gleichgewicht befindet, werden diese Schwankungen ständig erzeugt und verschwinden, sodass die Temperatur insgesamt einen konstanten und wohldefinierten Wert hat.

Das Problem mit dem Universum besteht darin, dass es sich in den frühen Stadien seiner Expansion zu schnell ausdehnte, als dass die heißeren Schwankungen die kälteren Schwankungen erwärmen und verschwinden könnten. Sobald eine Schwankung auftritt, würde die Ausdehnung die wärmeren und kälteren Regionen auseinanderreißen und den Temperaturunterschied erhalten.

Tatsächlich erhöht die anschließende Ausdehnung die Inhomogenität, da sich die kälteren, dichteren Bereiche weniger ausdehnen und die heißeren, weniger dichten Bereiche mehr ausdehnen. Das Endergebnis ist, dass die thermischen Schwankungen zum Zeitpunkt des CMB Temperaturunterschiede erzeugt hätten, die um viele Größenordnungen größer sind als die im CMB beobachteten. Dies ist das grundlegende Problem, das die Inflation löst.

Bedeutet eine Region mit höherer Temperatur mehr Energie/Masse? Wenn ja, bedeutet dies, dass der Skalierungsfaktor anders ist als in einer Region mit weniger Energie/Masse? Wenn ja, impliziert das, dass sich Raumregionen mit unterschiedlichen (messbaren) Raten ausdehnen?
@DonaldAirey Die Expansionsrate steigt, wenn Sie zum Urknall zurückkehren, und wird an der Singularität unendlich. Der zeitliche Rückgang der Expansionsrate ist darauf zurückzuführen, dass die kollektive Schwerkraft aller Materie im Universum die Expansionsrate verlangsamt. Weniger dichte Regionen verlangsamen sich weniger als dichtere Regionen, sodass sich die weniger dichten Regionen zu jedem beliebigen Zeitpunkt nach dem Urknall schneller ausdehnen als dichtere Regionen. Zur Zeit des CMB war der Unterschied jedoch so gering, dass es Jahrzehnte dauerte, ihn genau zu messen.
Wenn wir heute das Universum betrachten, sehen wir keine nachweisbaren Unterschiede in der Expansionsrate, obwohl natürlich jede Messung wegen der kleinräumigen Inhomogenitäten wie Superhaufen und kleiner schwierig ist.
>> die Ausdehnung würde die wärmeren und kälteren Regionen auseinanderreißen und den Temperaturunterschied bewahren Ja. Ich verstehe diesen Teil, aber in welcher Größenordnung ist der Unterschied „eingefroren“? Ist es mehr als der 1 Teil von 500.000, den wir heute sehen (ohne Berücksichtigung des Effekts, den Sie im folgenden Absatz Ihrer Antwort erwähnen).
@DonaldAirey Ich habe die Zahlen nicht zur Hand, aber die Temperaturunterschiede wären um Größenordnungen größer als die im CMB beobachteten.
OK. Damit schließt sich der Kreis zu meiner ursprünglichen Frage. Woher weißt du das? Ich zweifle nicht an Ihren Qualifikationen, aber als Wissenschaftler möchte ich der Physik folgen und zu demselben Schluss kommen. Ich verstehe grob, dass die Energie in lokalen Regionen eines Quantenfeldes schwanken wird. Ich verstehe, dass sich diese Regionen schneller auseinander bewegen können, als ein Photon Informationen transportieren könnte, aber ich verstehe nicht die Schlussfolgerung, dass diese Schwankungen größer sind als das, was wir heute beobachten (z. B. 1 Teil von 500.000).
@DonaldAirey, das habe ich im Laufe der Jahre gelesen. Ich werde versuchen, eine Referenz zu finden, aber es könnte einige Suche dauern. Ich erinnere mich nur an das allgemeine Ergebnis und nicht an die Einzelheiten der Berechnung. Ich dachte, ich würde den Teil posten, an den ich mich erinnerte, da er Ihnen einen Einstieg geben wird, wenn Sie selbst recherchieren möchten.
„Tatsächlich erhöht die anschließende Expansion die Inhomogenität, weil sich die kälteren, dichteren Regionen weniger und die heißeren, weniger dichten Regionen mehr ausdehnen.“ Diese Aussage scheint der Wahrheit näher zu sein. Es ist ein kleiner Fehler, der sich mit der Zeit ansammeln würde. Es ist auch ein direktes Ergebnis der Anwendung von GR auf den Skalierungsfaktor. Ihre erste Antwort scheint eine Vorhersage einer adiabatischen Abkühlung zu sein, nicht speziell GR (die die Texte einheitlich als Quelle der fehlerhaften Vorhersage angeben).

Das Problem oder die Behauptung ist, dass die Inflation das Flachheitsproblem löst. Konkret besteht das Problem darin, dass es in der Kosmologie eine dynamische Variable gibt (dh eine, die von der Zeit abhängt), die als Krümmungsdichteparameter bezeichnet wird. Es ist konstruktionsbedingt dimensionslos (hat keine Einheiten) und sein Wert ist heute kleiner als 0,1.

Das Standardmodell der heißen Urknall-Kosmologie erfordert Anfangsbedingungen, die in zweierlei Hinsicht problematisch sind:

  1. Es wird angenommen, dass das frühe Universum sehr homogen ist, obwohl getrennte Regionen kausal getrennt waren (Horizontproblem); Und
  2. Der Anfangswert der Hubble-Konstante muss mit außerordentlicher Genauigkeit fein abgestimmt werden, um ein Universum zu erzeugen, das so flach ist (dh nahe der kritischen Massendichte), wie wir es heute sehen (das ist das Flachheitsproblem!).

Diese Probleme würden verschwinden, wenn das Universum in seiner frühen Geschichte auf Temperaturen um Größenordnungen unter der kritischen Temperatur für einen Phasenübergang unterkühlt würde.

Ein enormer Expansionsfaktor würde dann aus einer Periode exponentiellen Wachstums resultieren, und die Entropie des Universums würde mit einem enormen Faktor multipliziert werden, wenn die latente Wärme freigesetzt wird. Ein solches Szenario ist im Zusammenhang mit großen vereinheitlichten Modellen von Elementarteilchen-Wechselwirkungen völlig natürlich.

Zur weiteren Lektüre siehe Vortrag 1 hier.

Ich habe den Vortrag gelesen und er hat genau das gleiche Problem wie der ganze andere Text: Er sagt, Inflation behebt das Problem, aber er beschreibt nicht, wie es zu einem Problem wurde. Hier ist ein Beispiel: "Das bedeutet, dass sie sehr unterschiedlich aussehen sollten" . Warum? Das Universum war im Gleichgewicht bei T = 0 , was war also die treibende Kraft, die die Inhomogenität verursachte, die die Inflation behebt?
Was genau ist das Problem, das die Inflation löst?
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