§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 7
этих областей являются доменные стенки, но эти области отстоят друг от друга на расстояния, существенно превышающие наблюдаемый размер наблюдаемой части Вселенной. Следовательно, в модели хаотической инфляции Вселенная представляет собой не одну быстро раздувающуюся область, формирующую множество метагалактик, а состоит из большого количества таких раздувающихся областей, формирующих множество метагалактик каждая, и, в свою очередь, дающих начало новым раздувающимся областям, также формирующих множество метагалактик каждая, и так ad infinitum. Такая Вселенная представляет собой бесконечно ветвящуюся во всевозможных направлениях конфигурацию, которая вполне может обладать фрактальными свойствами.
Таким образом, существует несколько типов инфляционных моделей, различающихся, в первую очередь, начальными условиями, при которых возникает инфляционная стадия — либо вызывающее инфляцию поле находится в одном из минимумов своего потенциала, либо инфляционная стадия возникает не в минимуме потенциала рассматриваемого поля, а при любых условиях, которые допускают возникновение инфляционной стадии, в том числе и в условиях отсутствия термодинамического равновесия при значениях плотности энергии скалярного поля сравнимых с планковскими. Возможны также различные режимы развития инфляционной стадии — квазиэкспоненциальный, степенной и т.д. В частности, упоминавшийся выше потенциал (1.94) приводит к возникновению степенного режима расширения [88,140,172,198] и, соответственно, степенной хаотической инфляции. И, в-послед-них, инфляционные модели различаются условиями, при которых инфляционная стадия заканчивается — медленное скатывание к минимуму, а затем осцилляции около минимума, вызывающего инфляцию поля или фазовый переход в другую стадию. В моделях хаотической инфляции она заканчивается, когда плотность энергии вызывающего инфляционную стадию поля уменьшается достаточно, чтобы вязкость, скорость расширения и, соответственно, сила, тормозящая изменение поля, также уменьшались и инфляционная стадия заканчивалась, а скалярное поле начинает осциллировать вблизи минимума своей потенциальной энергии, в дальнейшем теряя энергию за счет рождения пар частиц как любое быстро осциллирующее классическое поле. Модели, в которых окончание инфляционной стадии вызвано фазовым переходом первого рода,
должны содержать как минимум два скалярных поля, в этом случае фазовый переход вызывается медленным скатыванием первого поля к минимуму с образованием пузырей новой фазы, что и приводит к завершению инфляционной стадии [182]. В гибридных инфляционных моделях, содержащих как минимум два взаимодействующих скалярных поля, инфляционная стадия может заканчиваться при быстром скатывании второго поля к его минимуму, вызванном медленным скатыванием первого поля.
Общее свойство различных вариантов теории раздувающейся Вселенной — наличие стадии инфляции — экспоненциального (или квазиэкспоненциального) расширения Вселенной, находящейся изначально в состоянии с преобладанием вклада вакуумо-подобных скалярных полей с большой плотностью энергии. Такое состояние распадается к концу раздувания на множество областей, в них происходит вторичный нагрев — "reheating", далее устанавливается термодинамическое равновесие и каждая область далее эволюционирует согласно теории горячей метагалактики.
Другие части:
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 1
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 2
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 3
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 4
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 5
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 6
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 7