인플레톤

인플레턴 장은 초기 우주의 ^[1]^[2]^[3]팽창을 주도했던 것으로 추측되는 가상의 스칼라장입니다.앨런 ^[1]거스에 의해 원래 가정된 이 장은 최초 팽창 후 10초에서⁻³⁵⁻³⁴ 10초 사이의 빠른 팽창 기간이 생성될 수 있는 메커니즘을 제공하며, 관측된 공간 등방성과 동질성과 일치하는 우주를 형성합니다.

우주론적 인플레이션

인플레이션의^{[clarification needed]} 기본 모델은 세 ^[4]단계로 진행된다.

고전위 에너지 진공상태 확대
진진공으로의 상전이
느린 롤링 및 재가열

고전위 에너지 진공상태 확대

양자장 이론에서 진공상태 또는 진공상태는 국소적으로 최소의 위치에너지에 있는 양자장 상태를 말한다.양자 입자는 이 최소한의 위치 에너지 상태에서 벗어난 들뜸이기 때문에 진공 상태에는 입자가 없습니다.양자장 이론의 세부 사항에 따라, 그것은 둘 이상의 진공 상태를 가질 수 있다.(입자가 없는) 모든 "빈" 상태에도 불구하고, 다른 진공 에너지는 일반적으로 다릅니다.양자장론은 진공에너지의 압력이 항상 음이고 에너지 밀도와 크기가 같다고 규정한다.

인플레이션 이론은 팽창장의 0이 아닌 진공 기대치에 의해 발생하는 매우 큰 진공 에너지를 가진 진공 상태가 있다고 가정합니다.이 상태의 공간 영역은 빠르게 확장됩니다.처음에는 비어 있지 않더라도(일부 입자를 포함), 매우 빠른 지수 팽창은 입자 밀도를 기본적으로 0으로 희석시킵니다.

진진공으로의 상전이

인플레이션 이론은 이 "인플레이션 진공" 상태가 세계적으로 에너지가 가장 낮은 상태가 아니라, "허위 진공"이며, 준안정 상태로 알려져 있다고 가정합니다.

공간의 선택된 지점에 있는 각 관측자에 대해 거짓 진공은 결국 같은 잠재적 에너지를 가진 상태로 터널링됩니다. 그러나 이는 진공이 아닙니다(잠재 에너지의 국소적 최소값이 아니라 "감소"할 수 있습니다).이 상태는 많은 수의 인플레톤 입자로 채워진 진정한 진공으로 볼 수 있습니다.그러나 실제 진공의 팽창 속도는 그 순간 변경되지 않습니다.지수 문자만 FLRW 메트릭의 훨씬 느린 확장으로 변경됩니다.따라서 팽창률이 에너지 밀도와 정확하게 일치합니다.

느린 롤링 및 재가열

실제 진공 상태에서는 인플레톤 입자가 붕괴되어 최종적으로 관측된 표준 모델 ^{[citation needed]}입자가 생성됩니다.거짓 진공 상태에서 "터널 출구" 근처에 있는 잠재적 에너지 함수의 모양은 얕은 경사를 가져야 합니다. 그렇지 않으면 입자 생성은 관측과 모순되는 진정한 진공 기포를 확장하는 경계에 한정됩니다(우주는 완전히 보이드 기포로 구성되지 않습니다).즉, 양자 상태는 "천천히 바닥으로 굴러야" 합니다.

완료되면 팽창 입자의 붕괴는 뜨겁고 밀도가 높은 빅뱅 플라즈마로 공간을 채웁니다.

필드 퀀텀

다른 모든 양자장과 마찬가지로 팽창장의 들뜸도 양자화될 것으로 예상된다.인플레톤장의 필드 퀀텀을 인플레톤이라고 합니다.모델링된 잠재적 에너지 밀도에 따라 인플레톤장의 지면 상태는 0일 수도 있고 아닐 수도 있다.

인플레톤이라는 용어는 인플레션이라는 단어에서 유래한 광자, 글루온, 보손, 페르미온과 같은 다른 양자 입자 이름의 전형적인 스타일을 따릅니다.이 용어는 나노풀로스, 올리브, 스레드니키(1983)^[5]의 논문에서 처음 사용되었다.인플레톤장의 성질은 현재 알려져 있지 않다.그 특성을 좁히는 데 걸림돌 중 하나는 현재의 양자 이론이 선택된 이론의 입자 함량에 기초하여 관측된 진공 에너지를 정확하게 예측할 수 없다는 것이다(진공 파국 참조).

앳킨스(2012)는 힉스장의 수정된 버전이 인플레톤으로 ^[6]기능할 수 있는 새로운 장이 필요하지 않을 수 있다고 제안했다.

비최소 결합 인플레이션

비최소 결합 인플레이션은 팽창장에 중력을 결합하는 상수가 작지 않은 인플레이션 모델이다.연결 상수는 일반적으로 $\xi$ (아인슈타인을 수정하여 구성됨)에 특징인 $§(\displaystyle \xi)($ 문자 xi)로 표시됩니다.Hilbert 액션:^[7]^{: 1–2}

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

=

d

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

-

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

g [

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

2

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

R -

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

μ

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

-

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

V (

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

) -

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

R

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

2

S=\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left[{\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\partial ^{\mu }\phi \partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi R\phi ^{2}\right]

]({

displaystyle

S=\

int

d

^{ 4}x rtrt

{ -

g}

\ left [ { \

tfrac { }

{ 2 } {

m

} { { { {

2

} }^2 })

${\$ { $displaystyle \xi }$ 은 $\xi$ R{ \ $displaystyle$ $\phi$ R}과 $R$ $display$ { \ displaystyle \ $phi$ $R$ 의 상호작용 강도를 나타내며, 각각 공간의 곡률 및 팽창장의 크기와 관련이 있습니다.

「」를 참조해 주세요.

레퍼런스

^ ^a ^b Guth, Alan H. (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Basic Books. pp. 233–234. ISBN 978-0201328400.
^ Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2007). Endless Universe: Beyond the Bang. Random House. p. 114. ISBN 978-0-7679-1501-4.
^ Steinhardt, Paul J. (April 2011). "Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?" (PDF). Scientific American.
^ Tsujikawa, Shinji (2003). "Introductory review of cosmic inflation". arXiv:hep-ph/0304257.
^ Nanopoulos, D.V.; Olive, K.A.; Srednicki, M. (1983). "After primordial inflation" (PDF). Physics Letters B. 127 (1–2): 30–34. Bibcode:1983PhLB..127...30N. doi:10.1016/0370-2693(83)91624-6.
^ Atkins, Michael (March 2012). "Could the Higgs boson be the inflaton?" (PDF). {{cite journal}}:Cite 저널 요구 사항 journal=(도움말)
^ Hertzberg, Mark P (2010). "On Inflation with Non-minimal Coupling". Journal of High Energy Physics. 2010 (11): 23. arXiv:1002.2995. Bibcode:2010JHEP...11..023H. doi:10.1007/JHEP11(2010)023. S2CID 54886582.

[Guth1997-1] Guth, Alan H. (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Basic Books. pp. 233–234. ISBN 978-0201328400.

[2] Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2007). Endless Universe: Beyond the Bang. Random House. p. 114. ISBN 978-0-7679-1501-4.

[3] Steinhardt, Paul J. (April 2011). "Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?" (PDF). Scientific American.

[4] Tsujikawa, Shinji (2003). "Introductory review of cosmic inflation". arXiv:hep-ph/0304257.

[5] Nanopoulos, D.V.; Olive, K.A.; Srednicki, M. (1983). "After primordial inflation" (PDF). Physics Letters B. 127 (1–2): 30–34. Bibcode:1983PhLB..127...30N. doi:10.1016/0370-2693(83)91624-6.

[6] Atkins, Michael (March 2012). "Could the Higgs boson be the inflaton?" (PDF). {{cite journal}}:Cite 저널 요구 사항 journal=(도움말)

[hertzberg12-7] Hertzberg, Mark P (2010). "On Inflation with Non-minimal Coupling". Journal of High Energy Physics. 2010 (11): 23. arXiv:1002.2995. Bibcode:2010JHEP...11..023H. doi:10.1007/JHEP11(2010)023. S2CID 54886582.

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