Роль звездных кластеров в изучении эволюции звезд

Звездные кластеры являются ключевыми объектами для исследования эволюции звезд, поскольку они представляют собой группы звезд, сформировавшихся практически одновременно из одного и того же газового облака, обладающие сходным химическим составом и находящиеся на примерно одинаковом расстоянии от наблюдателя. Это создает уникальные условия для анализа зависимостей между возрастом, массой, светимостью и спектральным классом звезд.

Основным инструментом для изучения эволюции звезд в кластерах служат диаграммы Герцшпрунга-Расселла (HR-диаграммы) или цвет–величина (CMD) диаграммы, построенные для членов кластера. Положение звезд на этих диаграммах позволяет определить их эволюционную стадию. Наблюдая смещение главной последовательности и точку поворота, можно оценить возраст кластера, что даёт возможность изучать временные характеристики звездной эволюции.

Сравнение наблюдательных данных с теоретическими моделями эволюции звезд (эволюционными треками) для звезд различной массы позволяет исследовать физические процессы, влияющие на изменение звездных параметров, такие как горение водорода и последующих элементов, масса и скорость потери вещества, внутренние конвективные процессы, влияние вращения и магнитных полей.

Разнообразие типов кластеров — от молодых открытых до древних шаровых — расширяет понимание эволюции звезд разных масс и химических составов. В частности, шаровые кластеры с низкой металличностью помогают исследовать звезды первой генерации, а открытые кластеры — процессы формирования и развития звезд среднего и малого возраста.

Наблюдения вариабельных звезд, белых карликов и других специфических классов в кластерах обеспечивают дополнительную информацию о конечных стадиях звездной эволюции и параметрах массивных звезд. Таким образом, звездные кластеры выступают естественными лабораториями для калибровки моделей звездной эволюции и проверки теоретических предположений.

Методы изучения магнитных полей в космических объектах

Изучение магнитных полей в космических объектах базируется на нескольких ключевых методах, которые позволяют оценить как величину, так и структуру этих полей. Основные подходы включают прямые и косвенные методы измерений.

1. Прямые измерения с помощью зондов и спутников
   Космические аппараты оснащены магнитометрами — высокочувствительными приборами для измерения векторных характеристик магнитного поля. Наиболее распространены потоковые (fluxgate), оптические и ферромагнитные магнитометры. Данные, полученные на орбитах планет, в околоземном пространстве и в межпланетной среде, дают информацию о локальной интенсивности и направлении магнитного поля, а также позволяют анализировать его вариации во времени.

2. Радиозондирование и поляриметрия
   Излучение, проходящее через магнитное поле, изменяет свою поляризацию (эффект Фарадея). Анализ поляризации радиоволн от космических источников (например, пульсаров, галактик) позволяет оценить интегральные характеристики магнитного поля вдоль луча обзора, в том числе его напряжённость и ориентацию.

3. Анализ синхротронного излучения
   Электроны, движущиеся в магнитных полях с релятивистскими скоростями, испускают синхротронное излучение. Спектр и поляризация этого излучения дают сведения о напряжённости магнитного поля и его пространственном распределении в областях, таких как остатки сверхновых, активные ядра галактик и межзвёздная среда.

4. Изучение эффекта Зеемана
   Расщепление спектральных линий атомов и молекул в магнитном поле — эффект Зеемана — применяется для измерения магнитных полей на поверхности звезд и в межзвездной среде. Анализ спектральных данных высокой разрешающей способности позволяет определить величину и направление поля.

5. Моделирование и численное моделирование магнитогидродинамических процессов
   Данные наблюдений дополняются численными моделями, основанными на уравнениях магнитогидродинамики (МГД), которые позволяют реконструировать структуру и эволюцию магнитных полей в различных космических объектах, таких как звёздные короны, аккреционные диски и галактические магнитные поля.

6. Гравитационное линзирование и анализ пыли
   Изменение направления поляризации света, вызванное взаимодействием с пылевыми частицами, ориентированными вдоль магнитных линий, позволяет косвенно определить структуру магнитных полей в межзвёздной и межгалактической средах.

Использование этих методов в комплексе даёт возможность получать многомерные и многомасштабные характеристики магнитных полей в различных космических средах, что существенно расширяет понимание их природы и влияния на динамику и эволюцию космических объектов.

Методы определения кинематических характеристик звездных систем

Кинематические характеристики звездных систем, такие как скорости, орбитальные параметры и их распределение, являются ключевыми для понимания динамики и эволюции этих систем. Существуют несколько методов, основанных на наблюдениях и теоретических моделях, которые позволяют получить точные данные о кинематике звездных систем.

1. Спектроскопия
   Спектроскопия является основным методом для определения радиальных скоростей звезд. Изучение доплеровского сдвига спектральных линий позволяет измерить скорость, с которой звезда движется по направлению к наблюдателю или от него. Для высокоточных измерений используется спектроскопия с высоким разрешением, что позволяет детектировать даже малые изменения в спектре, связанные с движением звезды. Это особенно важно при исследовании отдельных звезд в галактиках или звёздных скоплениях.

2. Доплеровский эффект
   Доплеровский эффект используется для измерения скорости движения объектов вдоль линии прямой видимости. При этом для наблюдения используется как спектроскопия, так и фотометрия (с изменениями в периодичности светового потока, если система переменная). Это дает информацию о радиальной скорости системы и динамических свойствах как отдельных звезд, так и целых звездных скоплений.

3. Кинематика из движения звезд
   Для исследования движения звездных систем часто используются данные о пространственном положении звезд и их скорости. Метод основан на анализе траекторий движения звезд, полученных в ходе наблюдений на длительных временных интервалах. Сопоставление измеренных собственных движений звезд с их расстоянием от наблюдателя позволяет построить картину движения звезд по небесной сфере и вычислить их трансляционные и орбитальные скорости.

4. Метод звёздных орбит
   Для анализа звездных систем в галактиках, а также в звёздных скоплениях, используется метод анализа орбит. Это предполагает построение орбитальных траекторий звезд, которые могут быть реконструированы по их позициям и скоростям в разные моменты времени. Реконструкция орбит звезд в многокомпонентных системах помогает в определении гравитационного потенциала системы, её массы и других динамических характеристик.

5. Использование параллаксов
   Параллаксы, измеренные с помощью современных космических телескопов, таких как Gaia, позволяют точно определять расстояния до звезд. В сочетании с измерениями собственных движений и радиальных скоростей параллаксы дают полное представление о пространственном положении звезд и их кинематическом поведении.

6. Галактическая динамика и кинематика
   В исследовании кинематики галактик используется анализ звездных траекторий в рамках более крупных структур, таких как галактические диски, структуры темной материи и сверхмассивные черные дыры в центрах галактик. Эти методы включают моделирование движения звезд в гравитационных потенциалах и использование распределений скоростей в звездных популяциях для вычисления массы галактики и других её динамических характеристик.

7. Метод гравитационного лензинга
   Гравитационный лензинг, при котором свет от удаленных объектов искажает гравитационное поле массивных объектов, позволяет изучать кинематические характеристики звездных систем и галактик. Этот метод помогает реконструировать распределение массы в звездных системах и их кинематическое поведение, особенно когда прямые измерения невозможны из-за расстояния.

8. Модели численного моделирования
   В некоторых случаях, когда аналитические методы не дают точных результатов, применяются численные методы для моделирования движения звездных систем. Это включает моделирование взаимодействий между звездами, плотностью вещества и темной материей в системе, что позволяет вычислить кинематические характеристики, такие как орбитальные элементы и распределение скоростей в системе.

Реликтовые нейтрино во Вселенной: природа и методы изучения

Реликтовые нейтрино — это нейтрино, возникшие в ранней Вселенной в эпоху, предшествующую образованию первых атомов, примерно через 1 секунду после Большого взрыва. Они представляют собой часть космического фонового излучения, аналогично реликтовому микроволновому фону, но соответствуют нейтрино, которые взаимодействовали и термализировались с материей и излучением при очень высоких температурах порядка 10^10 К.

Природа реликтовых нейтрино определяется процессами, происходившими при температуре выше 1 МэВ, когда нейтрино находились в тепловом равновесии с другими частицами через слабое взаимодействие. По мере расширения и охлаждения Вселенной, слабое взаимодействие становилось неэффективным, и нейтрино «отключались» от теплового равновесия — произошел их кинематический «отпад» (freeze-out), после чего они распространялись практически свободно, сохраняя при этом спектр, близкий к ферми-дирaковскому распределению с температурой, которая сегодня оценивается около 1.95 К (около 1.7?10^-4 эВ).

Реликтовые нейтрино имеют очень низкую энергию и крайне малую плотность (порядка 330 нейтрино на кубический сантиметр для всех трех типов и антинейтрино вместе взятых), что существенно осложняет их прямое обнаружение. Их исследование важно для проверки стандартной космологической модели и понимания ранних этапов эволюции Вселенной, а также для определения свойств нейтрино, таких как масса и число степеней свободы.

Методы изучения реликтовых нейтрино делятся на прямые и косвенные. Прямое обнаружение предполагает детектирование нейтрино с энергией порядка 10^-4 эВ, что требует сверхчувствительных и масштабных детекторов, способных регистрировать крайне редкие события. Одним из предложенных методов является использование инверсии ?-распада в ядрах с низким порогом, например, Tritium (тритий), для регистрации эффекта Пайкова-Пинкера — захвата реликтовых нейтрино на бета-распадающих ядрах. Эксперимент PTOLEMY — одна из попыток реализовать такую технологию.

Косвенные методы основаны на анализе космологической информации: влиянии реликтовых нейтрино на анизотропии реликтового микроволнового фона, структуру крупномасштабных структур Вселенной и параметрах расширения. Измерения с помощью спутниковых миссий, таких как Planck, и обзор данных по галактическим кластерам позволяют ограничивать число степеней свободы нейтрино, их массу и температуру, а также подтверждать их существование.

Таким образом, реликтовые нейтрино — ключевой компонент космологической модели, связующий физику ранней Вселенной и свойства фундаментальных частиц. Их изучение требует объединения теоретических моделей с прецизионными космологическими наблюдениями и разработкой новых технологий детектирования.

Методы определения расстояний до звезд и галактик

Для определения расстояний до звезд и галактик астрономы применяют несколько методов, в зависимости от объекта исследования и его удаленности от Земли.

1. Параллакс
   Этот метод используется для измерения расстояний до ближайших звезд. Параллакс основывается на принципе видимого смещения положения звезды при наблюдении с двух противоположных точек орбиты Земли. С помощью угла параллакса можно рассчитать расстояние по формуле:

   $$d = \frac{1}{p}$$

   где $d$ — расстояние в парсе, $p$ — параллакс в угловых секундах. Этот метод эффективен для объектов, расположенных на расстоянии до нескольких сотен световых лет от Земли.

2. Метод светимости и видимой яркости (метод звёздной величины)
   Когда параллакс не может быть использован, астрономы измеряют яркость звезды и, зная её абсолютную светимость (собственную яркость при стандартных условиях), могут вычислить расстояние до неё. Разница между видимой яркостью $m$ и абсолютной яркостью $M$ связана с расстоянием $d$ по формуле:

   $$m - M = 5 \log_{10} \left(\frac{d}{10}\right)$$

   где $d$ — расстояние в парсеках. Этот метод часто используется для звезд в пределах Млечного Пути.

3. Цефеиды
   Цефеиды — это переменные звезды с известной зависимостью между периодом пульсации и абсолютной светимостью. Зная период пульсации звезды, можно определить её светимость, а затем вычислить расстояние по методу светимости и видимой яркости. Цефеиды служат стандартными свечами для измерения расстояний до звездных скоплений и ближайших галактик.

4. Техники на основе спектроскопии
   Для более удаленных объектов, таких как галактики, используется метод спектроскопии, в частности, эффект Доплера. При этом изучается смещение спектральных линий в сторону красного или синего конца спектра, что позволяет определить скорость удаления объекта. В комбинации с другими методами (например, с наблюдениями суперновых типа Ia) можно оценить расстояние до удаленных галактик.

5. Сверхновые типа Ia
   Сверхновые типа Ia являются стандартными свечами, поскольку они обладают очень похожей абсолютной яркостью. Измерив их видимую яркость, можно точно определить расстояние до галактики. Этот метод играет важную роль в измерении расстояний до далеких объектов, находящихся на расстояниях миллиардов световых лет.

6. Метод красного смещения (закон Хаббла)
   Для самых удаленных объектов, таких как галактики на расстояниях в миллиарды световых лет, используется закон Хаббла, который описывает зависимость скорости расширения Вселенной от расстояния до объекта. Измеряя красное смещение (раздвижение спектральных линий) в свете от галактики, можно вычислить её скорость удаления, а затем, используя закон Хаббла, определить расстояние. Этот метод актуален для объектов, удаленных на десятки и сотни миллионов световых лет.

7. Геометрические методы (метод триангуляции)
   Для объектов, находящихся в пределах нашей галактики, используется триангуляция — измерение углов между звездами или другими объектами на фоне более удаленных объектов. Этот метод позволяет точно определять расстояния, но его ограничение — малая дальность.

Методы, использующие комбинированные подходы, такие как светимость, спектроскопия и красное смещение, обеспечивают более высокую точность и применимы для объектов на различных масштабах.

Релятивистские джеты и их связь с активными ядрами галактик

Релятивистские джеты — это струи высокоскоростных частиц, выбрасываемых из центральных областей астрофизических объектов, таких как сверхмассивные черные дыры в активных ядрах галактик. Эти джеты, движущиеся близко к скорости света, являются результатом процессов, происходящих в аккреционном диске вокруг черной дыры или вблизи других компактных объектов. Температура в этих струях может достигать миллионов градусов, а их длина может быть порядка сотен тысяч световых лет. Джеты обладают релятивистскими скоростями, что означает, что их скорость близка к скорости света, и это значительно влияет на их взаимодействие с окружающим космическим пространством.

Активные ядра галактик (AGN) — это галактики с чрезвычайно ярким центром, источником которого является сверхмассивная черная дыра, активно поглощаюшая материю. В процессе аккреции материал, падающий на черную дыру, образует аккреционный диск, из которого выбрасываются релятивистские джеты. Эти джеты возникают из-за мощного магнитного поля, которое ускоряет частицы до высоких энергий и выбрасывает их вдоль оси вращения аккреционного диска. Релятивистские джеты активно взаимодействуют с окружающим газом, создавая мощные выбросы энергии и видимые эмиссионные линии в спектре.

В зависимости от угла наблюдения релятивистские джеты могут быть обнаружены как радиоисточники (в случае наблюдения по направлению джета) или как рентгеновские и гамма-источники (если наблюдается эффект доплеровского усиления из-за скорости движения джета). Они также являются важными индикаторами для изучения процессов, происходящих в активных ядрах галактик, так как позволяют исследовать свойства аккреционных потоков, магнитных полей и взаимодействий материи в экстремальных условиях.

Таким образом, релятивистские джеты — это неотъемлемая часть динамики активных ядер галактик и важный компонент, влияющий на их эволюцию. Изучение этих джетов помогает астрономам лучше понять механизмы, которые приводят к образованию мощных источников излучения и их влияние на окружающее пространство.

Природа пульсаров и механизм радиоизлучения

Пульсары — это быстро вращающиеся нейтронные звёзды, образовавшиеся в результате коллапса массивных звёзд после сверхновой. Их характерной особенностью является наличие чрезвычайно сильного магнитного поля (порядка $10^8 - 10^{15}$ Гаусс) и регулярное испускание электромагнитного излучения, в том числе в радиодиапазоне, воспринимаемого как импульсы.

Нейтронная звезда состоит в основном из нейтронов и имеет чрезвычайно высокую плотность (масса порядка массы Солнца при радиусе около 10 км). При коллапсе звезды её угловой момент и магнитное поле сохраняются, что приводит к резкому усилению магнитного поля и ускоренному вращению (до сотен оборотов в секунду). Магнитное поле пульсара наклонено относительно оси его вращения. Вдоль магнитных полюсов формируются магнитные оси, вдоль которых излучается электромагнитное излучение, в первую очередь за счёт синхротронного и криволинейного излучения заряженных частиц.

Основной механизм генерации радиоволн — плазменный, связанный с ускорением электронов и позитронов вдоль криволинейных силовых линий магнитного поля. Вблизи магнитных полюсов формируются так называемые "магнитосферные полярные капканы", где происходят каскадные процессы: гамма-фотоны, рождающиеся вблизи поверхности, порождают пары электрон–позитрон, которые ускоряются электрическими полями вдоль открытых силовых линий, излучая радиоволны в узких конусах. Эти конусы вращаются вместе со звездой, и если один из них пересекает луч зрения наблюдателя на Земле, фиксируется импульс.

Радиоизлучение пульсаров характеризуется высокой степенью поляризации, когерентной природой (в отличие от некогерентного теплового излучения) и чрезвычайной стабильностью частоты импульсов. Это позволяет использовать пульсары как космические "часы". Механизмы генерации радиоволн включают в себя когерентные процессы, такие как плазменные нестабильности, возникновение сгустков плазмы и коллективные возбуждения в магнитосфере.

Использование моделирования для исследования формирования галактик

Астрономы используют моделирование для глубокого анализа процессов формирования галактик, основываясь на комплексных физических законах и многочисленных переменных, которые невозможно учесть с помощью наблюдений или экспериментальных данных. Эти модели помогают исследовать широкий спектр явлений — от первичного коллапса газовых облаков до образования звезд и создания крупных космических структур.

Одной из важнейших задач является воспроизведение в моделях влияния темной материи и темной энергии на процесс формирования галактик. Модели, использующие гравитационные симуляции, могут помочь понять, как массивные космические структуры, такие как галактики и скопления галактик, возникают из маленьких флуктуаций плотности, существовавших в ранней Вселенной.

Для исследования формирования галактик применяется несколько типов моделирования, включая гидродинамические и частично гидродинамические симуляции. Гидродинамические модели позволяют учитывать взаимодействие газа и темной материи в рамках сложных физических процессов, таких как охлаждение газа, звездообразование и супермассивные черные дыры. В свою очередь, модель темной материи в основном решает проблему гравитационной эволюции структуры Вселенной на больших масштабах.

Для точных расчетов важным инструментом являются численные методы, такие как метод симуляций N-частиц и метод «смещения» в эволюции галактик. Эти методы позволяют моделировать динамическое поведение звезд, газа, темной материи и их взаимодействие на огромных расстояниях и во времени. Применяя эти подходы, астрономы могут реконструировать различные стадии формирования галактик — от начальной стадии инфляции до современного состояния.

Кроме того, моделирование играет ключевую роль в реконструкции взаимодействий галактик, таких как слияния и аккреция материала. Эти процессы ведут к формированию различных типов галактик, таких как эллиптические, спиральные и неправильные галактики, и моделирование их помогает понять, как внешние воздействия и внутренние процессы изменяют структуру и динамику галактик.

Современные астрофизические симуляции интегрируют результаты наблюдений, полученных с помощью телескопов, чтобы сопоставить теоретические прогнозы с реальными данными. Это позволяет проверять различные гипотезы о происхождении галактик, их эволюции и механизмах формирования звезд. Ключевым инструментом является также моделирование химического состава газа в галактиках, что помогает астрономам понять процесс синтеза элементов и их распространение в межзвездной среде.

Компьютерные модели дают астрономам возможность оценивать большое количество параметров, включая начальные условия, физические свойства материалов, их поведение под воздействием гравитации и других факторов, а также предсказать будущее развитие галактик в контексте космологической эволюции. Эффективность моделирования постоянно увеличивается с развитием вычислительных технологий и более совершенных алгоритмов, что позволяет создавать все более точные и детализированные модели, которые способствуют углублению нашего понимания формирования галактик.

Механизмы возникновения и эволюции магнитаров

Магнитары — это особый класс нейтронных звезд с чрезвычайно сильным магнитным полем, достигающим 10^14–10^15 Гаусс, что на три-четыре порядка превышает типичные значения для обычных нейтронных звезд. Механизм их возникновения и эволюции связан с несколькими ключевыми процессами.

1. Формирование нейтронной звезды
   Магнитары образуются в результате коллапса массивных звезд (>8 масс Солнца) при взрыве сверхновой типа II или Ib/c. В ходе коллапса центральная плотность и температура стремительно возрастают, и протяжённое ядро звезды сжимается до радиуса порядка 10–15 км, образуя нейтронную звезду.

2. Генерация сильного магнитного поля
   Считается, что магнитное поле магнитаров усиливается за счёт двух основных механизмов:

   • Динамо-эффект в протонейтронной звезде. В ранние секунды после образования нейтронной звезды её внутренние движения, обусловленные интенсивной конвекцией и быстрым вращением (периоды вращения порядка 1–10 мс), приводят к усилению магнитного поля с помощью магнитогидродинамического динамо. Быстрое вращение и конвекционные токи генерируют магнитные поля, которые могут достигать 10^15 Гаусс.

   • Консервация магнитного потока. Если исходная звезда обладала относительно сильным магнитным полем, то при сжатии радиуса на порядок 10^5 и более магнитное поле увеличивается пропорционально квадрату отношения радиусов (B ~ B_0 * (R_0/R)^2).

3. Особенности рождённого магнитара
   Магнитары характеризуются:

   • Молниеносным замедлением вращения под действием магнитного торможения, что ведёт к быстрым изменениям периода вращения и генерации мощных электромагнитных выбросов.

   • Тектоническими напряжениями и сдвигами в тонкой коре нейтронной звезды под действием интенсивного магнитного давления, что проявляется в виде коротких гамма-всплесков и рентгеновских флуктуаций (мягкие гамма-ретрансляторы и аномальные рентгеновские пульсары).

4. Эволюция магнитного поля
   С течением времени магнитное поле магнитара затухает в результате:

   • Омического распада — сопротивление плазмы ведёт к рассеянию токов, поддерживающих магнитное поле.

   • Холловского эффекта — перенос магнитного поля электронами вызывает перестройку магнитного поля с его перераспределением и упадком.

   • Термической эволюции — охлаждение нейтронной звезды влияет на проводимость и скорость распада магнитного поля.

Период эволюции магнитного поля магнитаров составляет от 10^3 до 10^5 лет, после чего магнитар может перейти в фазу более слабомагнитной нейтронной звезды или пульсара.

5. Влияние магнитного поля на наблюдаемые свойства
   Сверхсильное магнитное поле вызывает усиленную эмиссию рентгеновского и гамма-излучения, устойчивые магнитные аномалии и возмущения магнитосферы. Магнитары выделяются яркостью и типом излучения, которые не объясняются только вращением, в отличие от обычных пульсаров.

Таким образом, магнитары формируются при быстром вращении и мощной конвекции в протонейтронной звезде, что приводит к эффективному динамо и усилению магнитного поля до экстремальных значений. Их эволюция определяется распадом поля и термодинамическими процессами, сопровождающимися уникальными проявлениями в электромагнитном спектре.

Теории происхождения и свойства космического инфляционного периода

Космический инфляционный период — это гипотетическая фаза крайне быстрого экспоненциального расширения Вселенной, предположительно произошедшая на ранних стадиях её эволюции, примерно с 10^-36 до 10^-32 секунды после Большого взрыва. Основная идея инфляции была предложена Аланом Гутом в 1981 году с целью решения нескольких фундаментальных проблем классической модели Большого взрыва: проблемы горизонта, плоскостности и избыточной монополии.

Согласно инфляционной теории, Вселенная в этот период была заполнена скалярным полем — инфлатоном, которое обладало большой потенциальной энергией. Это поле обеспечивало отрицательное давление, вызывающее ускоренное расширение пространства. Механизм инфляции связан с медленным «сползанием» инфлатона по своему потенциалу (slow-roll), при котором кинетическая энергия поля значительно меньше потенциальной, что приводит к почти константной энергии вакуума и экспоненциальному росту масштабного фактора.

Происхождение инфляции связано с квантовыми флуктуациями скалярного поля в условиях очень высоких энергий. Переход из состояния ложного вакуума (энергетически метастабильного состояния поля) в истинный вакуум сопровождается «фазовым переходом», который запускает этап быстрого расширения. Этот процесс «разглаживает» неоднородности, приводя к высокой однородности и изотропности наблюдаемой Вселенной.

Ключевые свойства инфляционного периода:

• Экспоненциальное расширение масштабного фактора (a(t) ~ e^{Ht}), где H — постоянная Хаббла в инфляционный период.

• Разрешение проблемы горизонта: все наблюдаемые регионы Вселенной до инфляции могли находиться в причинной связи.

• Разрешение проблемы плоскостности: после инфляции кривизна пространства практически сводится к нулю.

• Квантовые флуктуации инфлатона, усиливаясь, порождают начальные гравитационные возмущения, которые являются предшественниками крупномасштабной структуры Вселенной и анизотропии реликтового излучения.

• Конец инфляционного периода связан с процессом «рехидратации» (reheating), когда потенциальная энергия инфлатона превращается в тепловую энергию и частицы стандартной модели, и начинается обычная термодинамическая эволюция Вселенной.

Существуют различные модели инфляции, в том числе:

• Старомодельная инфляция (old inflation) — основана на первом порядке фазового перехода, которая имеет проблему «вечного расширения» ложного вакуума.

• Новая инфляция (new inflation) — медленный спуск инфлатона по плоскому потенциалу.

• Хаотическая инфляция (chaotic inflation) — предполагает произвольные начальные условия и простые потенциалы, например квадратичный.

• Гибридная инфляция — комбинирует два поля для запуска и завершения инфляции.

Все эти модели стремятся согласовать теоретические предсказания с наблюдениями космического микроволнового фонового излучения, параметрами спектра возмущений плотности и другими астрофизическими данными.