Инфляция.
Теория инфляции предполагает, что в самые ранние моменты Вселенная переживала период, когда ее размер рос экспоненциально,а именно a(t)∝exp(H
vact), где a(t) - параметр масштаба Вселенной, а H
vac - параметр Хаббла. Это расширение могло быть вызвано присутствием некоторого скалярного поля, назовем его φ, которое придавало бы пространству в тот момент некоторую плотность энергии. В конечном счете, распад скалярного поля до нашего нынешнего вакуума положил бы конец экспоненциальной инфляции в то время и обеспечил бы энергию для производства фундаментальных частиц, о которых мы знаем сегодня.
В этот ранний период существования Вселенной квантовая механика играла важную роль в эволюции Вселенной. Все квантовые поля имеют связанные с ними вакуумные флуктуации. Это справедливо и для инфляционного поля. Скалярные флуктуации поля могли бы послужить начальными зародышами для распределения материи, которое мы наблюдаем во Вселенной сегодня. Однако также имели бы место тензорные флуктуации, и они породили бы гравитационные волны. Гравитационные волны также могут возникать в конце инфляции, в период предварительного нагрева, когда скалярное поле распадается в вещество, из которого состоит современная Вселенная. Эти первичные гравитационные волны, если их наблюдать, могли бы предоставить информацию о Вселенной в эту инфляционную эпоху. Гравитационные волны, возникающие во время инфляции, существовали бы сегодня на длинах волн от размеров наблюдаемой Вселенной и вплоть до субатомных расстояний. Для частот выше 10
-17 Гц прогнозируемый фон составляет около Ω
GW≈10
-15, уровень, который, вероятно, будет трудно наблюдать любым методом на любой длине волны. Для более низких частот (10
-17 Гц соответствует периоду в 23% от возраста Вселенной) наблюдается увеличение прогнозируемой плотности энергии стохастического фона, поскольку возмущения из ранней Вселенной, которые были заморожены (будучи больше наблюдаемого размера Вселенной), возвращаются [через горизонт] и распространяются снова в виде гравитационных волн. Конечно, альтернативные инфляционные сценарии могут создать стохастический фон на разных уровнях.
Фазовые переходы
Фазовые переходы первого рода в ранней Вселенной могли создавать значительный стохастический фон гравитационных волн. По аналогию с кипящей водой можно представить пузыри другой фазы Вселенной, формирующиеся внутри другой, более старой фазы. Ранняя Вселенная, безусловно, пережила ряд фазовых переходов. Если рассматривать Стандартную модель, предположительно существовал период великого объединения, когда электромагнитные, слабые и сильные взаимодействия были объединены. По мере остывания Вселенной произошел бы переход в фазу с электрослабым взаимодействием и разделением сильного взаимодействия. В конечном итоге электрослабый фазовый переход привел бы к отделению электромагнитного взаимодействия от слабого взаимодействия. Стандартный электрослабый фазовый переход не является фазовым переходом первого рода, но небольшие модификации стандартной модели могли бы привести к нему. Подсчитано, что переход между объединенной электрослабой фазой и последующей разъединенной фазой произошел бы при температуре Т
С= 159,5±1,5 ГэВ. Однако, если бы какая-либо модификация Стандартной модели привела бы к фазовому переходу первого рода в этом энергетическом масштабе, то существовал бы стохастический фон гравитационных волн, достигающий максимума на частоте около 260 миллигерц. Что особенно захватывающе, так это то, что это находится в пределах диапазона наблюдения космического интерферометра
LISA. Это одна из причин, по которой за пределами экспериментов на БАК в ЦЕРНЕ LISA может предложить наилучшие перспективы для получения информации по физике высоких энергий и особенно возможных расширений стандартной модели.
