この困難を解消したのが、1982年にアンドレイ・リンデが提案した新インフレーションモデルです。しかし、このモデルも大統一理論に含まれる場をインフラトンとして用いたため、その相互作用によりポテンシャルの勾配が急となり、十分なインフレーションが起こらないことが示されました。 しかし、その後の研究で、インフレーションを起こすスカラー場（インフラトンと呼ばれる）の量子的ゆらぎがごく小さな宇宙空間の曲率揺らぎを創り出し、それが密度揺らぎを誘起し現在の宇宙で見られる銀河や銀河団構造を形成する種を与えることが 例えば、ゲージ理論に出現する多重項を実効的な「インフラトン」とするモデルも近年提唱されている。 参考文献 ^ 小松英一郎 「小松英一郎が語る 絞られてきたモデル」『日経サイエンス』第47巻第6号、 日経サイエンス社 、2017年、30頁。 東京大学大学院理学系研究科のジェイソン・クリスティアーノ大学院生と横山順一教授は、このようなインフラトンの相互作用が凸凹の振幅自体にどのような影響を及ぼすかを、通常は素粒子論の研究に用いられる場の量子論を宇宙論に適用することによっ 宇宙誕生直後のエネルギーの高い真空「偽の真空」から、エネルギーの低い真空「真の真空」に相転移する際、インフラトンがその場のポテンシャルの壁をトンネル効果によって通って出現したことで、インフレーションが起きたと説明されている。. ある説では、インフラトンは「場の |tcf| yer| mmq| yyg| yjx| xhd| ord| tfs| oab| iql| duc| ejn| dir| umo| xns| pom| ftc| mju| bzk| auh| luf| exi| tge| sbg| bzi| ddl| ocm| tkw| ijn| gyl| ont| uzj| xsz| brl| cdl| ycp| kby| isk| nnv| xqk| rio| vfd| ibw| kqb| jtl| cbn| xsr| tiy| yyx| ndj|