Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 


<< Модель двойной вселенной и проблема космологической постоянной.|Оглавление|Проблема вычисления вероятностей >>

Космологическая постоянная, темная энергия и антропный принцип.

Первой попыткой решить проблему космологической постоянной с помощью антропного принципа были работы (Linde, 1984b,1986b). Наиболее просто это можно сделать, рассмотрев инфляцию, вызванную скалярным полем $\phi$ (инфлатон), и сымитировав космологическую постоянную достаточно плоским потенциалом второго скалярного поля $\Phi$. Простейший потенциал такого типа, линейный, имеет вид (Linde, 1986b)

$$V(\Phi) =\alpha M_p^3 \Phi \ .$$

Если $\alpha$ достаточно мала ($\alpha < 10^{-122}$), потенциал $V(\Phi)$ является плоским настолько, что поле $\Phi$ практически не меняется на масштабах порядка $10^{10}$ лет, его кинетическая энергия очень мала, и на нынешнем этапе эволюции вселенной его полная потенциальная энергия ведет себя точно так же, как космологическая постоянная. Эта модель была одним из первых примеров того, что в дальнейшем было названо квинтэссенцией (quintessence), или темной энергией.

Однако плотность энергии поля $\Phi$, практически постоянная в настоящее время, должна была существенно меняться в процессе инфляции. Так как поле $\Phi$ - безмассовое, оно должно было испытывать квантовые скачки в произвольном направлении с амплитудой $H/2\pi$ на шкале времени $H^{-1}$. В контексте сценария вечной инфляции это значит, что квантовые флуктуации рандомизуют поле: вселенная оказывается разделенной на бесконечное число экспоненциально больших частей со всеми возможными значениями поля $\Phi$. Другими словами, вселенная разделяется на бесконечное число "вселенных" со всеми возможными значениями эффективной космологической постоянной $\Lambda=V(\Phi)+V(\phi_0)$, где $V(\phi_0)$ - плотность энергии поля инфлатона $\phi$ в минимуме эффективного потенциала. Эта величина может меняться в пределах от $-M_p^4$ до $+M_p^4$ в разных частях вселенной, но мы можем существовать только там, где $|\Lambda| \lt O(10)\rho _0 \sim 10^{-28}$ g/cm$^3$, (здесь $\rho_0$ означает современную плотность энергии в нашей части вселенной).

Действительно, если $\Lambda \lt -10^{-28}$ g/cm$^3$, вселенная коллапсирует за время, существенно меньшее времени существования нашей вселенной ($\sim
10^{10}$ лет) (Linde, 1984b,1986b; Barrow and Tipler, 1986). С другой стороны, при $\Lambda \gg 10^{-28}$ g/cm$^3$ вселенная в настоящее время должна была бы экспоненциально расширяться, плотность была бы экспоненциально малой, и жизнь известного нам типа была бы невозможна (Linde, 1984b,1986b). Это значит, что мы можем жить только в тех частях вселенной, в которых космологическая постоянная не слишком сильно отличается от наблюдаемого нами значения $|\Lambda| \sim \rho _0$.

Этот подход послужил основой для множества последующих попыток решить проблему космологической постоянной с помощью антропного принципа в рамках инфляционной космологии (Weinberg, 1987; Linde, 1990a; Vilenkin, 1995b; Martel et al, 1998; Garriga and Vilenkin, 2000,2001b,2002).

На первый взгляд, введение исчезающе малого параметра $\alpha <10^{-122}$ не может служить удовлетворительным объяснением малости космологической постоянной $|\Lambda| \sim \rho _0 \sim 10^{-123} M_p^4$. Однако, экспоненциально малые параметры могут естественным образом появляться из-за непертурбативных (nonperturbative) эффектов. Можно было бы даже решить, что подобные механизмы и являются причиной малости $|\Lambda|$, если бы не наличие других эффектов, дающих существенный вклад в эту величину - эффектов квантовой гравитации, спонтанного нарушения симметрии в GUT и электрослабых теориях, нарушения суперсимметрии, эффектов квантовой хромодинамики и других. Потому объяснение малости космологической постоянной посредством непертурбативных эффектов возможно, если только загадочным образом исчезают все остальные вклады, как, например, в модели, рассмотренной в прошлом абзаце. Но даже если вклады всех остальных эффектов исчезают, нам по-прежнему необходимо объяснить, почему принимаемое $|\Lambda|$ значение таково, что соответствующая плотность энергии по порядку величины равна сегодняшней плотность энергии во вселенной. Проблема этого совпадения (называемая также coincidence problem) решается в вышеприведенной теории для всех достаточно малых $\alpha$; вместо тонкой ее подстройки нам надо лишь сделать ее достаточно малой. Очень ясное обсуждение выбора между тонкой подстройкой и экспоненциальным подавлением можно найти в работе (Garriga and Vilenkin, 2000) в приложении к похожей модель с потенциалом $\rho_\Lambda \pm
m^2 \Phi^2/2$ с $m^2 \ll 10^{-240} M_p^6 |\rho_\Lambda|^{-1}$.

Альтернативные подходы, основанные на антропном принципе, описаны в работах (Bousso and Polchinski, 2001; Feng et al, 2001; Banks et al, 2001). Можно также использовать более общий подход и рассмотреть сценарий дочерней вселенной или Мультимир, состоящий из различных инфляционных вселенных с различными космологическими постоянными (Linde, 1989,1990a,1991). В этом случае нет необходимости в существенно плоском потенциале, однако процедура сравнения вероятностей оказаться во вселенных с различными $\Lambda$ значительно усложняется (Vilenkin, 1995; Garcia-Bellido and Linde, 1995). Однако, если сделать простейшее предположение о том, вселенные с различной величиной $\Lambda$ равновероятны, получается антропное решение проблемы космологической постоянной без необходимости введения исчезающе малого параметра $\alpha < 10^{-122}$ or $m^2 \ll 10^{-240}
M_p^6 |\rho_\Lambda|^{-1}$.

Ограничение $\Lambda \gt -10^{-28}$ г/см$^3$ по-прежнему остается наилучшим нижним пределом на отрицательную космологическую постоянную; современное состояние вопроса см. в (Kallosh and Linde, 2002; Garriga and Vilenkin, 2002). Между тем предел на положительную космологическую постоянную $\Lambda \lt 10^{-28}$ g/cm$^3$ был существенно улучшен в последующих работах.

В частности, Вейнберг обратил внимание на то, что процесс образования галактик идет лишь до того момента, когда плотность энергии космологической постоянной начинает доминировать, и вселенная входит в режим поздней инфляции (Weinberg, 1987). Рассмотрим, например, галактики, сформировавшиеся на $z \gt 4$, когда плотность энергии во вселенной была на 2 порядка больше нынешней. Они не могли бы образоваться при $\Lambda \gt 10^2 \rho_0 \sim 10^{-27}$ g/cm$^3$

Следующий важный шаг был сделан в серии работ (Efstathiou, 1995; Vilenkin, 1995b; Martel et al, 1998; Garriga and Vilenkin, 2000,2001b,2002; Bludman and Roos, 2002). Авторы рассмотрели не только нашу галактику, но все галактики, в которых может быть жизнь нашего типа, что включает в себя не только уже существующие галактики, но также и те, что еще только формируются. Так как плотность вселенной на поздних стадиях эволюции вселенной уменьшается, даже очень малая космологическая постоянная может в какой-то момент положить предел дальнейшему образованию галактик или росту уже существующих. Это позволяет усилить ограничения на космологическую постоянную. Следуя работе (Martel et al, 1998), вероятность того, что астроном в произвольной вселенной обнаружит отношение $\Lambda/\rho_0$ близким к наблюдаемой нами величине $0.7$ варьируется от $5\%$ до $12\%$ в зависимости от предположений. В некоторых моделях, основанных на расширенной супергравитации, антропные ограничения могут быть еще более усилены (Kallosh and Linde, 2002).


<< Модель двойной вселенной и проблема космологической постоянной.|Оглавление|Проблема вычисления вероятностей >>
Публикации с ключевыми словами: антропный принцип - Космология - космологическая постоянная - космомикрофизика - инфляционная Вселенная - инфляция - Вселенная
Публикации со словами: антропный принцип - Космология - космологическая постоянная - космомикрофизика - инфляционная Вселенная - инфляция - Вселенная
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [13]
Оценка: 2.8 [голосов: 125]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования