<< Model' dvoinoi vselennoi i problema kosmologicheskoi postoyannoi.|Oglavlenie|Problema vychisleniya veroyatnostei >>
Kosmologicheskaya postoyannaya, temnaya energiya i antropnyi princip.
Pervoi popytkoi reshit' problemu kosmologicheskoi postoyannoi s pomosh'yu antropnogo principa byli raboty (Linde, 1984b,1986b). Naibolee prosto eto mozhno sdelat', rassmotrev inflyaciyu, vyzvannuyu skalyarnym polem (inflaton), i symitirovav kosmologicheskuyu postoyannuyu dostatochno ploskim potencialom vtorogo skalyarnogo polya . Prosteishii potencial takogo tipa, lineinyi, imeet vid (Linde, 1986b)
Esli dostatochno mala (), potencial yavlyaetsya ploskim nastol'ko, chto pole prakticheski ne menyaetsya na masshtabah poryadka let, ego kineticheskaya energiya ochen' mala, i na nyneshnem etape evolyucii vselennoi ego polnaya potencial'naya energiya vedet sebya tochno tak zhe, kak kosmologicheskaya postoyannaya. Eta model' byla odnim iz pervyh primerov togo, chto v dal'neishem bylo nazvano kvintessenciei (quintessence), ili temnoi energiei.
Odnako plotnost' energii polya , prakticheski postoyannaya v nastoyashee vremya, dolzhna byla sushestvenno menyat'sya v processe inflyacii. Tak kak pole - bezmassovoe, ono dolzhno bylo ispytyvat' kvantovye skachki v proizvol'nom napravlenii s amplitudoi na shkale vremeni . V kontekste scenariya vechnoi inflyacii eto znachit, chto kvantovye fluktuacii randomizuyut pole: vselennaya okazyvaetsya razdelennoi na beskonechnoe chislo eksponencial'no bol'shih chastei so vsemi vozmozhnymi znacheniyami polya . Drugimi slovami, vselennaya razdelyaetsya na beskonechnoe chislo "vselennyh" so vsemi vozmozhnymi znacheniyami effektivnoi kosmologicheskoi postoyannoi , gde - plotnost' energii polya inflatona v minimume effektivnogo potenciala. Eta velichina mozhet menyat'sya v predelah ot do v raznyh chastyah vselennoi, no my mozhem sushestvovat' tol'ko tam, gde , (zdes' oznachaet sovremennuyu plotnost' energii v nashei chasti vselennoi).
Deistvitel'no, esli , vselennaya kollapsiruet za vremya, sushestvenno men'shee vremeni sushestvovaniya nashei vselennoi ( let) (Linde, 1984b,1986b; Barrow and Tipler, 1986). S drugoi storony, pri vselennaya v nastoyashee vremya dolzhna byla by eksponencial'no rasshiryat'sya, plotnost' byla by eksponencial'no maloi, i zhizn' izvestnogo nam tipa byla by nevozmozhna (Linde, 1984b,1986b). Eto znachit, chto my mozhem zhit' tol'ko v teh chastyah vselennoi, v kotoryh kosmologicheskaya postoyannaya ne slishkom sil'no otlichaetsya ot nablyudaemogo nami znacheniya .
Etot podhod posluzhil osnovoi dlya mnozhestva posleduyushih popytok reshit' problemu kosmologicheskoi postoyannoi s pomosh'yu antropnogo principa v ramkah inflyacionnoi kosmologii (Weinberg, 1987; Linde, 1990a; Vilenkin, 1995b; Martel et al, 1998; Garriga and Vilenkin, 2000,2001b,2002).
Na pervyi vzglyad, vvedenie ischezayushe malogo parametra ne mozhet sluzhit' udovletvoritel'nym ob'yasneniem malosti kosmologicheskoi postoyannoi . Odnako, eksponencial'no malye parametry mogut estestvennym obrazom poyavlyat'sya iz-za neperturbativnyh (nonperturbative) effektov. Mozhno bylo by dazhe reshit', chto podobnye mehanizmy i yavlyayutsya prichinoi malosti , esli by ne nalichie drugih effektov, dayushih sushestvennyi vklad v etu velichinu - effektov kvantovoi gravitacii, spontannogo narusheniya simmetrii v GUT i elektroslabyh teoriyah, narusheniya supersimmetrii, effektov kvantovoi hromodinamiki i drugih. Potomu ob'yasnenie malosti kosmologicheskoi postoyannoi posredstvom neperturbativnyh effektov vozmozhno, esli tol'ko zagadochnym obrazom ischezayut vse ostal'nye vklady, kak, naprimer, v modeli, rassmotrennoi v proshlom abzace. No dazhe esli vklady vseh ostal'nyh effektov ischezayut, nam po-prezhnemu neobhodimo ob'yasnit', pochemu prinimaemoe znachenie takovo, chto sootvetstvuyushaya plotnost' energii po poryadku velichiny ravna segodnyashnei plotnost' energii vo vselennoi. Problema etogo sovpadeniya (nazyvaemaya takzhe coincidence problem) reshaetsya v vysheprivedennoi teorii dlya vseh dostatochno malyh ; vmesto tonkoi ee podstroiki nam nado lish' sdelat' ee dostatochno maloi. Ochen' yasnoe obsuzhdenie vybora mezhdu tonkoi podstroikoi i eksponencial'nym podavleniem mozhno naiti v rabote (Garriga and Vilenkin, 2000) v prilozhenii k pohozhei model' s potencialom s .
Al'ternativnye podhody, osnovannye na antropnom principe, opisany v rabotah (Bousso and Polchinski, 2001; Feng et al, 2001; Banks et al, 2001). Mozhno takzhe ispol'zovat' bolee obshii podhod i rassmotret' scenarii dochernei vselennoi ili Mul'timir, sostoyashii iz razlichnyh inflyacionnyh vselennyh s razlichnymi kosmologicheskimi postoyannymi (Linde, 1989,1990a,1991). V etom sluchae net neobhodimosti v sushestvenno ploskom potenciale, odnako procedura sravneniya veroyatnostei okazat'sya vo vselennyh s razlichnymi znachitel'no uslozhnyaetsya (Vilenkin, 1995; Garcia-Bellido and Linde, 1995). Odnako, esli sdelat' prosteishee predpolozhenie o tom, vselennye s razlichnoi velichinoi ravnoveroyatny, poluchaetsya antropnoe reshenie problemy kosmologicheskoi postoyannoi bez neobhodimosti vvedeniya ischezayushe malogo parametra .
Ogranichenie g/sm po-prezhnemu ostaetsya nailuchshim nizhnim predelom na otricatel'nuyu kosmologicheskuyu postoyannuyu; sovremennoe sostoyanie voprosa sm. v (Kallosh and Linde, 2002; Garriga and Vilenkin, 2002). Mezhdu tem predel na polozhitel'nuyu kosmologicheskuyu postoyannuyu byl sushestvenno uluchshen v posleduyushih rabotah.
V chastnosti, Veinberg obratil vnimanie na to, chto process obrazovaniya galaktik idet lish' do togo momenta, kogda plotnost' energii kosmologicheskoi postoyannoi nachinaet dominirovat', i vselennaya vhodit v rezhim pozdnei inflyacii (Weinberg, 1987). Rassmotrim, naprimer, galaktiki, sformirovavshiesya na , kogda plotnost' energii vo vselennoi byla na 2 poryadka bol'she nyneshnei. Oni ne mogli by obrazovat'sya pri
Sleduyushii vazhnyi shag byl sdelan v serii rabot (Efstathiou, 1995; Vilenkin, 1995b; Martel et al, 1998; Garriga and Vilenkin, 2000,2001b,2002; Bludman and Roos, 2002). Avtory rassmotreli ne tol'ko nashu galaktiku, no vse galaktiki, v kotoryh mozhet byt' zhizn' nashego tipa, chto vklyuchaet v sebya ne tol'ko uzhe sushestvuyushie galaktiki, no takzhe i te, chto eshe tol'ko formiruyutsya. Tak kak plotnost' vselennoi na pozdnih stadiyah evolyucii vselennoi umen'shaetsya, dazhe ochen' malaya kosmologicheskaya postoyannaya mozhet v kakoi-to moment polozhit' predel dal'neishemu obrazovaniyu galaktik ili rostu uzhe sushestvuyushih. Eto pozvolyaet usilit' ogranicheniya na kosmologicheskuyu postoyannuyu. Sleduya rabote (Martel et al, 1998), veroyatnost' togo, chto astronom v proizvol'noi vselennoi obnaruzhit otnoshenie blizkim k nablyudaemoi nami velichine var'iruetsya ot do v zavisimosti ot predpolozhenii. V nekotoryh modelyah, osnovannyh na rasshirennoi supergravitacii, antropnye ogranicheniya mogut byt' eshe bolee usileny (Kallosh and Linde, 2002).
<< Model' dvoinoi vselennoi i problema kosmologicheskoi postoyannoi.|Oglavlenie|Problema vychisleniya veroyatnostei >>
Publikacii s klyuchevymi slovami:
antropnyi princip - Kosmologiya - kosmologicheskaya postoyannaya - kosmomikrofizika - inflyacionnaya Vselennaya - inflyaciya - Vselennaya
Publikacii so slovami: antropnyi princip - Kosmologiya - kosmologicheskaya postoyannaya - kosmomikrofizika - inflyacionnaya Vselennaya - inflyaciya - Vselennaya | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> |