§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 6

применить понятие «Вселенная», которое и в данном случае отражает пределы нашего знания о мире в целом.

Таким образом, основные предположения модели раздувающейся Вселенной следующие [25,54, 177]:

1. На начальном этапе расширения существует де-ситтеровская стадия, во время которой преобладает вклад от Л. На этой стадии доминирует некая субстанция с экзотическим уравнением состояния (1.59) — вакуум. Вселенная де Ситтера однородна и изотропна в пространстве Минковского, что и обеспечивает однородность и изотропию в обычном трехмерном пространстве.

2. Через некоторое время симметрия спонтанно нарушается: вакуум переходит в несимметричную фазу и его энергия затрачивается на расширение Вселенной и образование частиц. На де-ситтеровской стадии £д ^ £т, на фридмановской: ет 3> £д-В этот период де-ситтеровская стадия сменяется фридмановской и далее Метагалактика эволюционирует по стандартной теории.

3. После окончания де-ситтеровской стадии размеры пузыря (Вселенной) на много порядков превышают видимые размеры Метагалактики.

Чтобы предотвратить быстрый распад вакуума де-ситтеровско-го состояния, необходимо допустить существование потенциального барьера, т. е. что зависимость V(ф) потенциальной энергии вакуума от его волновой функции ф имела бы минимум (см. рис. 1.12).

Самая первая инфляционная модель была предложена Старо-бинским в 1979 г. [256, 257], а ее дальнейшее, хотя и несколько упрощенное развитие рассматривалось Гусом в 1980 г. [138] В модели Гуса зависимость У(ф) имела два экстремума — минимум при Ф = фв — вакуумное состояние находилось именно в этой точке, так как поле ф было изначально сдвинуто из своего основного состояния из-за спонтанного нарушения симметрии, и максимум при ф = 0. В дальнейшем при повышении температуры происходил фазовый переход и минимум перемещался в точку ф = 0 — (см., например, рис. 1.11). Вселенная расширялась экспоненциально до тех пор, пока существовало минимальное значение при 0о Ф 0, затем либо путем туннелирования, либо за счет тепловых флуктуации происходил переход к потенциалу, имеющему только один минимум и вакуумное состояние уже находилось при ф = 0.

К сожалению, при подробном рассматривании свойств Вселенной после фазового перехода в такой модели возникает существенная проблема — разогрев Вселенной после фазового перехода по окончании стадии раздувания (инфляции) должен происходить из-за столкновений стенок пузырьков новой фазы, которые возникают в процессе фазового перехода [143]. Однако размеры этих пузырьков достаточно велики, чтобы Вселенная после разогрева стала сильно неоднородной и анизотропной [139], что противоречит экспериментальным данным. Эта трудность устраняется в сценарии раздуваюшейся Вселенной на основе SU(5) -симметричной теории Коулмена—Вайнберга, подробно описанном в [54, 177]. Благодаря особенностям фазовых переходов в 577(5)-симметричной теории, часть Вселенной внутри каждого пузырька новой фазы продолжает расширяться экспоненциально, так же как и до начала фазового перехода, т. е. вся наблюдаемая часть Вселенной образуется из одного пузырька, поэтому неоднородности, связа нные с соударениями стенок пузырьков, ненаблюдаемы. Однако SU(5)-симметричная теория противоречит современным экспериментальным данным в физике высоких энергий.

 

Другие части:

§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 1

§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 2

§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 3

§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 4

§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 5

§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 6

§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 7

§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 8