§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 3

то скорость расширения Вселенной зависит от плотности энергии вызывающего инфляционную стадию поля.

Даже в случае простейшей инфляционной модели возможны несколько различных режимов расширения в зависимости от величины плотности потенциальной энергии скалярного поля (см., например, [173]):

1. Если значение плотности потенциальной энергии скалярного поля превышает планковское значение V((p) ~ Mp1, то необходимо учитывать квантовые эффекты теории, объединяющей все взаимодействия, что в данный момент затруднительно из-за ее отсутствия; вполне возможно, что в этой области пространство-время имеет сложную структуру (подробно см. [38,49]).

2. При меньшей плотности энергии т^Мр, < У(ф) < Mp1 рассматриваемые квантовые эффекты малы, но могут присутствовать значительные флуктуации плотности потенциальной энергии скалярного поля, в том числе и квантовые. Если квантовые флуктуации достаточно велики, они могут локально увеличить потенциальную энергию скалярного поля в некоторой части рассматриваемой раздувающейся области, причем хотя вероятность квантовых переходов, ведущих локально к увеличению плотности потенциальной энергии скалярного поля может быть очень малой, но область, где они произошли, начинает расширяться значительно быстрее остальных, и квантовые флуктуации в ней приводят к рождению новых инфляционных областей, которые будут расширяться еще быстрее, что

в конечном итоге приводит к так называемому эффекту самовоспроизводства Вселенной.

3. При значениях плотности потенциальной энергии скалярного поля в диапазоне от Tn^Mp1 до тПфМ^ флуктуации поля малы и плотность потенциальной энергии скалярного поля медленно уменьшается, причем поведение V(<p) в рассматриваемом случае подобно поведению гармонического осциллятора в среде с вязкостью Ъаф/а, где а — масштабный фактор, а величина а/а, как уже было отмечено выше, соответствует в инфляционных моделях постоянной Хаббла H [189].

4. При еще более малых значениях плотности энергии поля вязкость уменьшается, скорость расширения и, соответственно, сила, тормозящая изменение поля, также уменьшаются и инфляционная стадия заканчивается, а скалярное поле начинает осциллировать вблизи минимума своей потенциальной энергии, в дальнейшем теряя энергию за счет рождения пар частиц как любое быстро осциллирующее классическое поле. Эти частицы, взаимодействуя между собой, приходят в тепловое равновесие с некой температурой T и именно с этого момента рассматриваемая область-метагалактика может быть описана стандартной теорией горячей метагалактики.

При больших значениях плотности энергии расширение идет очень быстро, а поле меняется очень медленно, то есть плотность энергии поля остается почти постоянной, т.е. инфляционная стадия может быть в наличии при режимах 2 и 3.

Инфляционная стадия продолжается до тех пор, пока выполняется следующее условие [26]:

(1.97)

 

Другие части:

§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 1

§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 2

§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 3

§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 4

§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 5

§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 6

§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 7

§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 8

§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 9