§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 4

или, соответственно, условие

(1.98)

(если потенциал скалярного поля имеет вид (1.79)). Следовательно, закончиться инфля"""""°" ^™™" ™„w,,o г,ми

Степень раздувания рассматриваемой области (e-folding) при фо ^> Мр выражается следующим образом: ■

(1.100)

т. е. масштабный фактор к концу расширения изменился как

(1.101)

В типичных моделях стадия расширения длится ~ 10~35 с и за это время рассматриваемая область успевает увеличить свой размер в 10100000 - 1010000000000 раз, в частности,

(1.102) (1.103)

После завершения инфляционной стадии геометрия рассматриваемой области практически неотличима от евклидовой, и получившаяся область однородна, так как является результатом раздувания одной области.

Если же Вселенная (или ансамбль вселенных), изначально состоит из многих областей со случайным образом распределенным скалярным полем с различными величинами плотности энергии поля, то в тех частях, где скалярное поле слишком мало, инфляция никогда не начинается, потому они не вносят существенного вклада в объем Вселенной. Инфляционные процессы в областях, в которых скалярное поле изначально было большим, формируют много экспоненциально больших областей — доменов, которые и занимают основной объем Вселенной. Собственно этот сценарий и называется хаотической инфляцией [26, 173].

Во время раздувания квантовые флуктуации поля, неизбежно присутствующие в вакууме, растягиваются вместе с расширением Вселенной. Так как в вакууме содержатся флуктуации всех длин волн, инфляция ведет к непрерывному рождению новых возмущений классического поля с длинами волн, большими JEf"1. Это приводит к генерации неоднородностей поля, а они, в свою очередь, порождают неоднородности плотности, необходимые для

образования крупномасштабной структуры Метагалактики — галактик и их скоплений [63, 258].

Квантовые флуктуации скалярных полей могут приводить не только к формированию крупномасштабной структуры Метагалактики, но также и к разделению Вселенной на экспоненциально большие области с различными свойствами при условии достаточно большого значения постоянной Хаббла в процессе инфляции, так как реалистичные модели в физике элементарных частиц требуют наличия других скалярных полей, определяющих, например, массы элементарных частиц в нашей Метагалактике — хиггсово поле в электрослабой модели. Эти поля также дают вклад в эффективный потенциал, определяющий характер инфляции, поэтому такие модели называются моделями гибридной инфляции [184,193[. Например, в соответствии со стандартной теорией электрослабого взаимодействия, массы всех элементарных частиц зависят от величины плотности энергии хиггсовского скалярного поля в нашей Метагалактике. Эта величина определяется положением минимума эффективного потенциала. В простейших моделях потенциал имеет только один минимум, но в общем случае этот потенциал мож ет иметь множество различных минимумов (в простейшей суперсимметричной теории, объединяющей слабое, сильное и электромагнитное взаимодействия, эффективный потенциал имеет несколько различных минимумов равной глубины по отношению к двум скалярным полям Ф и ^), которые разделены некоторым значением потенциала, но амплитуды квантовых флуктуации полей в начале инфляционной стадии могут превышать эту величину, т. е. на начальных стадиях инфляции скалярные поля и могут свободно переходить из одного минимума потенциала в другой. Потому, даже если они изначально находились в одном и том же минимуме по всей Вселенной, по окончании стадии хаотической инфляции Вселенная окажется разделена на множество экспоненциально больших областей, соответствующих всем возможным минимумам эффективного потенциала [26,179].

 

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