Инфляционная космология в пространстве Вейля-Картана

• Автор: Портнов, Юрий Алексеевич
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 91 с.

ГЛАВА 1. СОВРЕМЕННОЕ СОСТОЯНИЕ КОСМОЛОГИИ

§1 Л. Теория хаотической инфляции

§1.2. Уравнение поля в геометрии Вейля-Картана

§1.3. Анизотропия реликтового излучения

§1.4. Проблемы современной космологии

ГЛАВА 2. ФЛУКТУАЦИИ ПОЛЯ НЕМЕТРИЧНОСТИ

§2.1. Получение уравнений поля в пространстве Вейля-Картана

§2.2. Решение волнового уравнения поля неметричности

§2.3. Нахождение флуктуаций материи

§2.4. Характеристики кванта поля неметричности

§2.5. Обнаружение квантов поля неметричности

ГЛАВА 3. ТЕОРИЯ ХАОТИЧЕСКОЙ ИНФЛЯЦИИ В ПРОСТРАНСТВЕ
ВЕЙЛЯ-КАРТАНА
§3.1. Получение инфляционной стадии в пространстве Вейля-Картана
§3.2. Поле неметричности как аналог скалярного поля в теории хаотической
инфляции
§3.3. Влияние флуктуаций дилатационного поля на эволюцию вселенной
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

В 1917 году А. Эйнштейн применил созданную им общую теорию относительности к физической интерпретации структуры мира, для описания Вселенной в целом. Получив, таким образом, первую модель Вселенной (некую идеализацию, позволяющей описывать всю материю) [7], [51]. При этом он основывался на нескольких предположениях: вселенная стационарна; вселенная однородна; вселенная изотропна.
Но потребовалось ответить на вопрос, каким образом вселенная может быть стационарна, если силы притяжения не могут быть ничем уравновешены. Решения этой задачи заставило Эйнштейна видоизменить свои уравнения, введя Л член [1], [50]. Из этих модифицированных уравнений следовала статичность Вселенной, что вполне соответствовало существовавшим в то время представлениями о строении мира.
Однако в 1922 году петербургский ученый Александр Фридман показал, что уравнение Эйнштейна имеют и другие, не стационарные решения [8], [26], [32], [46], [52]. Это означало, что Вселенная может расширяться или сжиматься. Но данная идея не сразу была принята современниками А. Фридмана.
Кардинальным поворотом в сознании оказался 1929 год, когда американский астроном Э. Хаббл обнаружил красное смещение в спектрах большинства наблюдаемых галактик. Именно это обстоятельство свидетельствовало, что все галактики удаляются от солнечной системы [31], [47]. При этом Хаббл установил, что галактики удаляются со скоростью прямо пропорциональной расстоянию до них: V = Нг, где постоянная Хаббла Н * 75 км/с Мпк.
Само явление расширения Вселенной по закону Хаббла означало, что некоторое время назад Вселенная занимала очень маленький объем. И именно это обстоятельство в 1930 году вызвало кризис в космологии [31]. Оказалось, что наблюдательные данные не согласуются с предсказаниями модели Фридмана. А именно, возраст Вселенной согласно вычислениям равнялся 2-10° лет, в то время как возраст некоторых звезд составлял 10-109 лет. То есть модель столк-

нулась с рядом сложностей, из которых следовало, что: 1) Вселенная является не динамичной; 2) процесс расширения должен ускоряться (иначе звезды были бы старше, чем Вселенная); 3) Вселенная не содержит достаточного количества материи, чтобы удовлетворять аргументам Эйнштейна в пользу замкнутости.
Однако после 1945 года астрономические данные Хаббла были уточнены, что позволило пересмотреть возраст Вселенной, который составил 10-109 лет. Кроме того, были подтверждены и другие предсказания, следовавшие из модели Фридмана. К ним можно отнести существование реликтового излучения, предсказанного в 1946 году Г. Гамовым; объяснение барионной асимметрии сделанные в середине 1960-ых годов А.Д.Сахаровым и многие другие.
Но несмотря на все достижения, модель Фридмана испытывала ряд сложностей, которые были разрешены лишь в конце XX века с созданием теорий инфляции.
Разработку первых моделей инфляции стимулировала космологическая проблема перепроизводства магнитных монополей [28], [29]. Однако достоинства инфляционной космологии, дающей объяснения глобальной структуре Вселенной, быстро вывели инфляционные модели далеко за решения этой проблемы.
Основная идея инфляции состоит в наличии в очень ранней Вселенной стадии, на которой ее расширение происходит по экспоненциальному закону [64], [71], [72], [73], [74], [76].
Однако, если идея инфляции и необходимость ее для космологии очевидны, то выбор реалистичной модели инфляции (из их большого множества) далеко не так прост.
Наиболее перспективной на сегодняшний день является идея хаотической инфляции [72], разработчиком которой является А.Линде. Идея хаотической инфляции проста и очень привлекательна, но возникает серьезная проблема включения этой идеи в реалистическую теорию элементарных частиц. Так, на

ни остается неизменной. К началу второй инфляции амплитуда колебаний падает почти до нуля. Отсюда можно сделать вывод, что временем формированием анизотропии материи во вселенной является время в конце инфляционной эпохи. Все более ранние флуктуации отсутствуют ввиду непродолжительности стадии инфляции. То есть, имеется в виду, что частота колебаний сопоставима с величиной обратной времени инфляции. На более поздних этапах развития вселенной флуктуации материи исчезают ввиду малости амплитуды колебаний.
На тот же факт указывают работы Вейнберга [87], в которых говорится, что процесс образования галактик начинается лишь после выхода вселенной из режима инфляции. При доминировании отрицательной энергии, свойственной полю неметричности (в эпоху инфляции), и при доминировании космологической постоянной (в современную эпоху) процесс образования галактик невозможен.