Квантовые и классические эффекты рождения частиц в ранней Вселенной

• Автор: Ткачёв, Игорь Иванович
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 180 с. : ил.

Глава 1. Рождение частиц во время инфляционной стадии расширения Вселенной
1.1 Сверхтяжелая темная материя и проблема обрезания спектра
космических лучей
1.1.1 Рождение частиц внешним полем
1.1.2 Рождение частиц во время фридмановской стадии
1.1.3 Инфляционная космология
1.1.4 Плотность числа тяжёлых частиц в современной Вселенной
1.2 Интенсивное рождение частиц во время инфляции и особенности в спекре первичных неоднородностей
1.2.1 Рождение тяжёлых фермионов во внешнем поле инфлатона
1.2.2 Аналитическое описание
1.2.3 Модификация режима скатывания
1.2.4 Модификация первичного спектра
1.2.5 Полный учёт эффектов обратного влияния
Глава 2. Конец инфляционной стадии и переход Вселенной в горячее состояние
2.1 Лавинообразное рождение бозонов
2.1.1 Модель и определения
2.1.2 Линейная стадия и переход из квантового в классический
режим эволюции
2.1.3 Приближение Хартри
2.1.4 Учёт всех нелинейных эффектов

2.2 Производство тяжелых фермионов
2.2.1 Численные результаты
2.2.2 Аналитические оценки
2.3 Проблема гравитино
2.3.1 Общая теория
2.3.2 Численные результаты для случая одного кирального суперполя
Глава 3. Физические эффекты в сильно неравновесном постинфля-ционном состоянии полей материи
3.1 Нетепловые фазовые переходы
3.1.1 Фазовые переходы с образованием топологических дефектов
3.1.2 Фазовые переходы первого рода
3.2 Высокочастотные реликтовые гравитационные волны как сигнал постинфляционной эпохи
Глава 4. Эпоха турбулентности и установление термодинамического равновесия
4.1 Численное моделирование процессов установления равновесия
4.2 Эволюция в режиме волновой кинетики
4.3 Физические приложения
4.3.1 Флуктуации полей
4.3.2 Время установления равновесия и равновесная тепература
4.3.3 Быстрая термализация
Заключение
Литература

Основой современной космологичечской теории ранней Вселенной является гипотеза инфляции [1, 2, 3, 4, 5], или, другими словами, раздувающейся Вселенной. Первоначально инфляционные модели были предложены как решение ряда космологических проблем, таких как проблемы начальной сингулярности, горизонта, энтропии и кривизны. Существенную мотивацию сыграли также проблемы объединенных теорий физики элементарных частиц, в первую очередь противоречие с концентрацией магнитных монополей [6]. С полным основанием можно сказать, что предложенное решение вызвало революцию в космологии. Тем не менее, per st, решение проблем классической космологии не может служить подтверждением правильности предложенной теории.
Очень скоро стало ясно, что инфляционная теория имеет удивительную предсказательную силу, и в этом, на наш взгляд, заключается её основополагающая ценность. Период экспоненциально быстрого раздувания стирает всякую память о начальных условиях и предшествующем состоянии Вселенной. Следовательно, сегодняшнее состояние Вселенной определяется динамикой теории, многие его аспекты вычислимы и могут подвергаться сравнению с наблюдениями.
Уже в начальной период построения теории раздувающейся Вселенной стало ясно, что квантовые эффекты играют чрезвычайно важную роль в эволюции ранней Вселенной. Во время инфляционной стадии Вселенная находится в состоянии вакуума. Вакуум квантовой теории в расширяющейся Вселенной отнюдь не означает “отсутствие всего”, как следовало бы из буквального значения этого слова. Вычислимые вакуумные флуктуации квантовых полей приводят в конце эволюции к таким драматическим следствиям как образование галактик и крупно-

Рис. 1.10. Резонансное рождение ча- Рис. 1.11. В заштрихованной обла-стпц приводит к особенности в спек- сти параметров изменения в спектре тре возмущений, которая изображена первичных возмущений соответствуют сплошной кривой. Штриховая кривая 2а по отношению к чувствительности соответствует аналитическому прибли- современных экспериментов WMAP и жению (1.63). Также показан спектр SDSS.
Харрисона-Зельдовича и спектр исходной модели без рождения частиц.
интерпретировались, в частности, в рамках нашей модели, см., например, [113, 114, 115].) В ряде работ исследовалась достоверность того, что особенности действительно присутствуют в спектре, рассматривались как параметры этих особенностей, так и возможность их объяснения в рамках предложенного нами механизма, см., например, [54, 55, 116, 117, 118]. В частности, в работе [55] отмечались особенности при к ~ 0.2 h Мрс~1 с амплитудой А & 0.35 ± 0.1 и при к ~ 0.4 h Мрс~1 с амплитудой А & 0.2. Статистическая обеспеченность существующих эксперементальных данных пока низка, однако их можно интерпретировать как ограничения на параметры нашей модели. Согласно [54] относительная высота особенности не должна превышать 0.3 в области сегодняшних значений волнового вектора 0.001 h Мрс-1 < к < 0.1 h Мрс 1.
Траспланковские эффекты. Предсказание формы спектра первичных возмущений в инфляционной космологии базируется, в частности, на предположении, что законы квантовой физики остаются неиз-