В последние годы интерпретация различных наблюдательных данных, прежде всего специальных программ наблюдений сверхновых типа Іа в галактиках с большими красными смещениями, анизотропии реликтового излучения приводит к представлению о том, что в нашей Вселенной на современном этапе ее эволюции доминирующий вклад в общую плотность энергии вносит среда с отрицательным давлением.

В этой короткой заметки обсуждаются некоторые проблемы сценария, в котором в качестве тёмной энергии выступает космологическая постоянная, а также одна из возможностей её решения

Возможные формы темной энергии и их проявление в космологических наблюдениях обсуждаются сейчас очень широко. Одна из возможностей состоит в том, что темная энергия - это энергия вакуума (или космологическая постоянная, что одно и то же, по крайней мере при современном понимании вопроса. Альтернативой вакууму может служить квинтэссенции в форме медленно эволюционирующего скалярного поля $\varphi $, однородного во Вселенной (точнее, в видимой ее части). Ускоренное расширение Вселенной могло бы в принципе объясняться и тем, что законы гравитации модифицируются на сверхбольших расстояниях. Ключевой вопрос в проблеме темной энергии – объяснение, почему ее плотность ${{\rho }_{DE}}$ должна быть сравнима с плотностью энергии материи ${{\rho }_{B}}$ именно сегодня.

${{\rho }_{DE}}\approx {{\rho }_{B}}\approx {{\rho }_{DM}}$           (1)

где ${{\rho }_{DM}}$ плотность энергии темной материи.

Суть этой проблемы  состоит в том, что, так как на протяжении всей истории Вселенной две плотности падают по разным законам, нужно наложить очень точные условия на их значения в ранней Вселенной, чтобы сегодня они были сравнимы по величине. Эту проблему принято называть «проблемой совпадений» или «проблемы тонкой настройки». Еще одна проблема на пути к объяснению наблюдательных данных состоит в том, что плотность энергии квинтэссенции (или космологической константы в рамках СКМ) очень мала по сравнению с характерными масштабами физики элементарных частиц (ФЭЧ). С точки зрения физики частиц можно было бы ожидать, что различные взаимодействия дают вклады в энергию вакуума, величины которых определяются характерными энергетическими масштабами этих взаимодействий. Так, вклад сильных взаимодействий можно было бы оценить из размерных соображений как $\rho _{v}^{QCD}\tilde{\ }{{\left( {{\Lambda }_{QCD}} \right)}^{4}}\approx {{\left( 200MeV \right)}^{4}}$ Действительно, вакуум квантовой хромодинамики имеет весьма сложную структуру, и a prioriнет никаких оснований ожидать, что его энергия на много порядков отличается от приведенной оценки . В то же время наблюдаемое значение плотности темной энергии равно

${{\rho }_{DE}}=\Lambda _{DE}^{4}\approx {{\left( 2\cdot {{10}^{-3}}eV \right)}^{4}}$

Видно, что различие между размерной оценкой  и реальным значением составляет 44 порядка величины (!). Ситуация становится еще хуже, если учесть вклады электрослабых и самих гравитационных взаимодействий. В этом и состоит второй аспект проблемы: совершенно непонятно, почему реальное значение космологической постоянной столь мало по сравнению с характерными масштабами плотностей энергии в физике частиц.

Рис.1. Вклад относительных плотностей «излучения + материи» ${{\Omega }_{M}}+{{\Omega }_{R}}$ и космологической постоянной ${{\Omega }_{\Lambda }}$в полную плотность Вселенной в разные эпохи эволюции Вселенной. Наглядно видно, что соотношение \[{{\rho }_{DE}}\approx {{\rho }_{m}}\] реализуется только в современную эпоху.

Рис.2.Зависимость изменения плотности энергии вакуума $d{{\Omega }_{\Lambda }}/da$ от масштабного фактора во Вселенной, в которой ${{\Omega }_{\Lambda 0}}=0.7,{{\Omega }_{M0}}=0.3$. График изображает изменение относительной плотности энергии космологической постоянной в разные эпохи эволюции Вселенной: Платковскую эру (Planck), нарушения электрослабой симметрии(EW), нуклеосинтеза большого взрыва (BBN) и современной эпохи.

Нужно сказать, что этот аспект проблемы обсуждался задолго до появления наблюдательных данных, свидетельствующих о ненулевом значении плотности темной энергии: он имелся бы и в отсутствие темной энергии во Вселенной. В частности, были предложены механизмы, приводящие к релаксации космологической постоянной до нуля или почти до нуля. Эти механизмы выглядят, впрочем, весьма экзотическими; кроме того, реализоваться они могли только на стадиях эволюции Вселенной, предшествовавших всем известным космологическим эпохам и даже эпохе раздувания (инфляции), что делает экспериментальную проверку этих идей безнадежной задачей. Второй аспект этой проблемы состоит в том, что в физике частиц нет столь малого энергетического масштаба, как \[\Lambda _{DE}\approx 2\cdot {{10}^{-3}}eV\]. В большинстве гипотез о носителе темной энергии этот масштаб приходится вводить "вручную"; связать его с известными масштабами ФЭЧ чрезвычайно трудно, если вообще возможно.

Подчеркнем, что приближенное соотношение ${{\rho }_{B}}\approx {{\rho }_{DM}}$ справедливо в каждый момент космологической эволюции после образования барионной асимметрии и генерации темной материи, поскольку ${{\rho }_{DM}}$ и ${{\rho }_{B}}$ одинаковым образом - и довольно быстро - уменьшаются при расширении Вселенной. Заметим также, что в любом случае механизмы генерации темной материи и асимметрии между веществом и антивеществом во Вселенной совершенно различны, поэтому приближенное равенство (в пределах порядка величины) между плотностью массы обычного вещества и плотностью массы темной материи во Вселенной носит характер случайного совпадения. С другой стороны, до недавнего времени не было известно механизма обеспечивающего выполнения условия (1) в течение всей эволюции Вселенной, так что первое из равенств (1) справедливо именно в современную эпоху, после того как возникла структура во Вселенной и появились звезды. Конечно, трудно смириться с тем, что соотношение (1) носит характер случайного совпадения. Разумеется, наиболее привлекательной является возможность того, что каждый из этих фактов имеет свое динамическое объяснение.

В конце прошлого века И. Златев (Ivaylo Zlatev), Л. Ванг  (Limin Wang) и П. Стейнхард  (Paul J. Steinhardt) ввели форму квинтэссенции, называемую следящим полем, которая позволяет избежать проблемы совпадений. В еще более ранней работе Пиблс указали на существование атрактороподобных решений для скалярного поля на фоне вещества и излучения. Следящие поля имеют уравнения движения с аттрактороподобными решениями, для которых очень широкая область начальных условий быстро сходится к общему эволюционному треку. Начальное значение скалярного поля ${{\rho }_{\varphi }}$ может изменяться на сто порядков без изменения последующей космической истории. Космология со следящими решениями имеет привлекательные свойства. Параметр в уравнении состояния для скалярного поля ${{w}_{\varphi }}$ зависит от фонового параметра ${{w}_{B}}$. В радиационно-доминирующей Вселенной (${{w}_{B}}=1/3$) ${{w}_{\varphi }}$ меньше $1/3$ и ${{\rho }_{\varphi }}$ изменяется медленнее, чем плотность излучения ${{\rho }_{B}}$$\left( {{a}^{-4}} \right)$. Если доминирует материя ${{w}_{B}}=0$, ${{w}_{\varphi }}<0$ и ${{\rho }_{\varphi }}$ меняется медленнее, чем плотность материи $\left( {{a}^{-3}} \right)$. В конце концов, ${{\rho }_{\varphi }}$ подавит плотность материи и станет доминирующей компонентой. С этого момента поле $\varphi $ практически перестанет изменяться, т.е. ${{w}_{\varphi }}\to -1$ по мере того как ${{\Omega }_{\varphi }}\to 1$ и Вселенная перейдет в ускоряющуюся фазу.

Подчеркнем, что в модели с космологической постоянной на поздних этапах эволюции вселенной космологическая постоянная также становится доминирующей, в этой модели переход к доминированию физического вакуума может происходить в любой момент времени в зависимости от начальных условий; модель со следящим полем позволяет без привлечения каких либо дополнительных условий (кроме вида потенциала) объяснить почему доминирование темной энергии происходит именно в современную эпоху, без надобности вводить искусственные  начальные условия.

Решение проблемы совпадений является дополнительной мотивацией в пользу космологического сценария с квинтэссенцией.

Список литературы

1. Paul J. Steinhardt, Limin Wang and Ivaylo Zlatev1 Cosmological Tracking Solutions http:/astro-ph/9812313v1

2. B. Ratra, and P.J.E. Peebles, Phys. Rev. D 37, 3406 (1988); P.J.E. Peebles and and B. Ratra, ApJ 325, L17(1988)

3. Claudio Rubano,  arXiv:astro-ph/0311537v3 13 Feb 2004

4. John D. Barrow and Baojiu Li  PHYSICAL REVIEW D 78, 083536 (2008)

Комментарии (1):

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.