Останніми роками інтерпретація різних спостережних даних, насамперед спеціальних програм спостереження наднових типу Іа в галактиках із великими червоними зміщеннями та анізотропії реліктового випромінювання, приводить до уявлення про те, що в нашому Всесвіті на сучасному етапі його еволюції домінантний внесок у загальну густину енергії робить середовище з від'ємним тиском.
У цій короткій замітці обговорюються деякі проблеми сценарію, у якому роль темної енергії відіграє космологічна стала, а також одна з можливостей їх розв'язання
Можливі форми темної енергії та їхній прояв у космологічних спостереженнях нині обговорюються дуже широко. Одна з можливостей полягає в тому, що темна енергія — це енергія вакууму (або космологічна стала, що є одним і тим самим, принаймні за сучасного розуміння питання. Альтернативою вакууму може бути квінтесенція у формі скалярного поля $\varphi $, яке повільно еволюціонує і є однорідним у Всесвіті (точніше, у видимій його частині). Прискорене розширення Всесвіту могло б у принципі пояснюватися і тим, що закони гравітації модифікуються на надвеликих відстанях. Ключове питання в проблемі темної енергії — пояснити, чому її густина ${{\rho }_{DE}}$ має бути порівнянною з густиною енергії матерії ${{\rho }_{B}}$ саме сьогодні.
${{\rho }_{DE}}\approx {{\rho }_{B}}\approx {{\rho }_{DM}}$ (1)
де ${{\rho }_{DM}}$ густина енергії темної матерії.
Суть цієї проблеми полягає в тому, що, оскільки протягом усієї історії Всесвіту дві густини спадають за різними законами, потрібно накласти дуже точні умови на їхні значення в ранньому Всесвіті, щоб сьогодні вони були порівнянні за величиною. Цю проблему заведено називати «проблемою збігів» або «проблемою тонкого налаштування». Ще одна проблема на шляху до пояснення спостережних даних полягає в тому, що густина енергії квінтесенції (або космологічної сталої в межах СКМ) дуже мала порівняно з характерними масштабами фізики елементарних частинок (ФЕЧ). З погляду фізики частинок можна було б очікувати, що різні взаємодії дають внески в енергію вакууму, величини яких визначаються характерними енергетичними масштабами цих взаємодій. Так, внесок сильних взаємодій можна було б оцінити з міркувань розмірності як $\rho _{v}^{QCD}\tilde{\ }{{\left( {{\Lambda }_{QCD}} \right)}^{4}}\approx {{\left( 200MeV \right)}^{4}}$ Справді, вакуум квантової хромодинаміки має досить складну структуру, і a prioriнемає жодних підстав очікувати, що його енергія на багато порядків відрізняється від наведеної оцінки. Водночас спостережуване значення густини темної енергії дорівнює
${{\rho }_{DE}}=\Lambda _{DE}^{4}\approx {{\left( 2\cdot {{10}^{-3}}eV \right)}^{4}}$
Видно, що відмінність між оцінкою за розмірністю та реальним значенням становить 44 порядки величини (!). Ситуація стає ще гіршою, якщо врахувати внески електрослабких і власне гравітаційних взаємодій. У цьому й полягає другий аспект проблеми: зовсім незрозуміло, чому реальне значення космологічної сталої таке мале порівняно з характерними масштабами густини енергії у фізиці частинок.
Рис.1. Внесок відносних густин «випромінювання + матерії» ${{\Omega }_{M}}+{{\Omega }_{R}}$ і космологічної сталої ${{\Omega }_{\Lambda }}$ у повну густину Всесвіту в різні епохи еволюції Всесвіту. Наочно видно, що співвідношення \[{{\rho }_{DE}}\approx {{\rho }_{m}}\] реалізується лише в сучасну епоху.
Рис.2. Залежність зміни густини енергії вакууму $d{{\Omega }_{\Lambda }}/da$ від масштабного фактора у Всесвіті, у якому ${{\Omega }_{\Lambda 0}}=0.7,{{\Omega }_{M0}}=0.3$. Графік зображує зміну відносної густини енергії космологічної сталої в різні епохи еволюції Всесвіту: планківську еру (Planck), порушення електрослабкої симетрії (EW), нуклеосинтезу Великого вибуху (BBN) і сучасну епоху.
Треба сказати, що цей аспект проблеми обговорювався задовго до появи спостережних даних, які свідчать про ненульове значення густини темної енергії: він існував би і за відсутності темної енергії у Всесвіті. Зокрема, було запропоновано механізми, що приводять до релаксації космологічної сталої до нуля або майже до нуля. Ці механізми, втім, виглядають досить екзотичними; крім того, реалізуватися вони могли лише на стадіях еволюції Всесвіту, що передували всім відомим космологічним епохам і навіть епосі роздування (інфляції), що робить експериментальну перевірку цих ідей безнадійним завданням. Другий аспект цієї проблеми полягає в тому, що у фізиці частинок немає такого малого енергетичного масштабу, як \[\Lambda _{DE}\approx 2\cdot {{10}^{-3}}eV\]. У більшості гіпотез про носій темної енергії цей масштаб доводиться вводити «вручну»; пов'язати його з відомими масштабами ФЕЧ надзвичайно важко, якщо взагалі можливо.
Підкреслимо, що наближене співвідношення ${{\rho }_{B}}\approx {{\rho }_{DM}}$ справедливе в кожен момент космологічної еволюції після утворення баріонної асиметрії та генерації темної матерії, оскільки ${{\rho }_{DM}}$ і ${{\rho }_{B}}$ однаковим чином — і досить швидко — зменшуються під час розширення Всесвіту. Зауважимо також, що в будь-якому разі механізми генерації темної матерії та асиметрії між речовиною й антиречовиною у Всесвіті зовсім різні, тому наближена рівність (у межах порядку величини) між густиною маси звичайної речовини та густиною маси темної матерії у Всесвіті має характер випадкового збігу. З іншого боку, донедавна не було відомо механізму, який забезпечував би виконання умови (1) протягом усієї еволюції Всесвіту, тож перша з рівностей (1) справедлива саме в сучасну епоху, після того як виникла структура у Всесвіті та з'явилися зорі. Звичайно, важко змиритися з тим, що співвідношення (1) має характер випадкового збігу. Зрозуміло, найпривабливішою є можливість того, що кожен із цих фактів має своє динамічне пояснення.
Наприкінці минулого століття І. Златев (Ivaylo Zlatev), Л. Ванг (Limin Wang) і П. Стейнхардт (Paul J. Steinhardt) ввели форму квінтесенції, яку називають відстежувальним полем і яка дає змогу уникнути проблеми збігів. У ще ранішій роботі Піблс указав на існування атрактороподібних розв'язків для скалярного поля на тлі речовини та випромінювання. Відстежувальні поля мають рівняння руху з атрактороподібними розв'язками, для яких дуже широка область початкових умов швидко сходиться до спільної еволюційної траєкторії. Початкове значення скалярного поля ${{\rho }_{\varphi }}$ може змінюватися на сто порядків без зміни подальшої космічної історії. Космологія з відстежувальними розв'язками має привабливі властивості. Параметр у рівнянні стану для скалярного поля ${{w}_{\varphi }}$ залежить від фонового параметра ${{w}_{B}}$. У Всесвіті, де домінує випромінювання (${{w}_{B}}=1/3$), ${{w}_{\varphi }}$ менше за $1/3$ і ${{\rho }_{\varphi }}$ змінюється повільніше, ніж густина випромінювання ${{\rho }_{B}}$$\left( {{a}^{-4}} \right)$. Якщо домінує матерія ${{w}_{B}}=0$, ${{w}_{\varphi }}<0$ і ${{\rho }_{\varphi }}$ змінюється повільніше, ніж густина матерії $\left( {{a}^{-3}} \right)$. Зрештою ${{\rho }_{\varphi }}$ перевищить густину матерії та стане домінантною компонентою. Від цього моменту поле $\varphi $ практично перестане змінюватися, тобто ${{w}_{\varphi }}\to -1$ у міру того як ${{\Omega }_{\varphi }}\to 1$ і Всесвіт перейде у фазу прискорення.
Підкреслимо, що в моделі з космологічною сталою на пізніх етапах еволюції Всесвіту космологічна стала також стає домінантною; у цій моделі перехід до домінування фізичного вакууму може відбуватися в будь-який момент часу залежно від початкових умов; модель із відстежувальним полем дає змогу без залучення будь-яких додаткових умов (крім вигляду потенціалу) пояснити, чому домінування темної енергії настає саме в сучасну епоху, без потреби вводити штучні початкові умови.
Розв'язання проблеми збігів є додатковим аргументом на користь космологічного сценарію з квінтесенцією.
Список літератури
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)
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (1):