Cet article est disponible sur arxiv sous licence CC 4.0.   Auteurs:  (1) Rikpratik Sengupta, Département de physique, Aliah University, Kolkata 700 160, Bengale occidental, Inde (adresses e-mail : rikpratik.sengupta@gmail.com(RS))  Tableau des liens   Résumé et introduction   Le modèle cosmologique   Discussion   Remerciements   Les références  3. Discussion   Lorsque l'univers se contracte, la densité d'énergie augmente et finit par diverger, ce qui fait également diverger la courbure scalaire et le paramètre de Hubble. Cela peut être compris par le fait que le facteur d'échelle disparaît dans l'équation de Friedmann. Le rebond est le mécanisme qui empêche simplement la formation de la singularité initiale en faisant commencer à augmenter le facteur d'échelle avant qu'il puisse atteindre zéro ou en faisant diminuer la densité d'énergie avant de pouvoir diverger. La condition de rebond est atteinte lorsque ¨a > 0, de telle sorte que l'univers en contraction commence à s'étendre. Alternativement, lors d'un retournement, l'univers en expansion doit commencer à se contracter afin que le facteur d'échelle et la densité d'énergie ne divergent pas dans un avenir fini, ce qui peut être réalisé grâce à la condition ¨a < 0. Tant au rebond qu'au retournement, Le paramètre Hubble disparaît plutôt que de diverger. Le facteur d'échelle n'atteint ni zéro ni une valeur infinie car la densité d'énergie effective sur la brane reste finie. Ainsi, l’univers traverse en douceur à la fois le rebond et le retournement. Pour la cosmologie sur la brane, les deux mécanismes peuvent être obtenus par un minimum de composants requis : un champ scalaire avec un potentiel inflationniste et une composante DE qui viole le NEC.  Le problème avec le fantôme est qu’un fluide aussi exotique présente un certain nombre d’incohérences théoriques et de pathologies au niveau quantique qui rendent son existence discutable. Le problème des singularités futures peut être résolu à partir du terme de correction sur la brane, comme nous l'avons découvert, mais un tel fluide peut également rendre le vide instable. Les tentatives de construction de modèles de champ scalaires dynamiques du fantôme ont conduit à un terme cinétique négatif[25] qui à son tour entraîne des instabilités quantiques[30]. Cependant, il existe un modèle cosmologique de DE avec Λ nul où l'énergie du vide obtenue à partir de la quantification d'un champ scalaire libre de faible masse est décrite par un EoS supernégatif et le modèle est exempt de pathologies au niveau quantique [31]. Deux problèmes se posent généralement dans la plupart des modèles cosmologiques oscillants. Nous les discuterons très brièvement sans entrer dans beaucoup de détails avant de conclure la lettre. Le premier problème est posé par l’existence continue d’objets singuliers comme les trous noirs issus des théorèmes d’aire de Hawking. Cependant, avant le retournement menant au prochain rebond (via une phase de contraction) dans un univers dominé par des fantômes, de telles structures pourraient bien être dissoutes en raison des effets gravitationnellement répulsifs extrêmement importants[32], évitant ainsi de perturber l'évolution de l'univers. univers pendant la phase de contraction qui suit le redressement. En fait, il a été démontré que[33] les théorèmes de l'aire de Hawking peuvent ne pas être vrais si le NEC (ρ + p ≥ 0) est violé, comme c'est le cas pour un univers dominé par un fantôme. Tous les trous noirs microscopiques restants survivants pourraient constituer de possibles candidats à la matière noire. De plus, la singularité du trou noir peut également être résolue dans l'image corrigée par les UV, tout comme les singularités initiales du Big Bang et du Big Rip, et également, il peut exister des imitations de trous noirs non singuliers comme Gravastar sur la brane [34], conduisant à une résolution complète du problème en une seule fois. Il convient de mentionner dans ce contexte que le braneworld RSII a également été utilisé pour expliquer un récent événement GW GW170817[35] et l'observation récente de l'ombre sombre de M87∗ [36]. Le deuxième problème est lié à l'entropie de l'univers, qui, selon nous, reste la même de manière périodique après le rebond de chaque cycle, de sorte que l'éventuelle augmentation de l'entropie pendant la phase d'expansion soit compensée par une éventuelle diminution pendant le rayonnement/ la matière dominait la phase d'expansion. Cela empêche l'enrtopie d'augmenter jusqu'à des valeurs infiniment grandes, limitant le nombre de cycles. Nous nous préoccupons cependant principalement du rebond et du retournement au cours d'un seul cycle dans cette lettre.   Il s'agit du premier modèle capable d'éviter la singularité initiale en utilisant une approche à une seule brane avec une tension branique positive. Les mondes braniques qui ont une dimension supplémentaire semblable à celle de l'espace, comme celui que nous avons considéré ici, sont caractérisés par une tension branique positive (car la constante gravitationnelle effective sur la brane doit être positive pour expliquer la nature attractive de la gravité), mais une telle configuration ne pourrait pas résoudre la singularité du big bang. Les modèles non singuliers de cosmologie des branes jusqu'à ce jour ont soit recouru à une seule brane avec une dimension supplémentaire de type temporel où aucun champ scalaire ne doit être invoqué pour générer le rebond qui se produit naturellement à partir de la dynamique cosmologique[10], mais la tension branique doit être négatif pour la même raison d'obtenir une constante gravitationnelle effective positive, ou bien, introduire un deuxième monde branique avec une tension négative parallèle à la brane de tension positive avec une séparation finie entre les branes. L'avantage de l'introduction du monde des branes parallèles à tension négative est double : premièrement, les branes à tension négative ont la caractéristique unique d'une inertie réduite sur la matière avec une densité d'énergie positive qui y est déversée, aidant à la réalisation dynamique, et deuxièmement, la configuration à deux branes est livrée avec le bénéfice d'un champ scalaire connu sous le nom de radion qui module la séparation inter-brane et peut à la fois générer le rebond à des moments précoces et se comporter comme une énergie sombre fantôme à des moments ultérieurs en raison du terme cinétique non canonique évoluant pour avoir une valeur négative [37]. Cependant, il existe certaines instabilités tachyoniques associées aux mondes braniques à tension négative qui peuvent éventuellement être résolues dans la théorie M mais n'ont pas été suffisamment explorées et nécessitent des développements formels supplémentaires dans la théorie M (bien que les propriétés soient vraiment attrayantes). Au contraire, les ingrédients de notre modèle sont bien explorés et la physique est mieux comprise en termes d’une seule brane à tension positive. L'énergie sombre fantôme ne conduit pas non plus à la grande déchirure, car la correction quadratique de l'énergie de contrainte devient significative avant que la singularité ne soit atteinte.  De plus, le champ scalaire que nous avons utilisé est physiquement bien motivé, car il peut s’adapter naturellement au scénario inflationniste et son potentiel n’a pas besoin d’être reconstruit pour expliquer la génération de perturbations cosmologiques germes. La plupart des modèles de cosmologie avec un rebond non singulier doivent soit recourir à des mécanismes alternatifs pour générer des perturbations germes qui ne sont pas très bien comprises physiquement, soit reconstruire le potentiel sur une base ad hoc pour générer les perturbations, mais dans notre modèle une époque inflationniste suivre le rebond provoqué par le champ scalaire avec un potentiel inflationniste émergent possède déjà tous les ingrédients responsables de la génération de ces perturbations, et est bien compris. Nous pouvons le considérer comme un modèle jouet, non pas parce que le scénario est physiquement peu motivé, mais parce que nous n’avons pas testé le modèle par rapport aux observations. Nous prévoyons d'analyser les observables primordiaux comme l'amplitude des perturbations scalaires, le rapport tenseur/scalaire et l'indice spectral et de les tester par rapport aux dernières observations dans un travail de suivi dans un avenir récent.

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