Cosmologia Oscilante Não Singular em Randall-Sundrum II: Discussão

Tabela de links

• Resumo e introdução
• O modelo cosmológico
• Discussão
• Agradecimentos
• Referências

3. Discussão

Quando o universo está se contraindo, a densidade de energia aumenta e finalmente diverge, fazendo com que a curvatura escalar e o parâmetro de Hubble também diverjam. Isto pode ser entendido pelo fato de que o fator de escala desaparece na equação de Friedmann. Bounce é o mecanismo que simplesmente impede a formação da singularidade inicial, fazendo com que o fator de escala comece a aumentar antes de chegar a zero ou fazendo com que a densidade de energia diminua antes de divergir. A condição para salto é alcançada através de ¨a > 0, de modo que o universo em contração começa a se expandir. Alternativamente, na reviravolta, o universo em expansão deve começar a contrair-se para que tanto o fator de escala quanto a densidade de energia não diverjam no futuro finito e isso pode ser alcançado através da condição ¨a < 0. Tanto no salto quanto na reviravolta, o O parâmetro Hubble desaparece em vez de divergir. O fator de escala não atinge valor zero ou infinito, pois a densidade de energia efetiva na brana permanece finita. Assim, o universo transita suavemente tanto pelo salto quanto pela reviravolta. Para a cosmologia na brana, ambos os mecanismos podem ser alcançados por um mínimo de componentes necessários – um campo escalar com potencial inflacionário e um componente DE que viola o NEC.

O problema com o fantasma é que tal fluido exótico tem uma série de inconsistências teóricas e patologias no nível quântico que tornam a sua existência questionável. O problema com as futuras singularidades pode ser resolvido a partir do termo de correção na brana como descobrimos, mas tal fluido também pode levar à instabilidade do vácuo. As tentativas de construir modelos de campo escalar dinâmicos do fantasma levaram a um termo cinético negativo [25] que por sua vez resulta em instabilidades quânticas [30]. No entanto, existe um modelo cosmológico de DE com Λ nulo onde a energia do vácuo obtida a partir da quantização de um campo escalar livre de baixa massa é descrita por uma EoS supernegativa e o modelo está livre de patologias no nível quântico [31]. Dois problemas em geral aparecem na maioria dos modelos cosmológicos oscilantes. Iremos discuti-los brevemente, sem entrar em muitos detalhes, antes de concluir a carta. O primeiro problema é colocado pela existência continuada de objetos singulares como buracos negros dos teoremas de área de Hawking. No entanto, antes da reviravolta que conduz ao próximo salto (através de uma fase de contracção) num universo dominado por fantasmas, tais estruturas podem muito bem ser dissolvidas devido aos efeitos gravitacionalmente repulsivos extremamente grandes [32], sendo assim impedidas de perturbar a evolução do universo durante a fase de contratação após a recuperação. De fato, foi demonstrado que[33] os teoremas da área de Hawking podem não ser verdadeiros se o NEC (ρ + p ≥ 0) for violado, como é o caso de um universo dominado por fantasmas. Quaisquer buracos negros microscópicos remanescentes podem atuar como possíveis candidatos à matéria escura. Além disso, a singularidade do buraco negro também pode ser resolvida na imagem corrigida por UV, assim como o big bang inicial e as singularidades do big rip e também, podem existir mimetizadores de buracos negros não singulares, como gravastar na brana [34], levando a um resolução completa do problema de uma só vez. Vale a pena mencionar neste contexto que o mundo-brana RSII também foi usado para explicar um evento GW recente GW170817[35] e a recente observação da sombra escura de M87∗ [36]. O segundo problema está associado à entropia do universo, que pensamos permanecer a mesma de forma periódica após o salto ao longo de cada ciclo, de modo que o possível aumento da entropia durante a fase de expansão seja compensado por uma possível diminuição durante a radiação/ a matéria dominou a fase de expansão. Isso evita que a entopia aumente para valores infinitamente grandes, limitando o número de ciclos. No entanto, nesta carta estamos preocupados principalmente com a recuperação e a recuperação num único ciclo.

Este é o primeiro modelo que pode evitar a singularidade inicial usando uma abordagem de brana única com tensão de brana positiva. Os mundos brana que têm uma dimensão extra semelhante ao espaço como o que consideramos aqui são caracterizados por uma tensão positiva na brana (já que a constante gravitacional efetiva na brana precisa ser positiva para explicar a natureza atrativa da gravidade), mas tal configuração não poderia resolver a singularidade do big bang. Os modelos não singulares da cosmologia de branas até agora recorreram a uma única brana com dimensão extra semelhante ao tempo, onde nenhum campo escalar precisa ser invocado para gerar o salto que acontece naturalmente a partir da dinâmica cosmológica [10], mas a tensão da brana deve ser negativo pelo mesmo motivo de obtenção de uma constante gravitacional efetiva positiva, ou alternativamente, introduzir um segundo mundo-brana com tensão negativa paralela à brana de tensão positiva com separação finita entre as branas. A vantagem de introduzir o mundo-brana de tensão negativa paralelo é dupla: em primeiro lugar, as branas de tensão negativa têm a característica única de inércia reduzida na matéria, com densidade de energia positiva sendo despejada nela, ajudando na realização dinâmica, e em segundo lugar, a configuração de duas branas vem com o benefício de um campo escalar conhecido como radion que modula a separação inter-brana e pode tanto originar o salto em tempos iniciais, bem como se comportar como energia escura fantasma em tempos tardios durante o termo cinético não canônico evoluindo para ter um valor negativo [37]. No entanto, existem algumas instabilidades taquiônicas associadas a mundos-branas de tensão negativa que podem ser possivelmente resolvidas na teoria M, mas não foram exploradas suficientemente bem e requerem desenvolvimentos formais adicionais na teoria M (embora as propriedades sejam realmente atraentes). Pelo contrário, os ingredientes do nosso modelo são bem explorados e a física é mais bem compreendida em termos de uma única brana de tensão positiva. A energia escura fantasma também não leva ao grande rasgo, pois a correção quadrática da energia de tensão torna-se significativa antes que a singularidade possa ser alcançada.

Além disso, o campo escalar que utilizamos é fisicamente bem motivado, uma vez que pode acomodar o cenário inflacionário naturalmente e o seu potencial não precisa ser reconstruído para explicar a geração de perturbações cosmológicas iniciais. A maioria dos modelos de cosmologia com um salto não singular tem que recorrer a mecanismos alternativos para gerar perturbações iniciais que não são muito bem compreendidas fisicamente, ou tem que reconstruir o potencial numa base ad hoc para gerar as perturbações, mas no nosso modelo uma época inflacionária seguir o salto impulsionado pelo campo escalar com um potencial emergente inflacionário já possui todos os ingredientes responsáveis por gerar essas perturbações e é bem compreendido. Podemos pensar nele como um modelo de brinquedo, não porque o cenário seja fisicamente desmotivado, mas porque não testamos o modelo contra observações. Planejamos analisar os observáveis primordiais como a amplitude das perturbações escalares, a razão tensor-escalar e o índice espectral e testá-los contra as observações mais recentes em um trabalho de acompanhamento no futuro recente.