Несингулярная осциллирующая космология на Рэндалле-Сундраме II: обсуждение

Таблица ссылок

• Аннотация и введение
• Космологическая модель
• Обсуждение
• Благодарности
• Рекомендации

3. Обсуждение

Когда Вселенная сжимается, плотность энергии растет и в конечном итоге расходится, в результате чего скалярная кривизна и параметр Хаббла также расходятся. Это можно понять тем, что в уравнении Фридмана масштабный фактор обращается в нуль. Отскок — это механизм, который просто предотвращает формирование первоначальной сингулярности, заставляя масштабный коэффициент увеличиваться до того, как он достигнет нуля, или заставляя плотность энергии падать до того, как она сможет расходиться. Условие отскока достигается за счет ¨a > 0, так что сжимающаяся Вселенная начинает расширяться. Альтернативно, при развороте расширяющаяся Вселенная должна начать сжиматься, чтобы и масштабный фактор, и плотность энергии не расходились в конечном будущем, и этого можно достичь с помощью условия ¨a < 0. Как при отскоке, так и при развороте Параметр Хаббла скорее исчезает, чем расходится. Масштабный фактор не достигает ни нулевого, ни бесконечного значения, поскольку эффективная плотность энергии на бране остается конечной. Таким образом, Вселенная плавно проходит как отскок, так и поворот. Для космологии на бране оба механизма могут быть реализованы с помощью минимума необходимых компонентов — скалярного поля с инфляционным потенциалом и компонента DE, нарушающего NEC.

Проблема с фантомом в том, что такая экзотическая жидкость имеет ряд теоретических несоответствий и патологий на квантовом уровне, что ставит под сомнение их существование. Проблему с будущими сингулярностями можно решить с помощью поправочного члена на бране, как мы обнаружили, но такая жидкость также может привести к нестабильности вакуума. Попытки построить динамические модели скалярного поля фантома привели к отрицательному кинетическому члену[25], что, в свою очередь, приводит к квантовым нестабильностям[30]. Однако существует космологическая модель ТЭ с нулевым Λ, где энергия вакуума, полученная в результате квантования свободного скалярного поля, имеющего малую массу, описывается сверхотрицательным EoS и модель свободна от патологий на квантовом уровне [31]. В большинстве моделей осциллирующей космологии обычно возникают две проблемы. Прежде чем завершить письмо, мы обсудим их очень кратко, не вдаваясь в подробности. Первая проблема связана с продолжающимся существованием сингулярных объектов, таких как черные дыры из теорем Хокинга о площади. Однако до разворота, ведущего к следующему отскоку (через фазу сжатия) во вселенной, где доминируют фантомы, такие структуры вполне могут быть растворены из-за чрезвычайно сильных эффектов гравитационного отталкивания [32], таким образом, они не смогут разрушить эволюцию Вселенной. Вселенная во время фазы сжатия после поворота. Фактически, было показано, что[33] теоремы о площади Хокинга могут оказаться неверными, если NEC (ρ + p ≥ 0) нарушается, как это происходит в случае Вселенной с доминированием фантомов. Любые оставшиеся в живых микроскопические черные дыры могут выступать в качестве возможных кандидатов в темную материю. Более того, сингулярность черной дыры также может быть разрешена в скорректированном УФ-изображении, так же, как сингулярности начального Большого взрыва и Большого разрыва, а также могут существовать неособые имитаторы черной дыры, такие как гравастар на бране [34], что приводит к полное решение проблемы сразу. В этом контексте стоит упомянуть, что мир бран RSII также использовался для объяснения недавнего события GW GW170817[35] и недавнего наблюдения темной тени M87∗ [36]. Вторая проблема связана с энтропией Вселенной, которая, как мы полагаем, остается неизменной периодически после отскока в каждом цикле, так что возможное увеличение энтропии во время фазы расширения компенсируется возможным уменьшением во время излучения. материя преобладала в фазе расширения. Это предотвращает увеличение энтопии до бесконечно больших значений, ограничивая количество циклов. Однако в этом письме нас интересуют главным образом отскок и разворот в одном цикле.

Это первая модель, которая может предотвратить начальную сингулярность, используя подход одной браны с положительным натяжением бран. Миры на бранах, которые имеют подобное пространству дополнительное измерение, подобное тому, которое мы здесь рассмотрели, характеризуются положительным натяжением бран (поскольку эффективная гравитационная константа на бране должна быть положительной, чтобы объяснить притягивающую природу гравитации), но такая установка не могла бы разрешить сингулярность большого взрыва. Несингулярные модели бранной космологии до сих пор либо прибегали к единственной бране с времяподобным дополнительным измерением, где не нужно использовать скалярное поле для создания отскока, который происходит естественным образом из космологической динамики [10], но натяжение браны должен быть отрицательным по той же причине, что и для получения положительной эффективной гравитационной постоянной, или, альтернативно, ввести второй мир бран с отрицательным напряжением, параллельный бране с положительным напряжением, с конечным расстоянием между бранами. Преимущество введения параллельного мира бран с отрицательным натяжением двоякое: во-первых, браны с отрицательным натяжением обладают уникальной особенностью пониженной инерции материи с передачей на нее положительной плотности энергии, что помогает динамической реализации, и, во-вторых, установка с двумя бранами обеспечивает преимущество скалярного поля, известного как радион, которое модулирует разделение между бранами и может как вызывать отскок на ранних этапах, так и вести себя как фантомная темная энергия на более поздних этапах, когда неканонический кинетический член развивается и имеет отрицательное значение. [37]. Однако существуют некоторые тахионные нестабильности, связанные с бранными мирами с отрицательным напряжением, которые, возможно, могут быть решены в М-теории, но не изучены достаточно хорошо и требуют дальнейшего формального развития в М-теории (хотя их свойства действительно привлекательны). Напротив, компоненты нашей модели хорошо изучены, и физика лучше понята в терминах одной браны с положительным напряжением. Фантомная темная энергия также не приводит к большому разрыву, поскольку квадратичная поправка к энергии напряжения становится значительной до достижения сингулярности.

Кроме того, используемое нами скалярное поле является физически хорошо обоснованным, поскольку оно естественным образом может учитывать инфляционный сценарий, и его потенциал не нуждается в реконструкции для объяснения генерации зародышевых космологических возмущений. Большинству моделей космологии с несингулярным отскоком приходится либо прибегать к альтернативным механизмам генерации затравочных возмущений, которые не очень хорошо поняты физически, либо реконструировать потенциал на специальной основе для генерации возмущений, но в нашей модели инфляционная эпоха После отскока, вызванного скалярным полем с инфляционным возникающим потенциалом, уже есть все ингредиенты, ответственные за создание этих возмущений, и это хорошо изучено. Мы можем думать об этом как об игрушечной модели не потому, что сценарий физически плохо мотивирован, а потому, что мы не проверяли модель на наблюдениях. Мы планируем проанализировать первичные наблюдаемые, такие как амплитуда скалярных возмущений, отношение тензора к скаляру и спектральный индекс, и сравнить их с последними наблюдениями в последующей работе в недавнем будущем.