Randall-Sundrum II'de Tekil Olmayan Salınımlı Kozmoloji: Tartışma

Bağlantı Tablosu

• Özet ve Giriş
• Kozmolojik model
• Tartışma
• Teşekkür
• Referanslar

3. Tartışma

Evren büzüldüğünde, enerji yoğunluğu büyür ve sonuçta skaler eğriliğin ve Hubble parametresinin de farklılaşmasına neden olacak şekilde ıraksar. Bu, Friedmann denkleminde ölçek faktörünün ortadan kalkmasıyla anlaşılabilir. Sıçrama, ölçek faktörünün sıfıra ulaşmadan artmaya başlamasını veya enerji yoğunluğunun ayrılmadan önce düşmesini sağlayarak başlangıçtaki tekilliğin oluşmasını engelleyen mekanizmadır. Sıçrama koşulu ¨a > 0 ile sağlanır, öyle ki, daralan evren genişlemeye başlar. Alternatif olarak, geri dönüşte, genişleyen evrenin, hem ölçek faktörünün hem de enerji yoğunluğunun sonlu gelecekte birbirinden sapmaması için büzülmeye başlaması gerekir ve bu, ¨a < 0 koşuluyla başarılabilir. Hem sıçramada hem de dönüşte, Hubble parametresi sapmak yerine yok oluyor. Zar üzerindeki etkin enerji yoğunluğu sınırlı kaldığı için ölçek faktörü ne sıfıra ne de sonsuz değere ulaşır. Böylece evren hem sıçrama hem de dönüş yoluyla sorunsuz bir şekilde geçiş yapar. Zar üzerindeki kozmoloji için, her iki mekanizma da minimum gerekli bileşenlerle (şişme potansiyeline sahip bir skaler alan ve NEC'yi ihlal eden bir DE bileşeni) elde edilebilir.

Hayaletle ilgili sorun, böylesine egzotik bir sıvının, kuantum düzeyinde, varlığını sorgulanabilir kılan bir takım teorik tutarsızlıklara ve patolojilere sahip olmasıdır. Gelecekteki tekilliklerle ilgili sorun, bulduğumuz gibi zar üzerindeki düzeltme teriminden çözülebilir, ancak böyle bir sıvı aynı zamanda boşluğun kararsız olmasına da yol açabilir. Hayaletin dinamik skaler alan modellerini oluşturma girişimleri negatif kinetik terime[25] yol açmış ve bu da kuantum kararsızlıklarına[30] yol açmıştır. Bununla birlikte, düşük kütleye sahip serbest bir skaler alanın kuantizasyonundan elde edilen vakum enerjisinin süpernegatif bir EoS ile tanımlandığı ve modelin kuantum düzeyinde patolojilerden arınmış olduğu, yok olan Λ'ye sahip kozmolojik bir DE modeli mevcuttur[31]. Çoğu salınımlı kozmoloji modelinde genel olarak iki sorun vardır. Mektubu bitirmeden önce fazla ayrıntıya girmeden çok kısaca tartışacağız. İlk sorun, Hawking'in alan teoremlerinden kara delikler gibi tekil nesnelerin varlığının devam etmesiyle ortaya çıkıyor. Bununla birlikte, hayalet egemen bir evrende bir sonraki sıçramaya (büzülme aşaması yoluyla) yol açan geri dönüşten önce, bu tür yapılar, son derece büyük kütleçekimsel itici etkiler nedeniyle pekala çözülebilir[32], böylece evrenin evrimini bozmaları önlenebilir. Geri dönüşü takip eden daralma aşamasında evren. Aslında, hayalet egemen evrende olduğu gibi, NEC (ρ + p ≥ 0) ihlal edilirse Hawking alan teoremlerinin doğru olmayabileceği gösterilmiştir. Hayatta kalan herhangi bir mikroskobik kara delik, olası karanlık madde adayları olarak hareket edebilir. Ayrıca, kara delik tekilliği de UV düzeltmeli resimde tıpkı ilk büyük patlama ve büyük yırtık tekillikleri gibi çözülebilir ve ayrıca zar üzerinde gravastar gibi tekil olmayan kara delik taklitçileri bulunabilir[34] ve bu durum Sorunun bir kerede tam çözümü. Bu bağlamda, RSII braneworld'ün yakın zamandaki GW170817[35] GW olayını ve M87∗'nin karanlık gölgesinin yakın zamandaki gözlemini açıklamada kullanıldığını belirtmekte fayda var [36]. İkinci sorun ise evrenin entropisiyle ilgili, biz bunun her döngüdeki sıçramadan sonra periyodik olarak aynı kaldığını, böylece genişleme aşamasındaki entropideki olası artışın radyasyon/ışıma sırasındaki olası bir azalmayla telafi edildiğini düşünüyoruz. Genişleyen fazda madde hakimdir. Bu, entropinin döngü sayısını sınırlayan sonsuz büyük değerlere çıkmasını önler. Ancak biz bu mektupta esas olarak tek bir döngüdeki sıçrama ve geri dönüşle ilgileniyoruz.

Bu, pozitif zar gerilimine sahip tek zar yaklaşımını kullanarak başlangıçtaki tekilliği ortadan kaldırabilen ilk modeldir. Burada ele aldığımız gibi uzaya benzer ekstra boyuta sahip olan Braneworld'ler, pozitif zar gerilimi ile karakterize edilir (çünkü zar üzerindeki etkili yer çekimi sabitinin, yer çekiminin çekici doğasını açıklamak için pozitif olması gerekir), ancak böyle bir kurulum mümkün olamaz. Büyük patlama tekilliğini çöz. Bugüne kadar zar kozmolojisinin tekil olmayan modelleri ya kozmolojik dinamiklerden[10] doğal olarak meydana gelen sıçramayı oluşturmak için hiçbir skaler alanın çağrılmasına gerek olmayan zaman benzeri ekstra boyuta sahip tek bir zara başvurmuştu[10] ancak zar gerilimi Pozitif etkili bir yerçekimi sabiti elde etmek için aynı nedenden dolayı negatif olmalıdır veya alternatif olarak, zarlar arasında sonlu ayrım ile pozitif gerilimli zara paralel negatif gerilimli ikinci bir zar dünyası ekleyin. Paralel negatif gerilim zar dünyasını tanıtmanın avantajı iki yönlüdür: birincisi, negatif gerilim zarları, dinamik gerçekleştirmeye yardımcı olmak için üzerine pozitif enerji yoğunluğunun boşaltılmasıyla madde üzerinde azaltılmış atalet gibi benzersiz bir özelliğe sahiptir ve ikinci olarak, iki zar düzeni, Zarlar arası ayrımı modüle eden ve hem erken zamanlarda sıçramayı kaynaklayabilen, hem de kanonik olmayan kinetik terimin negatif bir değere dönüşmesi sırasında geç zamanlarda hayalet karanlık enerji gibi davranabilen, radyon olarak bilinen bir skaler alanın faydası [37]. Bununla birlikte, M-kuramında muhtemelen çözülebilecek, ancak yeterince iyi araştırılmamış olan ve M-kuramında daha fazla resmi gelişme gerektiren (özellikler gerçekten çekici olmasına rağmen) negatif gerilimli zar dünyalarıyla ilişkili bazı takyonik kararsızlıklar vardır. Aksine, modelimizin bileşenleri iyi araştırılmış ve tek bir pozitif gerilim zarı açısından fizik daha iyi anlaşılmıştır. Hayalet karanlık enerji de büyük yırtılmaya yol açmıyor çünkü stres enerjisine yönelik ikinci dereceden düzeltme, tekilliğe ulaşılmadan önce önemli hale geliyor.

Ayrıca, kullandığımız skaler alan fiziksel olarak iyi motive edilmiş bir alan, çünkü enflasyonist senaryoyu doğal olarak karşılayabiliyor ve potansiyelinin tohum kozmolojik tedirginliklerinin oluşumunu açıklamak için yeniden yapılandırılmasına gerek yok. Tekil olmayan bir sıçramaya sahip çoğu kozmoloji modeli, ya fiziksel olarak çok iyi anlaşılmayan tohum tedirginliklerini oluşturmak için alternatif mekanizmalara başvurmak zorundadır ya da tedirginlikleri oluşturmak için geçici bir temelde potansiyeli yeniden yapılandırmak zorundadır; ancak bizim modelimizde enflasyonist bir çağdır. Enflasyona yol açan bir potansiyele sahip skaler alan tarafından yönlendirilen sıçramayı takip etmek, bu tedirginliklerin oluşmasından sorumlu olan tüm bileşenlere zaten sahiptir ve iyi anlaşılmıştır. Senaryonun fiziksel olarak kötü motive edilmesinden değil, modeli gözlemlerle test etmediğimiz için bunu bir oyuncak model olarak düşünebiliriz. Skaler pertürbasyonların genliği, tensörün skaler oranı ve spektral indeks gibi ilksel gözlemlenebilirleri analiz etmeyi ve yakın gelecekte yapılacak bir takip çalışmasında bunları en son gözlemlerle test etmeyi planlıyoruz.