Диссертация (1145296), страница 14
Текст из файла (страница 14)
Абсолютно новое окно возможностей открывает недавняярегистрация гравитационных волн от слияния чёрных дыр [38–41] и нейтронных звёзд [42].Последовательное улучшение наблюдательных методов предъявляетсерьёзные требования к точности теоретического описания. Космология87вступает в эпоху точности измерений порядка процента. В соответствиис этим активно развиваются методы феноменологического описания. Впервую очередь актуально аккуратное описание нелинейных фаз развития неоднородностей, поскольку эти трудности имеют совершенно объективный характер, не связанный ни с какими умозрительными кострукциями.В этом ключе активно развиваются как аналитические методы эффективной теории (в теоретикополевом смысле) образования структур[43], так и численные методы, которые в последние годы имеют передсобой задачу моделирования расширения Вселенной с учетом неоднородностей в рамках полноценной общей теории относительности [44].***Описанная выше картина показывает почти идеальную ситауцию внауке.
Есть сравнительно простая (в концептуальных своих основах) теоретическая модель. Существуют хорошо развитые методы наблюдений.И между теоретическими предсказаниями и наблюдениями имеется прекрасное согласие. При этом однако присутствуют некоторые "мелочи,"которые могут указывать на необходимость дальнейшего развития. Более того, есть все основания полагать, что в наблюдательных методах ирезультатах будет достинут ещё больший прогресс в самое ближайшеевремя, включая и разработку совершенно новых подходов.
А теоретикив то же время успешно развивают свои вычислительные (аналитическиеи численные) методы, чтобы соответствовать всё возрастающей точностиработы экспериментаторов.Тем не менее, многие физики не удовлетворены сложившейся ситуацией, и ищут радикально новых путей в описании действительности,например с помощью внесения модификаций в теорию гравитации.
Почему?Если ответить на этот вопрос кратко, и максимально удалённо от чисто теоретических размышлений, то цена описанного выше согласия –это отнесение 95% плотности энергии во Вселенной к совершенно неведомым формам, Тёмной Материи и Тёмной Энергии.88В случае с Тёмной Материей не только не понятна её природа, ноесть также и явный кризис на малых масштабах [45]. Моделированиев рамках парадигмы холодной Тёмной Материи приводит к слишкомбольшому числу спутников у гигантских галактик типа Млечного Пути,к профилям с сингулярным распределением плотности материи в центрегалактики вместо наблюдаемого гладкого ядра (cusp vs. core) и некоторым другим проблемам.Возможно, что здесь плохо учтены особенности "барионной" физики [46]. Возможно, требуется замена холодной Тёмной Материи на тёплую, или даже нечёткую (fuzzy; сверхлёгкие аксионы [15]).
Но с другойстороны, динамика внутри галактик удивительно хорошо описываетсяфеноменологической формулой типа MOND [47]. Это требует объяснения, либо с точки зрения парадигмы CDM, либо в рамках какой-либотеории модифицированной гравитации.Другая непонятная сущность (70% в балансе энергии!) – ТёмнаяЭнергия, вызывающая ускоренное расширение Вселенной.
С одной стороны, тут прекрасно работает простейшая гипотеза – космологическаяпостоянная. Однако, с точки зрения квантовой теории поля – проблемаскорее в том, почему эта постоянная столь мала, на 123 порядка величины меньше планковской плотности, или как минимум на 60 порядковменьше плотности, отвечающей восстановлению суперсимметрии, которая способна сократить вклады бозонов и фермионов в энергию вакуума. Эта проблема печально известна своим противодействием любымпопыткам своего разрешения.
Так, например, в унимодулярной гравитации [48] космологическая постоянная, хоть напрямую и не проявляется,но возвращается обратно в виде константы интегрирования [49]. Вайнбергу принадлежит весьма сильная "no go" теорема в этой области [50].Возможно, требуется разработка нелокальных теорий гравитации.С недавних пор существует концепция дегравитации [51], предполагающая, что в теории эффективно присутствует некий фильтр, отключающий длинноволновые моды от взаимодействия с гравитацией. Однимиз механизмов могла бы быть гравитация на бранах.
Однако в случаекоразмерности 1 демпфирование гравитационного взаимодействия недо89статочно сильное [52], а старшие коразмерности, по видимому, неразрывно связаны с духовой модой [53] (есть и другое мнение [54], а такжевозможность каскадной модели [55]). Была надежда на массивную гравитацию, и связанное с ней юкавское ослабление. Однако оказалось, чтохотя в ней и возможны режимы, "игнорирующие" затравочную космологическую постояную, но естественной дегравитации тем не менее невозникает, не говоря уже о других проблемах этих теорий.Из более умозрительных вещей, не ясна природа инфлатона.
Физическая реальность, в отличие от фундаментальных теорий, бедна на скалярные поля; возможно – не без причины (радиационные поправки к массе скаляра). Но с другой стороны, минималистические модели, встраивающие инфлатон в Стандартную Модель физики элементарных частицс помощью неминимального взаимодействия бозона Хиггса с гравитацией [56], выглядят несколько надуманными, как и сама философия отсутствия "новой физики" вплоть до энергий квантовой гравитации.Многих теоретиков вообще в последнее время пугает инфляционнаяпарадигма [57], поскольку в её рамках возможен режим вечной инфляции [58], при котором наша Вселенная оказывается лишь одним из бесчисленного множества пузырей в Мультиверсе, так что даже предсказание вероятности тех или иных свойств нашего мира оказывается проблематичным (проблема меры), даже после применения антропного принципа.Возможно, многие проблемы космологии можно решить при помощиотскока (bounce) сжимающейся фазы в расширяющееся решение вместоинфляции, но для этого требуются гораздо более серьёзные нарушенияэнергетических условий, плохо совместимые даже с самыми базовымиидеями квантовой теории поля (присутствие духов).
Лишь в последниегоды стали рассматриваться модели, которые потенциально могут разрешить эти сложности – так называемые галилеоны [59], поля со старшимипроизводными в действии, но при этом имеющие уравнения движениявторого порядка.Таким образом, несмотря на первое (и небезосновательное) впечатление грандиозного успеха стандартной космологической модели, с точки90зрения фундаментальных принципов очевидно, что требуется серьёзныйпересмотр нашего понимания гравитации (и при этом мы даже не обсуждали здесь проблем её квантования!). Более того, есть прямые наблюдательные указание на необходимость такой работы, пусть пока и невполне убедительные, но многое станет ясным в ближайшем будущем.Поле для теоретических фантазий здесь весьма велико, и может показаться, что экспериментальная ситуация ещё не готова к тому, чтобыоправдать массивного участия теоретиков в разработке альтернативныхтеорий гравитации.
Однако, как хорошо известно и как мы отчасти увидим в дальнейшем, уже самые первые принципы физической самосогласованности теорий (отсутствие духов, корректность постановки задачиКоши, возможность воспроизведения твёрдо установленных свойств нашей Вселенной) накладывают столь серьёзные ограничения, что частобывает очень сложно преобразовать простую идею в реально работающую модель.Таким образом, задачи построения моделей модифицированной гравитации и выяснения их космологических последствий оказываются технически очень интересными для теоретика, и при этом они помогаютнам лучше понять свойства гравитационного взаимодействия и особенности наших теорий, а также имеют все шансы получить намного болеепрактические применения к реальной космологии в самом ближайшембудущем.91Глава 2Ускоренное расширениес векторными полямиВ данной главе рассматриваются возможности использования векторных полей в космологии, в первую очередь для описания ускоренногорасширения Вселенной, хотя поведение векторных полей в расширяющейся вселенной, разумеется, связано также и с проблемой первичныхмагнитных полей в космологии [60–62].
Это популярная тематика исследований, интерес к которой был существенно подогрет нашей статьёй[1*] (номерами со звёздочкой мы даём ссылки на список своих публикаций, положенных в основу Диссертации, который приведён в Заключении). Кроме работы [1*], основные результаты этой главы опубликованыв статьях [2*,3*,4*,5*,6*].Задача реализации инфляционного расширения в моделях с векторными полями привлекала внимание теоретиков с точки зрения потенциального расширения класса возможных теорий, тем более что на тотмомент экспериментально не был обнаружен даже бозон Хиггса, то естьфундаментальных скалярных полей известно не было.
Тем самым, использование векторных полей могло бы стать интересной альтернативойстандартной скалярной парадигме в инфляции, и более того, можно былоожидать нового взгляда на проблемы низших мультипольных моментовв реликтовом фоне.92При использовании векторных полей возникает, по сути, две принципиальные трудности: отсутствие медленного качения и анизотропиярасширения. До нашей статьи [1*] были отдельные работы, предлагавшие модели с векторными полями. Возможно, одной из первых быластатья Ларри Форда [63], в которой было предложено рассматриватьэкстремально плоские потенциалы для векторного поля (2 ), для которых быстрое убывание векторного поля не приводит к сильному изменению плотности энергии.
В более поздней статье [64] была использована тахионная масса, чьё значение подстраивалось ровно так, чтобыобеспечить режим медленного качения. Анизотропия же компенсировалась выбором ортонормированной триады векторых полей. Были такжепредложены идеи реализации космической триады в рамках неабеливыхтеорий Янга-Миллса [65, 66].Отметим, что есть ещё одна идея для реализации пространственноизотропной космологии – времениподобное векторное поле. И такие модели действительно рассматривались [67, 68]. Как мы увидим ниже, впростейших пространственно однородных сценариях решение с векторным полем, направленным вдоль оси времени, невозможно, поэтому, какправило, подобные работы используют спонтанное нарушение лоренцинвариантности типа эйнштейновского эфира, когда на векторное поленаложена связь, фиксирующая его (времениподобную) норму.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
