§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 5
1. Решение (1.57) несингулярно: при любом t (кроме t = —со) масштабный фактор не обращается в нуль, следовательно, уст раняется проблема существования начальной сингулярности.
2. Масштабный фактор возрастает со временем очень быстро, в этом случае отношение размера горизонта R к размеру Метагалактики Rm зависит от времени следующим образом: R/Rm ~ t/ebt и устраняется проблема горизонта.
3. Из-за быстрого роста масштабного фактора концентрация экзотических состояний материи (доменных стенок, реликтовых монополей и т. д.), возникающих в различных фазовых переходах в процессе охлаждения Метагалактики, должна быть очень малой величиной внутри наблюдаемой области пространства. Следовательно, модель, содержащая комбинацию решений
де Ситтера и Фридмана, лучше соответствует наблюдательным данным, чем просто фридмановская модель. Окончательными свидетельствами в пользу возможности перехода от одной модели к другой, во-первых, стало изучение электрослабого взаимодействия (точнее, того факта, что наличие скалярного поля (а скалярные частицы также являются бозонами) приводит к нарушению симметрии системы, например, безмассовые состояния-частицы приобретают массу в присутствии хиггсовского поля) и, во-вторых, исследования статистических свойств ансамблей бозонов при малой
температуре. Основная особенность, отличающая ансамбль бозонов (т. е. частиц с целым спином, которые подчиняются статистическим закономерностям Бозе—Эйнштейна) от ансамбля фермионов (т. е. частиц с полуцелым спином, которые подчиняются статистическим закономерностям Ферми—Дирака) выражается в том, что в состоянии с одинаковыми квантовыми числами может находиться несколько частиц (фермионы подчиняются принципу Паули: состояние с заданными квантовыми числами в данной системе может занимать только одна частица, что определяет, например, существование электронных оболочек атомов и т. д.). Плотная совокупность бозонов «затягивает» другие тождественные бозоны, образуя весьма стабильное состояние — бозонный конденсат, причем в бозе-конденсате увеличение концентрации частиц в основном состоянии определяется не увеличением сил притяжения, а уменьшением эффективного давления в системе, причем это может приводить к уравнению состояния подобному (1.59). Таким образом, в самом начале расширение идет по эксп оненциальному закону, затем, через сравнительно малый (из-за необычного уравнения состояния (1.59) экспоненциальное расширение неустойчиво и не может продолжаться неограниченно долго) промежуток времени экспоненциальное расширение прекращается, происходит фазовый переход, после чего первоначальный объем распадается на множество малых областей, которые являются зародышами метагалактик и их дальнейшая эволюция продолжается в соответствии с фридмановской моделью.
Необходимо отметить, что детали такой модели раздувающейся Вселенной далеки от завершения и различаются у разных авторов, однако сейчас существует некоторое единство взглядов о существенной роли де-ситтеровского расширения на начальной стадии (< 1(Г35 с) эволюции Вселенной. Общим для большинства современных моделей является главное — допущение, что в течение времени от планковского tPi до tu % 10~35 с (время, характерное для большого объединения, определяет окончание фазового перехода и имеет грубо оценочное значение) Вселенная развивалась по де Ситтеру и увеличила свои размеры от планковского (JP| ~ 10~33 см) до гигантского радиуса, существенно превышающего размеры Метагалактики. В некоторых простых моделях размер пузыря, возникающего на де-ситтеровской стадии, достигает 1010 см (эту цифру полезно сравнить с размерами Метагалактики 1028 см). Именно поэтому к такому пузырю можно
Другие части:
§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 1
§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 2
§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 3
§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 4
§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 5
§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 6
§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 7
§ 4. Де-ситтеровское решение уравнения Эйнштейна и основная идея инфляционной космологии. Часть 8