§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 8
B большинстве инфляционных моделей последующий нагрев происходит из-за когерентных осцилляции вызвавшего инфляцию поля, которые, в свою очередь, приводят к большому количеству коротких периодов образования элементарных частиц [131, 133, 164,184] — нелинейным процессам, подобно швингеровскому образованию пар в электродинамике. Альтернативная модель образования частиц рассматривает вторичный нагрев за счет спонтанного нарушения симметрии скалярного поля [120,132] в моделях гибридной инфляции. Иногда рассматриваются модели, в которых потенциал поля, вызывающего инфляцию, постепенно спадает и не имеет минимума [119, 124, 154, 155,222,255] и, следовательно, в них не может реализовываться вторичный нагрев путем осцилляции вызвавшего инфляцию поля — non-oscillatoty models (NO models). Если в таких моделях предположить образование частип из-за гравитационных эффектов [118], то это приводит к таким нежелательным следствиям, как большие флуктуации кривизны пространства и вторичное рождение большого количества гравит ино. Однако в таких моделях должны возникать длинноволновые флуктуации скалярного поля, которые, как показано в работе [118], так же как и квантовые флуктуации могут приводить к рождению частиц.
Предположение о наличии инфляционной стадии и хаотической инфляции перед стадией горячей эволюции Метагалактики
проясняет большую часть проблем фридмановской космологии, кроме очень важного экспериментального факта, что современные оценки величины fl предполагают возможность Q ф \. Как уже было отмечено выше, характерной особенностью инфляционных моделей является то, что в процессе раздувания рассматриваемая область становится абсолютно плоской, т. е. в этой области = 1. Действительно, даже при степени расширения P = 2 (т. е. при изменении размера области в е2 раз) область, в которой до начала расширения Q = 0,5 или = 1,5, становится достаточно плоской, хотя и имеет некоторую незначительную кривизну, а степени расширения P = 60 уже достаточно, чтобы получить О, = 1 при любом значении начальной плотности [191]. Следовательно, для получения не плоской области после окончания инфляционной стадии, необходимо, чтобы степень расширения была существенно менее 60, однако такое раннее окончание инфляционной стадии обычно приводит к значительным флуктуациям плотности бр/р ~ Н2/Ф [54, 175]. Эту проблему можно было бы попытатьс я решить путем выбора какой-нибудь очень специфичной формы потенциала поля, которое вызывает инфляцию, но если инфляционная стадия в рассматриваемой области будет длиться недостаточно долго, чтобы эта область стала плоской, то по многочисленным оценкам [191] этой длительности также будет недостаточно, чтобы рассматриваемая область стала однородной и изотропной. Тем не менее, если некий объем пространства был получен в процессе подбарьерного туннельного перехода, то этот объем стремится принять сферическую форму с однородной внутренней структурой, если вероятность туннельного перехода сильно подавлена, и если Метагалактику считать частью такой области, то проблемы неоднородности не возникает и можно рассматривать достаточно короткую инфляционную стадию, чтобы образовалось пространство, кривизна которого отлична от нуля [87,95,186]. Например, вероятность подбарьерного образования некоторой области пространства при наличии поля с потенциалом (потенциалы подобного типа рассматриваются в супергравитационных моделя х)
Другие части:
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 1
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 2
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 3
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 4
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 5
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 6
§ 5. Модель хаотической инфляции. Часть 7