Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/Doc-k8/Events/2010/VAK/Tezisi/567_Starobinskii.doc Дата изменения: Thu Sep 2 14:32:41 2010 Дата индексирования: Sat Sep 11 20:12:01 2010 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: titan

Стандартная космологическая модель - современное состояние
Старобинский А.А.
Институт теоретической физики им. Л.Д. Ландау РАН
Несмотря на колоссальный приток наблюдательных данных за время,
прошедшее с прошлой конференции ВАК (особенно следует отметить
окончательные результаты эксперимента WMAP и результаты по сверхновым), все
они, в пределах ошибок наблюдений, продолжают укладываться в современную
парадигму четырехстадийной эволюции нашей Вселенной, частью которой
является стандартная модель современной Вселенной. Эти 4 основных стадии -
вакуумоподобная квази-де-ситтеровская, или инфляционная стадия в ранней
Вселенной, за которой (после промежуточной стадии рождения и разогрева
обычной материи) следует стадия доминирования горячей ультра-релятивистской
материи (исторически названная Большим Взрывом), которая относительно
недавно (при красном смещении z — 3200) сменяется стадией доминирования
нерелятивистской материи (холодной темной небарионной материи и барионов).
Наконец, уже в наше время, начиная с z<0.7, происходит переход от этой
стадии к новой вакуумоподобной (квази-де-ситтеровской) стадии, на которой
Вселенная расширяется ускоренно и которая замечательно качественно похожа
на первую стадию, хотя значение кривизны пространства-времени на ней
неизмеримо меньше. Последняя стадия поддерживается темной энергией.
Соответственно, для количественного описания требуются четыре новых (по
отношению к стандартной модели элементарных частиц) безразмерных
постоянных, которые на современном уровне понимания либо сами являются
фундаментальными постоянными микрофизики, либо связаны с ними через
теоретические модели. Это безразмерная амплитуда начальных, приближенно
масштабно-инвариантных возмущений плотности материи, отношение числа
фотонов реликтового излучения к числу барионов, отношение плотностей
холодной темной небарионной материи и барионов и, наконец, практически не
зависящая от z плотность энергии современной темной энергии,
обезразмеренная известными фундаментальными постоянными. На современном
теоретическом уровне уменьшить число этих постоянных нельзя. Однако оно
существено меньше, чем число фундаментальных безразмерных постоянных в
стандартной модели элементарных частиц.
В настоящее время уже ясно, что начальный спектр возмущений не
является строго масштабно-инвариантным, так что для его количественного
описания требуется по крайней мере еще одно число (окончательного
доказательства этого мы ожидаем от эксперимента Planck). Здесь однако могут
помочь инфляционные модели ранней Вселенной, в которых все параметры
начального спектра выражаются в максимально простом случае через одну
безразмерную постоянную, и я приведу примеры таких моделей, которые еще
остаются жизнеспособными (это как раз пионерские модели инфляции). Другое
ожидаемое здесь фундаментальное открытие - это первичные гравитационные
волны (через обнаружение В-моды поляризации реликтового излучения), но
чувствительности Planck может для этого не хватить.
Что касается темной небарионной нерелятивистской материи, про которую
мы уже знаем, что она почти бесстолкновительная, то здесь наиболее
замечательным явилось бы ее прямое детектирование в наземных экспериментах.
Астрономическими методами можно открыть ее аннигиляцию в фотоны, а также
определить, в какой мере она все-таки является столкновительной, из
структуры темного галактического гало (в т.ч. в центре) и количества
спутников массивных галактик. Наконец, главной целью исследования темной
энергии во Вселенной является поиск слабого отличия ее тензора энергии-
импульса от точной космологической постоянной. Пока никакого отличия не
найдено на уровне относительной точности ~ 10%, однако я приведу аргументы,
почему такой поиск не безнадежен. Один из простейших классов моделей темной
энергии, альтернативных космологической постоянной, строится на основе f(R)
гравитации.