Астронет > Инфляция, квантовая космология и антропный принцип. Квантовые флуктуации на инфляционной стадии

Астронет: А. Д. Линде Инфляция, квантовая космология и антропный принцип
http://variable-stars.ru/db/msg/1181084/node3.html

<< Хаотическая инфляция|Оглавление|Вечная хаотическая инфляция >>

Квантовые флуктуации на инфляционной стадии

В соответствии с квантовой теорией поля, пустое пространство не вполне пусто. Оно наполнено квантовыми флуктуациями всех видов физических полей. Длины волн всех квантовых флуктуаций скалярного поля $\phi$ в ходе инфляции растут экспоненциально. Как только длина волны какой-либо флуктуации становится большей, чем $H^{-1}$ , она прекращает осциллировать и ее амплитуда замораживается на некой ненулевой величине $\delta\phi (x)$ из-за большого вязкого члена $3H\dot{\phi}$ в уравнении движения скалярного поля. Амплитуда этой флуктуации в дальнейшем остается практически неизменной, тогда как ее длина волны экспоненциально растет. Таким образом, проявления такой "замороженной" флуктуации равносильны проявлениям классического поля $\delta\phi (x)$ , рожденного квантовыми флуктуациями.

Так как в вакууме содержатся флуктуации всех длин волн, инфляция ведет к непрерывному рождению новых возмущений классического поля с длинами волн, большими $H^{-1}$ . Средняя амплитуда возмущений, рожденных за интервал времени $H^{-1}$ (за это время вселенная расширяется в $e$ раз) дается выражением $|\delta\phi(x)| \approx \frac{H}{2\pi}$ (Vilenkin and Ford, 1982; Linde, 1982c).

Эти квантовые флуктуации ответственны за формирование галактик(Mukhanov and Chibisov, 1981; Hawking, 1982; Starobinsky, 1982; Guth and Pi, 1982; Bardeen et al, 1983). Однако если в ходе инфляции постоянная Хаббла достаточно велика, квантовые флуктуации скалярных полей могут приводить не только к формированию галактик, но также и к разделению вселенной на экспоненциально большие области с различными свойствами.

Для примера вновь рассмотрим простейшую суперсимметричную теорию, объединяющую слабое, сильное и электромагнитное взаимодействия. Различные минимумы эффективного потенциала в данной модели разделены расстоянием $\sim 10^{-3} M_p$ . Амплитуды квантовых флуктуаций полей $\phi$ , $\Phi$ и $\varphi$ в начале инфляционной стадии могут достигать $10^{-1} M_p$ . Это значит, что на начальных стадиях инфляции скалярные поля $\Phi$ и $\varphi$ могут свободно перепрыгивать из одного минимума потенциала в другой. Потому, даже если они изначально находились в одном и том же минимуме по всей вселенной, по окончании стадии хаотической инфляции вселенная окажется разделена на множество экспоненциально больших областей, соответствующих всем возможным минимумам эффективного потенциала.(Linde, 1983c, 1984b).

<< Хаотическая инфляция|Оглавление|Вечная хаотическая инфляция >>