Введение 4
1. Стандартная космологическая модель 6
1.1. Однородная изотропная вселенная 6
1.2. Решения уравнений Фридмана 8
1.2.1. Два исторических решения 8
1.2.2. Вселенная заполненная пылью и излучением 9
2. Космологическая модель в теории гравитации с неминимальной кинетической связью 11
2.1. Уравнения поля 11
2.2. Однородная изотропная космологическая модель 12
2.3. Анизотропная космологическая модель 12
3. Решения 16
3.1. Однородная космологическая модель. Численные решения с неминимальной кинетической связью 16
3.1.1. Случай нулевого потенциала 16
3.1.2. Случай постоянного потенциала 17
3.1.3. Случай экспоненциального потенциала 17
3.1.4. Случай линейного потенциала 18
3.1.5. Случай квадратичного потенциала 18
3.2. Анизотропная космологическая модель 19
3.2.1. Аналитические решения с нулевой неминимальной кинетической связью 19
3.2.2. Аналитические решения с неминимальной кинетической
связью 21
3.2.3. Численные решения с неминимальной кинетической связью и нулевым потенциалом 22
3.2.4. Численные решения с неминимальной кинетической связью и постоянным потенциалом 24
3.2.5. Численные решения с неминимальной кинетической связью и экспоненициальным потенциалом 26
3.2.6. Численные решения с неминимальной кинетической связью и линейным потенциалом 27
3.2.7. Численные решения с неминимальной кинетической связью и квадратичным потенциалом 29
Заключение 31
Благодарности 32
Литература 33
Купить

В последние десятилетия наблюдательная космология переживает период быстрого роста. Точное измерение реликтового излучения, стабильные наблюдения ближайших и дальних суперновых, изучение барионных акустических колебаний, отображение крупномасштабной структуры Вселенной, наблюдение микролинзирования и многие другие замечательные достижения существенно расширили наши знания о Вселенной. Удивительные открытия, такие как расширения вселенной и темная материя, создали новые серьезные трудности перед тем как теоретическая космология столкнулась с необходимостью пересмотра стандартной модели, которая успешно использовалась на протяжении долгих лет. Сейчас же, любая возможная космологическая модель должна уметь качественно описывать различные эпохи эволюции Вселенной, такие как первичная инфляция, стадия избытка материи, и нынешнее ускоренное расширение (или вторичная инфляция). Более того, она также должна описывать механизм перехода между эпохами. Эти трудности породили множество гипотез основных на феноменологических идеях, которые включают в себя новые динамические источники гравитации, которые ведут себя как темная материя, и различные модификации к общей теории относительности. В последние годы было создано и изучено большое количество моделей: в частности, модели квинтэссенции [1-6] и К-эссенции [7,8], модель духового конденсата [12], теория гравитации Двали-Габададзе-Поррати [13], f (Я)-гравитация [14] и другие.
Очень важно заметить, что большинство феноменологических моделей представляют различные модификации скалярно-тензорной теории. Например, квинтэссенция - это обычное скалярное поле с хорошо подобранным потенциалом; К-эссенция - это скалярно-тензорная теория с обобщенным кинетическим членом; f (R) гравитация может быть переписана в рамках теории Эйнштейна, как обычная теория относительности с некоторым эффективным скалярным полем и так далее. Широкий класс космологических моделей включают скаляр неминимальной связи с гравитацией. Более того, можно расширить скалярно-тензорные теории, добавляя неминимальную связь между производной скалярного поля и кривизной, и эти сценарии раскрывают интересное космологическое и астрофизическое поведение.

Купить