Cosmología oscilante no singular en Randall-Sundrum II: discusión

Tabla de enlaces

• Resumen e introducción
• El modelo cosmológico
• Discusión
• Expresiones de gratitud
• Referencias

3. Discusión

Cuando el universo se contrae, la densidad de energía crece y finalmente diverge, haciendo que la curvatura escalar y el parámetro de Hubble también diverjan. Esto se puede entender por el hecho de que el factor de escala desaparece en la ecuación de Friedmann. El rebote es el mecanismo que simplemente evita que se forme la singularidad inicial haciendo que el factor de escala comience a aumentar antes de que pueda llegar a cero o haciendo que la densidad de energía disminuya antes de que pueda divergir. La condición para el rebote se logra mediante ¨a > 0, de modo que el universo en contracción comienza a expandirse. Alternativamente, en el cambio, el universo en expansión debe comenzar a contraerse para que tanto el factor de escala como la densidad de energía no diverjan en el futuro finito y esto se puede lograr mediante la condición ¨a < 0. Tanto en el rebote como en el cambio, el El parámetro de Hubble desaparece en lugar de divergir. El factor de escala no alcanza un valor cero o infinito ya que la densidad de energía efectiva en la brana sigue siendo finita. Por lo tanto, el universo transita suavemente tanto en el rebote como en el giro. Para la cosmología en la brana, ambos mecanismos pueden lograrse mediante un mínimo de componentes requeridos: un campo escalar con potencial inflacionario y un componente DE que viola el NEC.

El problema del fantasma es que un fluido tan exótico tiene una serie de inconsistencias teóricas y patologías a nivel cuántico que hacen que su existencia sea cuestionable. El problema con las singularidades futuras se puede solucionar mediante el término de corrección en la brana, como hemos descubierto, pero un fluido de este tipo también puede provocar que el vacío sea inestable. Los intentos de construir modelos dinámicos de campo escalar del fantasma han conducido a un término cinético negativo[25] que a su vez da lugar a inestabilidades cuánticas[30]. Sin embargo, existe un modelo cosmológico de DE con Λ que desaparece donde la energía del vacío obtenida de la cuantificación de un campo escalar libre que tiene baja masa se describe mediante una EoS supernegativa y el modelo está libre de patologías a nivel cuántico [31]. En general, dos problemas se presentan en la mayoría de los modelos de cosmología oscilantes. Los discutiremos muy brevemente sin entrar en muchos detalles antes de concluir la carta. El primer problema lo plantea la existencia continua de objetos singulares como los agujeros negros según los teoremas del área de Hawking. Sin embargo, antes del cambio que conducirá al siguiente rebote (a través de una fase de contracción) en un universo dominado por fantasmas, tales estructuras bien podrían disolverse debido a los extremadamente grandes efectos gravitacionalmente repulsivos[32], impidiéndose así que interrumpan la evolución del universo. universo durante la fase de contracción posterior al cambio. De hecho, se ha demostrado que[33] los teoremas del área de Hawking pueden no ser ciertos si se viola el NEC (ρ + p ≥ 0), como es el caso de un universo dominado por fantasmas. Cualquier agujero negro microscópico remanente que sobreviva puede actuar como posible candidato a materia oscura. Además, la singularidad del agujero negro también puede resolverse en la imagen corregida con UV al igual que las singularidades del big bang inicial y del big rip y, además, pueden existir imitadores de agujeros negros no singulares como gravastar en la brana[34], lo que lleva a una resolución completa del problema de una vez. Vale la pena mencionar en este contexto que el mundo brana RSII también se ha utilizado para explicar un reciente evento GW GW170817[35] y la reciente observación de la sombra oscura de M87∗ [36]. El segundo problema está asociado con la entropía del universo, que pensamos permanece igual de manera periódica después del rebote en cada ciclo, de modo que el posible aumento de entropía durante la fase de expansión se compensa con una posible disminución durante la radiación/ La materia dominó la fase de expansión. Esto evita que la enrtopía aumente a valores infinitamente grandes limitando el número de ciclos. Sin embargo, lo que nos preocupa principalmente en esta carta es el rebote y el cambio en un solo ciclo.

Este es el primer modelo que puede evitar la singularidad inicial utilizando un enfoque de brana única con una tensión de brana positiva. Los mundos brana que tienen una dimensión adicional similar al espacio como el que hemos considerado aquí se caracterizan por una tensión brana positiva (ya que la constante gravitacional efectiva en la brana necesita ser positiva para explicar la naturaleza atractiva de la gravedad), pero tal configuración no podría resolver la singularidad del big bang. Los modelos no singulares de cosmología de branas hasta la fecha han recurrido a una sola brana con una dimensión adicional similar al tiempo donde no es necesario invocar ningún campo escalar para generar el rebote que ocurre naturalmente a partir de la dinámica cosmológica[10], sino la tensión de la brana. debe ser negativo por la misma razón de obtener una constante gravitacional efectiva positiva, o alternativamente, introducir un segundo mundo brana con una tensión negativa paralela a la brana de tensión positiva con separación finita entre las branas. La ventaja de introducir el mundo de branas de tensión negativa paralela es doble: en primer lugar, las branas de tensión negativa tienen la característica única de una inercia reducida en la materia con una densidad de energía positiva que se descarga sobre ella, lo que ayuda a la realización dinámica, y en segundo lugar, la configuración de dos branas viene con la beneficio de un campo escalar conocido como radion que modula la separación entre branas y puede tanto generar el rebote en los primeros momentos como comportarse como energía oscura fantasma en los últimos momentos durante la evolución del término cinético no canónico para tener un valor negativo. [37]. Sin embargo, existen algunas inestabilidades taquiónicas asociadas con mundos brana de tensión negativa que posiblemente puedan resolverse en la teoría M, pero que no se han explorado lo suficientemente bien y requieren más desarrollos formales en la teoría M (aunque las propiedades son realmente atractivas). Por el contrario, los ingredientes de nuestro modelo están bien explorados y la física se comprende mejor en términos de una única brana de tensión positiva. La energía oscura fantasma tampoco conduce al gran desgarro, ya que la corrección cuadrática de la energía de tensión se vuelve significativa antes de que se alcance la singularidad.

Además, el campo escalar que hemos utilizado está físicamente bien motivado, ya que puede acomodar el escenario inflacionario de forma natural y su potencial no necesita ser reconstruido para explicar la generación de perturbaciones cosmológicas semilla. La mayoría de los modelos de cosmología con un rebote no singular tienen que recurrir a mecanismos alternativos para generar perturbaciones semilla que no se comprenden muy bien físicamente, o tienen que reconstruir el potencial ad hoc para generar las perturbaciones, pero en nuestro modelo una época inflacionaria seguir el rebote impulsado por el campo escalar con potencial inflacionario emergente ya tiene todos los ingredientes responsables de generar estas perturbaciones, y es bien comprendido. Podemos considerarlo como un modelo de juguete, no porque el escenario esté físicamente mal motivado, sino porque no hemos probado el modelo frente a las observaciones. Planeamos analizar los observables primordiales como la amplitud de las perturbaciones escalares, la relación tensor-escalar y el índice espectral y probarlos con las últimas observaciones en un trabajo de seguimiento en el futuro reciente.