Космологическая динамика и ограничения наблюдений: Аннотация и введение

Таблица ссылок

• Аннотация и введение
• Гравитация f(Q): краткий обзор
• Космологическая динамика в позднем времени
• Ограничения параметров
• Выводы
• Благодарности и ссылки

Абстрактный

Ключевые слова : модифицированная гравитация, темная энергия, гравитация f(Q), ограничения на параметры.

PACS : 04.50.Кд, 98.80.-к

1. Введение

На протяжении более двух десятилетий значительные усилия были посвящены космологическим исследованиям в поисках объяснения наблюдаемого в последнее время космического ускорения. Основное направление исследований предполагает введение во Вселенной нового энергетического компонента, называемого темной энергией (ТЭ), который отличается своим отрицательным давлением. Тем не менее, по состоянию на настоящее время окончательное и удовлетворительное решение загадки DE остается недостижимым; его включение в рамки фундаментальных физических теорий продолжает вызывать затруднения у исследователей (подробный обзор по этой теме см. в [1, 2, 3]).

Один из интригующих подходов к объяснению космического ускорения позднего времени, помимо включения ТЭ или новых форм материи для объяснения этого явления, лежит в области модифицированных теорий гравитации (см., например, [4, 5, 6]). ] для обзора). Обычно в этой рамках фундаментальное действие строится в предположении обобщенных функций скалярной кривизны (так называемые теории f(R)), общих теорий высшего порядка, скалярно-тензорных теорий гравитации и т. д. Недавно появилось новое предложение возникла в области модифицированных теорий гравитации. Эти конкретные теории, в которых гравитационные взаимодействия определяются неметричностью, а кривизна и кручение пренебрежимо малы, известны как теории f(Q) или f(Q) симметричная телепараллельная гравитация, где Q — скаляр неметричности [7]. , 8, 9, 10, 11]. Эти теоретические концепции обладают потенциалом, позволяющим по-новому взглянуть на явление космического ускорения, вытекающим из неотъемлемых последствий альтернативной геометрии в отличие от традиционной римановой модели (см. недавний и обширный обзор по этой теме в [12]). .

Хотя это предложение появилось совсем недавно, в литературе имеется множество работ, в которых оно использовалось [13, 14, 15, 16, 17, 18, 19, 20, 21, 22, 23, 24, 25, 26, 27, 28, 29, 30, 31, 32, 33, 34, 35, 36, 37, 38, 39, 40, 41, 42, 43, 44, 45, 46]. Обычно из-за присутствия нелинейных элементов в уравнениях поля одна из основных проблем, присущих этим сценариям, связана с задачей поиска решений аналитическими или численными методами. Хотя обычно уравнения поля решаются численно, это также обычная попытка предложить среди других стратегий параметризацию параметра Хаббла, параметра состояния уравнения или f (Q) в терминах красного смещения.

Например, в работе В [13] авторы провели наблюдательный анализ нескольких модифицированных моделей f(Q) с использованием подхода красного смещения, в котором лагранжиан f(Q) переформулируется как явная функция красного смещения f(z). Предлагаются различные полиномиальные параметризации f(z), включая новые члены, которые допускают отклонения от модели ΛCDM. В исх. В [27] предложена новая параметризация параметра Хаббла независимым от модели способом и применена ее к уравнениям Фридмана во Вселенной FLRW. Также авторы работы. [38] реализовали схему параметризации параметра Хаббла, получив точное решение уравнений поля в f(Q)-космологии.