Первозданные колебания

Эта статья включает в себя список общих ссылок , но он остается в значительной степени непроверенным, поскольку в нем отсутствует достаточное количество соответствующих встроенных ссылок . Пожалуйста, помогите улучшить эту статью, добавив более точные цитаты. ( Октябрь 2009 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения )

Первичные флуктуации - это вариации плотности в ранней Вселенной, которые считаются зародышами всей структуры Вселенной. В настоящее время наиболее широко распространенное объяснение их происхождения связано с космической инфляцией . Согласно инфляционной парадигме, экспоненциальный рост масштабного фактора во время инфляции заставлял квантовые флуктуации поля инфлатона растягиваться до макроскопических масштабов и, покидая горизонт , «застывать». На более поздних стадиях доминирования излучения и вещества эти флуктуации снова вошли в горизонт и, таким образом, задали начальные условия для формирования структуры..

Статистические свойства первичных флуктуаций можно сделать вывод из наблюдений анизотропии в космическом микроволновом фоне и из измерений распределения вещества, например, галактики красного смещения обследований . Поскольку считается, что колебания возникают из-за инфляции, такие измерения могут также устанавливать ограничения на параметры в рамках инфляционной теории.

Формализм [ править ]

Первичные флуктуации обычно количественно оцениваются спектром мощности, который дает мощность вариаций как функцию пространственного масштаба. В рамках этого формализма обычно рассматривается относительная плотность энергии флуктуаций, определяемая как:

${\ displaystyle \ delta ({\ vec {x}}) \ {\ stackrel {\ mathrm {def}} {=}} \ {\ frac {\ rho ({\ vec {x}})} {\ bar { \ rho}}} - 1 = \ int {\ text {d}} k \; \ delta _ {k} \, e ^ {i {\ vec {k}} \ cdot {\ vec {x}}}, }$

где плотность энергии, ее среднее и волновое число флуктуаций. Затем спектр мощности можно определить через среднее по ансамблю компонентов Фурье :${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle {\ bar {\ rho}}}$${\ displaystyle k}$${\ Displaystyle {\ mathcal {P}} (к)}$

${\ displaystyle \ langle \ delta _ {k} \ delta _ {k '} \ rangle = {\ frac {2 \ pi ^ {2}} {k ^ {3}}} \, \ delta (k-k' ) \, {\ mathcal {P}} (k).}$

Существуют как скалярные, так и тензорные моды флуктуаций. ^{[ требуется разъяснение ]}

Скалярные режимы [ править ]

Скалярные моды имеют спектр мощности

${\ displaystyle {\ mathcal {P}} _ {\ mathrm {s}} (k) = | \ delta _ {R} | ^ {2}.}$^{[ требуется разъяснение ]}

Многие инфляционные модели предсказывают, что скалярная составляющая колебаний подчиняется степенному закону ^{[ почему? ]} в котором

${\ displaystyle {\ mathcal {P}} _ {\ mathrm {s}} (k) \ propto k ^ {n _ {\ mathrm {s}} -1}.}$

Для скалярных флуктуаций называется скалярным спектральным индексом, который соответствует масштабно-инвариантным флуктуациям. ^[1]${\ Displaystyle п _ {\ mathrm {s}}}$${\ Displaystyle п _ {\ mathrm {s}} = 1}$

Скалярный спектральный индекс описывает, как флуктуации плотности меняются в зависимости от масштаба. Поскольку размер этих флуктуаций зависит от движения инфлатона, когда эти квантовые флуктуации становятся размером над горизонтом, разные инфляционные потенциалы предсказывают разные спектральные индексы. Они зависят от параметров медленного качения, в частности от градиента и кривизны потенциала. В моделях, где кривизна большая и положительная . С другой стороны, такие модели, как мономиальные потенциалы, предсказывают красный спектральный индекс . Планк дает значение 0,96.${\displaystyle n_{s}>1}$${\displaystyle n_{s}<1}$${\displaystyle n_{s}}$

Тензорные режимы [ править ]

Наличие первичных тензорных флуктуаций предсказывается многими инфляционными моделями. Как и в случае со скалярными флуктуациями, ожидается, что тензорные флуктуации будут следовать степенному закону и параметризуются тензорным индексом (тензорная версия скалярного индекса). Отношение тензорного к скалярному спектрам мощности определяется выражением

${\displaystyle r={\frac {2|\delta _{h}|^{2}}{|\delta _{R}|^{2}}},}$

где 2 возникает из-за двух поляризаций тензорных мод. Данные CMB за 2015 год со спутника Planck дают ограничение в . ^[2]${\displaystyle r<0.11}$

Адиабатические / изокривизионные колебания [ править ]

Адиабатические флуктуации - это вариации плотности во всех формах материи и энергии, которые имеют равные дробные плотности выше / ниже плотности числа. Так, например, адиабатическая сверхплотность фотонов, вдвое превышающая числовую плотность, также будет соответствовать двойной плотности электронов . Для флуктуаций изокривизны вариации числовой плотности для одного компонента не обязательно соответствуют вариациям числовой плотности для других компонентов. Хотя обычно предполагается, что начальные флуктуации являются адиабатическими, возможность флуктуаций изокривизны может быть рассмотрена с учетом текущих космологических данных. Текущий космический микроволновый фонданные свидетельствуют в пользу адиабатических флуктуаций и ограничивают некоррелированные изокривизны холодных мод темной материи малыми.

См. Также [ править ]

• Большой взрыв
• Космологическая теория возмущений
• Формализм Press – Schechter

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

• Кротти, Патрик, "Границы возмущений изокривизны по данным CMB и LSS". Письма с физическим обзором. arXiv : astro-ph / 0306286
• Линде, Андрей, "Квантовая космология и структура инфляционной Вселенной". Приглашенная беседа. arXiv : gr-qc / 9508019
• Пейрис, Хиранья , "Первые наблюдения зонда Уилкинсона микроволновой анизотропии (WMAP): последствия для инфляции". Астрофизический журнал. arXiv : astro-ph / 0302225
• Тегмарк, Макс, "Космологические параметры из SDSS и WMAP". Физический обзор D. arXiv : astro-ph / 0310723