Расчет магнитных свойств однослойных углеродных нанотрубок…
ISSN 1812-3368. Вестник МГТУ им. Н.Э. Баумана. Сер. Естественные науки. 2016. № 4
65
УДК 524.852
DOI: 10.18698/1812-3368-2016-4-65-78
ГРАВИТАЦИОННЫЕ ВОЛНЫ
В КОНФОРМНО-ПЛОСКИХ ПРОСТРАНСТВАХ
И.В. Фомин
ingvor@inbox.ruМГТУ им. Н.Э. Баумана, Москва, Российская Федерация
Аннотация
Ключевые слова
Описан метод точных решений уравнений Эйнштейна — Клей-
на — Гордона для инфляционной стадии эволюции Вселенной в
конформно-плоских пространствах. Геометрия пространства–
времени определена метрикой Фридмана — Робертсона — Уо-
кера. Путем выбора конформного множителя задана модель
космологической инфляции. Определены основные космологи-
ческие параметры для рассматриваемой модели и плотности
энергии реликтовых гравитационных волн
Инфляция, скалярное
поле, точные решения,
гравитационные волны
Поступила в редакцию 19.02.2016
©МГТУ им. Н.Э. Баумана, 2016
Работа выполнена при поддержке грантов
РФФИ № 16-02-00488А и № 16-08-00618А
Введение.
Одной из важных задач космологии является исследование различ-
ных сценариев космологической инфляции. Соответствующие модели содержат
скалярное поле (или несколько полей) в однородном и изотропном простран-
стве–времени и в настоящее время их используют не только для исследования
процессов в ранней Вселенной, но и для описания современного ускоренного
расширения Вселенной, обнаруженного в 1998 г. по наблюдению сверхновых
типа Ia [1].
Космологическое ускорение указывает на то, что в настоящее время во Вселен-
ной доминирует равномерно распределенная медленно изменяющаяся космиче-
ская жидкость с отрицательным давлением, называемая темной энергией [2].
Для спецификации различных типов космической жидкости обычно ис-
пользуют феноменологическое соотношение давления
p
и плотности энергии
каждой компоненты жидкости
= ,
p w
где
w
— параметр состояния. Совре-
менные эксперименты свидетельствуют о том, что Вселенная является про-
странственно плоской и в настоящее время параметр состояния темной энергии
равен
= 1 0,1
w
[3].
Стандартный способ получения зависящего от времени параметра состоя-
ния — включение скалярных полей в космологическую модель. При достаточно
общих предположениях в рамках четырехмерной модели с одним скалярным
полем могут быть реализованы модели с квинтэссенцией
1< < 1/ 3
w
и фан-
томные модели с
< 1
w
[2, 6].