ТЕМНАЯ ЭНЕРГИЯ КОСМИЧЕСКОГО ВАКУУМА А.Д. Чернин ГАИШ МГУ. - презентация

1 ТЕМНАЯ ЭНЕРГИЯ КОСМИЧЕСКОГО ВАКУУМА А.Д. Чернин ГАИШ МГУ

2 АРИСТОТЕЛЬ: ПРИРОДА НЕ ТЕРПИТ ПУСТОТЫ

3 ПЛОТНОСТЬ ТЕМНОЙ ЭНЕРГИИ ρ = (0,75 ± 0,05) * г/см 3 Riess et al. (1988) Perlmutter et al (1999) WMAP ( )

4 Энергетический состав Вселенной

5

6 ЭЙНШТЕЙН (1917): КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ ПОСТОЯННАЯ Λ = ВСЕМИРНОЕ АНТИТЯГОТЕНИЕ

7 ГЛИНЕР (1965): ВАКУУМ С ПЛОТНОСТЬЮ ρ = (c 2 /8 π G) Λ = Const

8 ГЛИНЕР (1965): УРАВНЕНИЕ СОСТОЯНИЯ ВАКУУМА p = – ρ c 2

9 ОТО: ЭФФЕКТИВНАЯ ГРАВИТИРУЮЩАЯ ПЛОТНОСТЬ ρ eff = ρ + 3 p/c 2 = - 2 ρ < 0 АНТИТЯГОТЕНИЕ!

10 ОТО: ПАССИВНАЯ ГРАВИТИРУЮЩАЯ МАССА = ИНЕРТНАЯ МАССА ρ pass = ρ + p/c 2 = 0

11 МОДЕЛЬ ФРИДМАНА ( ): АНТИТЯГОТЕНИЕ В РАСШИРЯЮЩЕЙСЯ ВСЕЛЕННОЙ + НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ (2006) ТЯГОТЕНИЕ ВЕЩЕСТВА ПРЕОБЛАДАЕТ В ПЕРВЫЕ 7 млрд ЛЕТ: расширение замедляется ПОСЛЕДНИЕ 7-8 млрд ЛЕТ – ЭПОХА ВАКУУМА: ускоренное расширение

12 БУДУЩЕЕ ВСЕЛЕННОЙ: (1) НЕОГРАНИЧЕННЫЙ УСКОРЯЮЩИЙСЯ РАЗЛЕТ (2) ПРОСТРАНСТВО-ВРЕМЯ ЗАСТЫВАЕТ

13 ПАРАДОКС ХАББЛА-СЭНДИДЖА (1) РЕГУЛЯРНОЕ КОСМОЛОГИЧЕСКОЕ РАСШИРЕНИЕ ОТ ~ 1 Мпк ДО ГОРИЗОНТА МИРА (2) Н = 64 ± 7 км/с/Мпк Как и почему это возможно?

14

15 Караченцев и др. (2006)

16

17 РЕГУЛЯРНОЕ КОСМОЛОГИЧЕСКОЕ РАСШИРЕНИЕ ВОЗМОЖНО В МАСШТАБАХ ~ 1 – Мпк ПОТОМУ, ЧТО ПЛОТНОСТЬ ВАКУУМА ИДЕАЛЬНО ОДНОРОДНА, И ЭТО ДЕЛАЕТ ПОЧТИ ВСЮ ВСЕЛЕННУЮ ПОЧТИ ОДНОРОДНОЙ В ЭПОХУ ВАКУУМА УНИВЕРСАЛЬНАЯ КОНСТАНТА H = (8 π G ρ) 1/2 = 60 км/с/Мпк

18 ЧЕТЫРЕ КОСМИЧЕСКИЕ СТИХИИ-ЭНЕРГИИ

19 АБСУРДНАЯ ВСЕЛЕННАЯ? НЕТ, МИР ПРОСТ И СИММЕТРИЧЕН РЕЦЕПТ КОСМИЧЕСКОЙ СМЕСИ НА ЯЗЫКЕ ФРИДМАНОВСКИХ ИНТЕГРАЛОВ (в млрд световых лет): {A V, A D, A B, A R } = { 10, 10, 1, 0,1} Внутренняя симметрия энергий

20 ЭЙНШТЕЙН (1932): … почтительное восхищение порядком и гармонией, которые царят в небольшой части реальности, доступной нашему слабому разуму

21 Dark energy density ρ V = ( ) g cm -3 Dark energy equation of state p V = - ρ V. Dark energy active gravitating density ρ V + 3 p V = -2 ρ V < 0

22 TWO BASIC QUESTIONS: 1. The cosmic large-scale structure formed in the redshift interval z = Why not much earlier or much later?

23 2. To fit the interval z = 1-10, one needs to fix the initial density perturbation amplitude at the Planck time with the accuracy Extremely fine tuning?

24 DARK ENERGY AND GRAVITATIONAL INSTABILITY The instability develops, if matter gravity is stronger than the dark matter antigravity in the perturbation volume: ρ M = ρ D + ρ B > 2 ρ V. This is so at the redshifts 2 ρ V z > z V = [- ] 1/3 - 1 = 0.7 ρ M (z=0) Thus, dark energy terminates gravitational instability at z ~ 1. (A.C., D.Nagirner, S.Starikova A&A , 2003)

25

26 ρ M = ρ D + ρ B > 2 ρ V. R < R V = [ (3/8 π) M/ρ V ] 1/3 ~ 1 M 12 1/3 Mpc. NONLINEAR REGIME The instability develops in the nonlinear regime, if matter gravity is stronger than the dark energy antigravity in the perturbation volume of the mass M. From ρ M > 2 ρ V one has R V is the zero-gravity radius (A.C. Phys-Uspekhi , 2001). Thus, dark energy puts a strong upper limit to the sizes of gravitationally bound systems from galaxies to superclusters.

27 IN TERMS OF FRIEDMANN INTEGRALS A = [8 π G ρ L 3(1+w) ] 1/(1+3w) w = p/ρ = -1, 0, 0, 1/3 for dark energy, dark matter, baryons and radiation, respectively L ~ c t 0 ~ cm is the size of the (visible) Universe. A V = (8 π G ρ V ) -1/2 ~ cm ~ M P -1, A D = 8 π G ρ D L 3 ~ cm ~ M P -1, A B = 8 π G ρ B L 3 ~ cm ~ M P -1, A R = (8 π G ρ R ) 1/2 L 2 ~ cm ~ M P -1, Time-independent covariant internal symmetry: A V ~ A D ~ A B ~ A R ~ 10 60±1 M P -1 (M P -2 = 8 π G, c=h =1 )

28 Zeldovich (1965): an over-density area may be represented by a part of the universe with elliptical expansion regime, and the non-perturbed expansion is considered parabolic. Than the relative density amplitude is maximal at z = z V : δ (z V ) = 2 (A V /A M ) 2/3 (L/a) 2. Here A M = A D + A B.. The amplitude δ (z V ) ~ 1, if (L/a) 2 ~ 1.

29 Density perturbation at the epoch z = z * when ρ M = ρ R :. δ (z * ) ~ (A V /A M ) 2/3 (A R /A M ) 2. The corresponding perturbation of the gravitational potential. Δ = δ (z * ) (R/ct * ) 2 is time-independent. At the spatial scale R ~ c t * Δ ~ (A V /A M ) 2/3 (A R /A M ) 2.

30 If the density perturbations have the Harrison-Zeldovich spectrum, i.e. δ scales as R -2, the perturbation of the gravitational potential is both time-independent and scale-independent. Thus, the quantity Δ ~ (A V /A M ) 2/3 (A R /A M ) 2 ~ is the universal time-independent covariant characteristics of the initial perturbations. This is the initial condition without initial moment.

31 DARK ENERGY and GALAXY FORMATION: CONCLUSIONS * Dark energy terminates gravitational instability at z ~ 1. * Dark energy puts an upper limit on the sizes of gravitationally bound systems formed via the instability. * Initial conditions for gravitational instability might be given in terms of the genuine time-independent physical parameters of the Universe as a whole. No fine tuning is needed, in this case.