Пертурбативті емес әсерлер: пернелер, кірпілер, қабырғалар, көпіршіктер және осы тәрізділер

Алдындағы параграфтарда кеңейіп келе жатқан Ғаламда тығыздықтың шағын ұйытқуларының түзілу механизмдері талқыланды. Алайда, кеңейген кездегі фазалық ауысулар тығыздықтың шағын ұйытқуларының пайда болуына ғана емес, экспоненциалды үлкен өлшемдегі қарапайым емес құрылымның түзілуіне де алып келуі мүмкін. Төменде бірнеше мысал келтіріліп отыр.

Пернелер. Ғарыштық пернелердің эволюциясының барысында тығыздықтың біртексіздіктерінің түзілу теориясы [81] ұзақ уақыт бойына жалпақ спектрі адиабатикалық ұйытқулардың түзілуінің инфляциялық теориясының нақты жалғыз альтернативасы деп есептеліп келді. Енді басқа мүмкіндіктердің кең санаты бар екендігі анық болып отыр (§ 7.7, төмендегі талқылауды қар.). Онымен қоса, пернелердің теориясы инфляцияны ескерусіз стандартты фридмандық космологияның проблемаларын шешуге көмектеспейді, ал кеңейгеннен кейін жоғары температуралық фазалық ауысудың есебінен тым ауыр пернелердің пайда болуы модельдердің көпшілігінде кеңейгеннен кейін Ғаламның температурасының біршама жоғары болып шығатындығымен қиындап отыр.

Алайда, пернелер инфляциялық сатылардағы фазалық ауысулар кезінде әбден пайда бола алады [125, 246, 247]. Осында мұндай процесс жүргізіле алатын қарапайым модель ретінде j инфлатонының тиімді потенциалмен (7.7.20) Ф кешенді скалярлы өрісімен өзара әрекеттесуін сипаттайтын теорияны қарастыруға болады. Кеңеюдың ерте сатыларында, j₂ > кезінде, (7.7.20) теорияда симметрия қалпына келтірілген болатын. j өрісінің j = j_с = дейін кемуі кезінде, температура төмендеген кездегі фазалық ауысу жағдайындағы секілді (§ 6.2 қар.), пернелердің пайда болуына алып келетін, симметрияның бұзылуымен фазалық ауысу жүреді. Айырма кеңеюдың уақыты ішінде пайда болған пернелердің сипатты өлшемдерінің есе артатындығынан тұрады. Егер бұл коэффициент тым үлкен болмаса, онда ернелердің есебінен тығыздықтың біртексіздіктерінің пайда болуы теориясында алынған барлық негізгі нәтижелер [81] әділ болып қалады.

Кірпілер. Кеңейген кездегі фазалық ауысулар осылайша кірпі-қарсы кірпі жұптарының пайда болуына алып келеді (§ 6.2 қар.). Кірпі мен қарсы кірпі арасындағы r_o бастапқы қашықтығы Н^-l (j_с) ретке ие, бірақ кеңеюдың нәтижесінде бұл қашықтық экспоненциалды артады.

Жұптың қуаты r пропорционал болады. Кірпілердің аннигиляциясы көкжиектің ~ t өлшемі өсіп, кірпі мен қарсы кірпі арасындағы қашықтықпен теңескен кезде басталады. Бұл пернелердің теориясында (6.2.3) секілді, шамамен тығыздықтың σρ/ρ біртексіздіктерінің пайда болуына алып келеді. Алайда бұл жағдайда тығыздықтың біртексіздіктерінің спектрі кірпілер арасындағы шамамен сипатты ~ ехр . ұзындықтардың облысында күрт максимумге ие болатын болады.

Монопольдер. Кеңейген кездегі фазалық ауысулардың есебінен монопольдер де пайда болуы мүмкін. Олардың тығыздығы ехр типті көбейткіштермен басып тасталатын болады, бірақ j_с айтарлықтай аз мәні кезінде осындай монопольдерді эксперименталды табу әрекеттері табысқа мүмкіндікке ие болуы мүмкін.

Ұштарында монопольдері бар пернелер. Мұндай нысандар да кейбір теорияларда пайда болады. Кірпілер секілді, монопольдер, біріккен пернелер, конфайнмент фазасында тұрады және монопольдер арасындағы сипатты қашықтық ретке ие болған кезде ыстық Ғалам теориясында олар жылдам аннигиляциялайды [81]. Кеңейіп келе жатқан Ғалам сцеанийінде олар жуықтап алғанда, кірпілер секілді салдарларға алып келуі мүмкін.

Пернелермен шектелген домендік қабырғалар. Осыларда симметрия бұзылғаннан кейін пернелер түзілетін теорияларға алдындағы параграфта талқыланған аксиондар теориясы да жатады. Аксионды пернелердің қазіргі уақытта ең жиі талқыланатын параметрлерінің мәндері кезінде олар айтарлықтай үлкен тығыздықтың біртексіздіктерінің түзілуіне алып келу үшін өз өзімен тым жеңіл. Алайда, егжей-тегжейлірек талдау әрбір аксионды перненің шындығына келгенде одан таралған домендік қабырғаның шекарасы болып табылатындығын көрсетеді [43, 81]. Бұл шамасы 2p өзгерген кезде, перненің айналасын айналып өткен кезде біздің міндетті түрде V (q) (7.7.22) максимумы арқылы өтетіндігімізбен байланысты болып отыр. q өрісінің, перненің айналасын айналып өткен кезде, осы арқылы өткенде q (х)/ шамасы 2p өзгеретін, қалыңдығы шамамен болатын қабырғаны қоспағанда, барлық жерде V (q)минимумына жауап бере отырып, өзгермегендігі ең энергетикалық тиімді. Мұндай қабырғаның беттік қуаты ретке ие.

Осыларға сабынды қабық секілді домендік қабырғалар тартылған пернелер жүйесінің эволюциясын талдау бастапқыда өрістің конфигурациясының тесіктердің үлкен саны бар, бір шексіз күшті бүгілген бет жаққа ұқсас екендігін көрсетеді. Онымен қоса, соңғы өлшемнің жекелеген бет жақтары да бар, бірақ олардың Ғаламның толық қуатына үлесі шамалы [81]. Кейіннен бұл бет жақтардың бөліктері қиылыса, тесік құймақтарды еске салатын, одан арғы жерде осцилляцияланатын және өзінің қуатын гравитациялық толқындар түрінде шашырататын, өлшемі шағын бет жақтарға жыртыла бастайды. Егер бұл бет жақтар ыстық Ғаламдағы фазалық ауысулар есебінен түзілген болса, онда «құймақтардың» сипатты өлшемдері аса каішкентай болып шығады және олар жылдам жоқ болып кетеді.

Алайда, кеңейген кезде түзілетін бет жақтар экспоненциалды үлкен өлшемдегі «құймақтарды» тудырады [81, 125].

Осындай нысандардың Ғаламның ірі ауқымды құрылымының құрылуындағы ықтимал рөлі қосымша зерттеуді қажет етеді.

Көпіршіктер. Кеңейген кезде болатын фазалық ауысулардың космологиялық салдарларын зерделеген кезде біз ауысулардың, §7.7 қарастырылған екінші реттік фазалық ауысу секілді кедергі арқылы туннельдендірусіз, жұмсақ іске асырылатындығын анық шамалаған жоқпыз. Дәл сол кезде фазалық ауысулар бірінші реттік ауысулар де бола алады (§7.4 қар.). Бұл кезде Ф өрісінің көпіршіктері пайда болуы мүмкін. Кеңейген кездегі Ф өрісінің қуаты инфлатонды j өрісінің қуатынан көп азырақ. Сондықтан осындай көпіршіктердің пайда болуы іс жүзінде Ғаламның кеңеюінің жылдамдығына әсер етпейді және кеңейгеннен кейін Ф өрісінің әрбір көпіршігі экспоненциалды үлкен өлшемге ие болады. Осындай әрбір көпіршіктің сипатты өлшемі шамамен ехр см болып шығады. Егер көпіршіктердің пайда болуының жылдамдығы үлкен болса, онда Ф өрісінің бөлінуі, бір бірімен жанасатын көпіршіктердің қабырғаларында қуаттың тығыздығының максимумдарымен және олардың ішіндегі бос жерлермен, сабынның көпіршіктерін (ұялар) еске салатын болады. Егер де көпіршіктердің пайда болу жылдамдығы аз болса, онда осылардың ішіндегі заттың тығыздығы сырттағы тығыздыққа қарағанда азырақ болатын жекелеген, бір бірінен қашықтаған облыстар пайда болады. Ғаламның кеңеюінің соңғы сатыларында, Ф өрісінің қуаты басым болып шығуы мүмкін болғанда, тығыздықтың тиісті ауытқулары аса елеулі болуы мүмкін [125, 240, 243].

Домендер. Әсіресе қызықты әсерлер кеңейген кезде Ғаламның домендік құрылымы пайда болған кезде туындайды.

Қарапайым мысал ретінде кеңейген кезде SU (5)-симметрияның бұзылуымен фазалық ауысудың ықтимал кинетикасын қарастырайық. Алдындағы тарауда айтылғандай, температура төмендеген кезде SU (5) теориясында фазалық ауысу симметрияның төрт әртүрлі типтік бұзылуының: SU (3) х SU (2) х U (1), SU (4) х U (1), SU (3) х U (1) х х U (1) немесе SU (2) х SU(2) х U (1) х U (1) кез келгеніне сәйкес келетін Ф өрісін қамтуы мүмкін көпіршіктер түзіле отырып жүреді. Осыған ұқсас фазалық ауысу Ғалам кеңейген кезде де орын алуы мүмкін. Алайда бұл жағдайда әртүрлі фазалардың көпіршіктері кеңеюдың есебінен экспоненциалды үлкен бола бастайды, бұл әртүрлі фазалардағы, яғни, бірнеше өзгешеленетін тығыздығы бар зат толған үлкен домендердің түзілуіне алып келеді. Стандартты SU (5) модельде кеңейгеннен кейін тек SU (3) х SU (2) х U (1) фазасы ғана тұрақты болып табылады. Сондықтан ақыр соңында бүкіл Ғалам осы фазаға көшіп, әртүрлі фазаларды бөліп тұратын домендік қабырғалар жоқ болып кетеді. Алайда, тығыздықтың домендердің болу дәуірінде пайда болған тиісті біртексіздіктері, Ғаламда заттың тығыздығының одан кейінгі бөлінуіне басылғандай болып қалады.

Егер көпіршіктердің әртүрлі фазаларының түзілу ықтималдықтары бір бірінен қатты ерекшеленетін болса, онда нәтижесінде Ғаламда салыстырмалы біртекті фонда төмен немесе жоғары тығыздық аралдары пайда болады. Түптеп келгенде, мұндай аралдарды галактикалармен, галактикалардың шоғырларымен немесе тіптен Ғаламның [248] ұсынылған аралдық құрылымымен байланыстыруға болады.

Тап сол кезде, егер Ғаламда бір мезгілде әртүрлі фазалардың көпіршіктерінің салыстырылатын саны пайда болса, онда тығыздықтың нәтиже беретін бөлінуі кеуекті еске түсіретін құрылымға ие болады. Атап айтқанда, тығыздығы әртүрлі фазалардың ұялары бар, бірақ бұл кезде бірдей фазаның ұяларының айтарлықтай үлесі бір бірімен байланысқан, сондықтан тап сол бір типтің ұяларының ішінде қозғала отырып, Ғаламның бір бөлігінен екінші бір бөлігіне өтуге болады (перколяция). Кеуекті типтегі Ғалам туралы түсініктер соңғы уақытта айтарлықтай танымал бола бастауда.

Ғаламның осылардың ішінде жарқыраған нысандар аз, өлшемі 50-100 Мпк (1,5·10²⁶-3.10²⁶ см), бір біріне жапсарлас жатқан тәрізді көпіршіктерден тұратындығын, сондықтан галактикалардың негізінен көпіршіктердің қабырғаларында шоғырланғандығын көрсететін жақында алынған нәтижелер ерекше назар аударды [249]. Осыған байланысты, осындай типтегі құрылымдардың табиғи түрде кеңейген кездегі фазалық ауысулардың есебінен пайда болатындығы өте қызықты болып көрінеді [125,

244].

Дамытылып отырған модельдің аясында Ғаламның осыларда жарқыраған (бариондық) материяның үлкен бөлігі орналасқан облыстарының пайда болуы тығыздықтың орташа деңгейден артуымен міндетті түрде байланысты емес. Біріншіден, Ғаламның кеңеюынан кейін бариондардың пайда болуы (келесі параграфты қар.) әртүрлі SU (3) х SU (2) х U (1) және SU (4) х U (1) фазаларында мүлдем әртүрлі жүреді. Түптеп келгенде, бариондар тек осылардың тығыздығы орташадан төмен, фазамен толтырылған облыстарда ғана пайда болатын болып шығуы мүмкін және тап осы облыстарда біздің галактикаларды көруіміз мүмкін. Екіншіден, егер галактикалардың пайда болуы Ф өрісінің изотермиялық ұйытқуларымен байланысты болса, онда осындай ұйытқулардың амплитудасы да Ф өрісінің қандай фазада тұрғандығына байланысты болады. Сондықтан изотермиялық ұйытқулар тек қандай да бір фаза толған облыстарда кейіннен галактикалардың пайда болуы үшін айтарлықтай үлкен болып шығуы мүмкін және галактикалар, шоғырланулар және т.с. дәл осы облыстарда қалыптасуға тиіс. Осылайша, элементарлы бөлшектердің нақты теорияларынтаңдауға байланысты, галактикалар басым бөлігінде жоғары немесе, керісінше, төмен тығыздық облысында, көпіршіктерден тысқары кеңістікте (мысалы, олардың қабырғаларында) немесе көпіршіктердің ішінде түзілетін болады.

Егер кейбір фазалар кеңейгеннен кейін метатұрақты болып қалса, онда олардың сипатты ыдырау уақыты, әдетте, Ғаламның бақыланатын бөлігінің t ~ 10¹⁰ жыл болу уақытынан анағұрлым көбірек болып шығады. Мұндай жағдайда Ғалам қазір де құрамында әртүрлі фазалық күйлердегі зат бар домендерге бөлінуге тиіс.

Суперсимметриялы SU (5) моделінде іс дәл осылайша болып отыр, мұнда S U (5), SU (3) х SU (2) х U (1) және SU (4) х U (1) симметрия типтеріне сәйкес минимумдар бірдей дерлік тереңдікке ие және бір бірінен жоғары потенциалды кедергімен бөлінген [91-93]. Кеңейген кезде Ғалам экспоненциалды үлкен домендерге бөлінеді, олардың әрқайсысында жоғарыда аталған фазалардың біреуі болады және біз бұзылған SU (3) х SU (2) х U (1) симметриясына сәйкес келетін осындай домендердің бірінде өмір сүріп отырмыз [211]. Егер кеңею фазалық ауысудан кейін айтарлықтай ұзақ жалғасса (егер фазалық ауысу теориясында кезінде жүрген болса), онда Ғаламның бақыланатын бөлігінде бір де бір домендік қабырға болмайды. Олай болмаған жағдайда домендер 10²⁸ см қарағанда азырақ өлшемдерге ие болады.

Егер әртүрлі фазалардың облыстарының пайда болу ықтималдығы бірдей болса (теориядағы секілді, симметриялы салыстырмалы шағылысулар j ), онда кезінде біз домендік қабырғалардың проблемасымен ұшырасар едік (§ 6.2 қар.)). Алайда, әртүрлі фазалардың пайда болуының ықтималдықтары олардың арасындағы кедергінің биіктігіне байланысты болады және, жалпы жағдайда, бір бірінен қатты ерекшеленеді.

Сондықтан Ғалам негізінен ықтимал фазалардың біреуімен толтырылады, ал қалғандары экспоненциалды үлкен өлшемдегі, сирек жекелеген облыстар (домендер) түрінде кездеседі. Егер бұл домендерде энергетикалық тиімсіз фазалар болса, онда олар сығылуға тиіс.

§ 7.4 айтылғандай, осылардың түзілу ықтималдығы күшті басып тасталған облыстар сфералы пішінге ұқсас пішінге ие болуға тиіс. Сондықтан осындай облыстардың сығылуы да тура сфералы - симметриялы түрде жүреді.

Бұл кезде метатұрақты фазаның көпіршігінің қысылуының есебінен потенциалды қуаттан алынған бүкіл ұтыс оның қысылатын қабырғасының кинетикалық қуатына ауысады. Егер қабырға өз өзімен және басқа өрістермен айтарлықтай күшті өзара әрекеттесетін скалярлы Ф өрісінен жасалған болса, онда қысылғаннан кейін көпіршік қабырғасының қуатының айтарлықтай үлесі қабырғалардың сығылуы сәтінде пайда болған элементарлы бөлшектердің қуатына ауысады. Пайда болған бөлшектер, сфералы қабық түзе отырып, әр жаққа бытырайды.

Осы механизм де Ғаламның көпіршікті құрылымының пайда болуы үшін жауапты болып шығуы мүмкін. Егер көпіршіктің ұқсас пішіні де сфералы пішіннен елеулі өзгеше болған болса, онда процесс күрделірек жүретін болады және түзілген бөлшектердің бытырауы сфералы-симметриялы болмайды.

Талқыланып отырған модель, Острайкер және Кови ұсынған, Ғаламның ірі ауқымды құрылымының жарылып түзілу моделін еске салады [250]. Алайда, жоғарыда сипатталған процестің көптеген бөлшектері де, механизмінің өзі де [250] жұмыста ұсынылғандардан өзгешеленеді.

Ғаламның ірі ауқымды құрылымының түзілуінің пертурбативті емес механизмдерін зерттеу қазір әлі тек басталып жатыр. Жоғарыда атап көрсетілгеннің өзінен-ақ, инфляциялық сатыларда жүрген фазалық ауысулардың космологиялық салдарларын зерделеген кезде туындайтын жаңа мүмкіндіктердің қаншалықты көп екендігі көрініп отыр.

Жалпы қорытынды кеңеюдың экспоненциалды үлкен өлшемді қарапайым емес нысандардың пайда болуына алып келуі мүмкін екендігінен тұрады. Мұндай нысандар кейіннен галактикалардың түзілуі үшін құрылыс материалы ретінде ғана емес қызықты болып көрінуі мүмкін. Кей жағдайларда бұл нысандар қарқынды радиосәулелену көздері болып қызмет ете алады [251], ақырында аса көлемді қара тесіктерге айнала алады, олар Ғаламда қуат бөлінудің аномальды процестері үшін жауапты болып шығуы мүмкін. Жаңа мүмкіндіктердің мол болуы «бәріне де рұқсат берілгендікті» білдірмейді, бірақ сонда да болса Ғаламның ірі ауқымды құрылымының дұрыс теориясын іздестіру аймағының елеулі кеңеюіне алып келеді.