§ 7.6. Ғаламның бақыланатын құрылымының түзілуі үшін, жалпақ спектрлі тығыздықтың адиабатикалық ұйытқулары жеткілікті ме?

Инфляциялық космологияда адиабатикалық ұйытқулар генерациясы теориясының жасалуы сөзсіз табыс болды. Бұл теория жалпы белгілерінде тұрғызылған 1982 ж. бастап Ғаламның ірі ауқымды құрылымының түзілуі теориясы бойынша зерттеулер, әдетте, екі болжамның негізінде жүргізіле бастады:

1) параметрі қазіргі уақытта дәлдіктің жоғары дәрежесімен бір санына тең (Ғалам жалпақ десе болады);

2) тығыздықтың галактикалардың түзілуіне алып келетін бастапқы ұйытқулары жалпақ (немесе жалпақ дерлік) спектрлі адиабатикалық ұйытқулар болып табылады, әрі σρ/ρ ~ .

Осы қарапайым болжамдардың негізінде ірі ауқымды Ғалам туралы барлық қолда бар мәліметтерді сипаттау мүмкіндігі өте тартымды болып көрінеді. Алайда, Ғалам мен алып жылдамдатқыш арасындағы аналогияны еске түсірейік. Тәжірибе бізді әртүрлі эксперименталды мәліметтердің көп санының дұрыс сипаттамасын қарапайым ықтимал теорияның көмегімен әсте әрқашан алудың қолдан келе бермейтіндігіне үйретеді. Мысалы, әлсіз және электрмагниттік өзара әрекеттесулердің қарапайым сипаттамасының 0 (3) симметрия тобына негізделген Джорджи - Глэшоу [232) моделін беретіндігін еске салайық. Алайда, бейтарап топтардың эксперименталды табылуы SU (2) Х U (1) симметрия тобына негізделген, анағұрлым күрделірек Глэшоу-Вайнберг-Салам [1)моделіне бет бұруға мәжбүрледі. Бұл теория осылардың мәндерін ешқандай да эстетикалық ұғымдардан алуға болмайтын, шамамен 20 әртүрлі параметрді қамтиды. Жекелей алғанда, осы теорияда барлық дерлік байланыс константалары О (10^-1) ретіне ие, ал электронның скалярлы (хиггстік) өріспен байланысының константасы 2·10^-6 тең. Осыншама аз байланыс константаларының пайда болуының себептері (кеңейіп келе жатқан Ғаламның сценарийінің қарапайым варианттарында константасының пайда болуының себебі де секілді) әлі күнге дейін анық емес. Космологияның элементарлы бөлшектер теориясына қарағанда, анағұрлым қарапайымырақ ғылым болып шығатындығын күту қиын. Ғаламдағы әртүрлі типтік ірі ауқымды нысандардың саны өте көп квазарлар, галактикалар, галактикалардың шоғырлары, ұялар, бос жерлер және т.с.). Бұл нысандардың өлшемдері бастапқы ұйытқудың жалпақ спектрінде жоқ, ауқымдардың иерархиясын құрайды. Түптеп келгенде, осы ауқымдардың кейбірі Ғаламның салмағының негізгі үлесін құрайтын заттың қасиеттерімен байланысты болып шығуы мүмкін (мысалы, [224, 235, 236] қар.). Солай болса да, (1) және (2) қарапайым болжамдардың негізінде ірі ауқымды нысандардың әртүрлі типтерінің көп санының түзілуін бір мезгілде сипаттау мүмкіндігі әсте айқын болып көрінбейді. Тиісті теория жеңілмейтін болып табылмайтын, бірақ сонда да Ғаламның ірі ауқымды құрылымының түзілу теориясының альтернативалы нұсқаларын іздестіруді ынталандырып отырған бірқатар қиындықтармен ұшырасуда (мысалы, [236] қар.).

(1) және (2) болжамдарға негізделген теория осымен ұшырасуы мүмкін тағы бір ықтимал қиындық реликтілік сәулеленудің анизотропиясын өлшеулермен байланысты болып отыр, мұнда  - бақылау осымен жүргізілетін бұрыш. Әзірге тек Жердің реликтілік сәулеленуге қатысты қозғалысымен байланысты дипольдік анизотропия ғана табылды. Алайда квадрупольдік анизотропия да, шағын  кезіндегі ΔT/T анизотропиясы да ΔT/T ~ 2·10^-5 дейін дәлдікпен табылмай отыр [228].Дәл сол кезде тығыздықтың жалпақ спектрмен адиабатикалық ұйытқулары мұнда с () = 0 (1) функциясы  бұрышқа, Ғаламдағы заттың тығыздығына негізгі үлесті қандай бөлшектердің (немесе өрістердің) беретіндігіне, сондай-ақ галактикалардың түзілу процесінің тап қалайша жүргендігіне байланысты болатын ΔT /Т = с () ·10^-5 анизотропияның пайда болуына алып келуге тиіс еді [223-227]. () функциясы үлкен  бұрыштары үшін әсіресе үлкен мән қабылдауға тиіс. Сондықтан ΔT/T эксперименталды шектеулерді және 10²⁸ см ауқымда σρ/ρ ұйытқулармен байланысты квадрупольдік анизотропияның теориялық болжамдарды салыстыру туралы мәселе қатаң қойылып отыр. Жағдайдың күрделілігі кеңейіп келе жатқан Ғалам сценарийіндегі адиабатикалық ұйытқулар спектрінің дәлме-дәл жалпақ болып табылмайтындығымен ушығып отыр. Модельдердің көпшілігінде σρ/ρ l өсуімен артады. Мысалы, V () теорияда галактикалардың ауқымынан көкжиек ауқымына көшкен кезде σρ/ρ шамасы бір жарым есе дерлік артады (7.5.29), (7.5.30) қар.), бұл ΔT/T квадрупольдік анизотропиясының күшеюіне алып келеді. Кеңейіп келе жатқан Ғалам сценарийінің қарапайым варианттарында ΔT/T анизотропиясының болжамдарын салыстыру қазірдің өзінде осыларда Ғаламның жасырын салмағына негізгі үлесті бариондар беретін модельдерді алып тастауға мүмкіндік береді және осыларға сәйкес жасырын салмақ көлемді нейтринода шоғырланған модельдердің әділдігіне үлкен күмәндерге алып келеді [225, 226]. егер жасырын салмақ үшін аксионды өрістер [233, 234], Полоньи өрістері [46, 15] немесе қандай да бір әлсіз өзара әрекеттесетін релятивистік емесе бөлшектер жауапты болса, онда ΔT/T теориялық бағалаулар бұл шаманы қазіргі бақылаушы шектеулермен әбден үйлеседі [225, 226].

Осылайша, Ғаламның ірі ауқымды құрылымының түзілу теориясының толығымен (1) және (2) қарапайым: адиабатикалық ұйытқулардың жаопақ спектрі бар жалпақ Ғалам болжамдарының аясында құрылуы мүмкін екендігін жоққа шығаруға болмайды. Алайда, қарапайым жобаның әсте әрқашан ең сәтті жоба бола бермейтіндігі жақсы мәлім.

Сондықтан бұл кезде кеңейіп келе жатқан Ғалам сценарийінің аясында қала отырып, (1) және (2) қағидаларды бірдеме қылып модификациялауға бола ма екендігін түсінгіміз келер еді. Нақтырақ, бес негізгі сұрақты бөліп көрсетейік.

1. = 1 шартынан бас тартуға бола ма?

2. инфляциядан кейін, адиабатикалық ұйытқулардан өзгеше ұйытқулар алуға бола ма?

3. ΔТ/Т квадрупольдік анизотропиясын азайту үшін, толқындардың үлкен ұзындықтарының облысында түсетін спектрі бар ұйытқуларды алуға бола ма?

4. Бұл ауқымдар иерархиясының (галактикалар, шоғырланулар және т.с.) шығу тегін түсіндіруге көмектесетін, ұйытқулардың бір немесе максимумдары бар спектр алуға бола ма?

5. Кеңеюмен байланысты пертурбативті емес әсерлердің есебінен Ғаламның ірі ауқымды құрылымдарының түзілуі мүмкін бе?

Бірінші сұраққа жауап әзірге теріс: бізге инфляциялық космологияның аясында Ω  1 табиғи жолмен алу тәсілі белгілі емес. Тіпті мұны жасау қолдан келіп жатқан күннің өзінде де, тәрізі, бұл V () потенциалын өте арнайы таңдау кезінде және параметрлерді шеберлікпен орайластырудың есебінен болуы мүмкін, бұл үшін әзірге негіздемелер көрініп отырған жоқ.

Осыларда диабатикалық ұйытқулардың спектрі толқындардың үлкен ұзындықтарының облысында бір қалыпты кемитін модельдерді тұрғызуға, түптеп келгенде, болады, бірақ бұл айтарлықтай қиын. Бізге белгілі осы тәріздес айтарлықтай ақылға сыйымды жалғыз ғана теория Калуца – Клейн теориясында кеңеюды зерттеуге негізделген Шафи – Веттериш моделі болып табылады [237]. Осы модельдің ерекшелігі,  скалярлы өрістің (осының рөлін жинақыландыру радиусының логарифмі ойнайтын) инфляциясы мен эволюциясының екі әртүрлі, тиімді V () және W () потенциалдарының көмегімен сипатталатындығынан тұрады. Өкінішке орай, осы модельде кеңею үшін қажетті бастапқы жағдайларды іске асыру қиын (9 тар. қар.). Тағы бір ұсыныс, бұл алдымен бір, ал кейіннен басқа скалярлы өріспен анықталатын кеңеюдың нәтижесінде түзілетін спектрлерді зерттеуден тұрды [238]. Алайда, барынша табиғи бастапқы жағдайлар кезінде кеңеюдың соңғы сатылары ең жалпақ потепнциалы бар (ең аз m² және  параметрлері бар) өріспен анықталады. Сондықтан, әдетте, екі сатылы кеңею кесілуге емес, аса «ауыр»  өрісінің доминанттылық сатыларында түзілетін толқындардың үлкен ұзындықтарының облысында σρ/ρ шамасының одан бетер күрт артуына алып келеді.

Солай болса да, жоғарыда қойылған сұрақтарға (біріншісін қоспағанда) жауап оң болып шығады. Модельдердің айтарлықтай кең санатында адиабатикалық ұйытқулардан өзге сондай-ақ изотермиялық (239, 240) ұйытқулар түзіледі, әрі олардың спектрі убывать ұзын толқындар облысында (239, 241) кемуі мүмкін. Әсіресе қызықты әсерлер кеңеюдың кеш сатыларында (Ғаламға тағы е⁵⁰ - е⁶⁰ есе кеңею қалғанда) жүруі мүмкін фазалық ауысулармен байланысты болып отыр. Жекелей алғанда, мұндай фазалық ауысулар бір немесе бірнеше максимумдарды (242) қамтыған спектрі бар тығыздықтың ұйытқуларына, экспоненциалды үлкен пернелердің, домендік қабырғалардың, көпіршіктердің және Ғаламның ірі ауқымды құрылымының қалытаптасуында айтарлықтай рөл ойнай алатын басқа нысандардың пайда болуына алып келуі мүмкін 125, 243]. Жоғарыда аталған мүмкіндіктердің кейбірі § 7.7 және 7.8 талқыланатын болады.