暴漲宇宙與宇宙學(xué)常數(shù)問題

摘 要： 假設(shè)在宇宙暴漲時期，宇宙學(xué)“常數(shù)”不再是一個常數(shù)而是一個變化的量，并且由于它與暴漲場之間具有的相互作用，解決了宇宙學(xué)常數(shù)的精細(xì)調(diào)節(jié)問題.同時，這種相互作用也使得暴漲宇宙模型不僅能夠預(yù)言大的張標(biāo)比、正確的擾動譜，而且能預(yù)言大的譜指數(shù)跑動.此外，暴漲所需要的e-folding數(shù)也大到足夠解決大爆炸宇宙學(xué)中的視界、平坦性等問題.

關(guān)鍵詞： 暴漲宇宙； 宇宙學(xué)常數(shù)； 張標(biāo)比； 譜指數(shù)

中圖分類號： O 412.1 文獻(xiàn)標(biāo)識碼： A 文章編號： 1000-5137（2014）04-0378-06

在最簡單的暴漲宇宙模型中，一個被稱為暴漲子的標(biāo)量場驅(qū)動著宇宙加速膨脹.為了能夠使宇宙在早期有足夠長的暴漲時間，這個標(biāo)量場需要有一個非常平坦的勢能V（）.當(dāng)暴漲開始的時候，它將從勢能高的地方緩慢地滾向勢能低的地方.這個過程就稱為慢滾暴漲.現(xiàn)在雖然有很多暴漲模型，但是人們對暴漲子的本質(zhì)還知之甚少.在暴漲場候選者當(dāng)中，希格斯粒子是最佳人選，因?yàn)樗粌H在粒子物理標(biāo)準(zhǔn)模型中起到重要作用，而且是迄今為止人們觀測到的第一個標(biāo)量粒子.希格斯粒子的發(fā)現(xiàn)應(yīng)當(dāng)歸功于工作在歐洲大型強(qiáng)子對撞機(jī)（LHC）的科學(xué)家與工程師們[6-7].可是，要讓希格斯粒子實(shí)現(xiàn)早期宇宙的暴漲并不是件容易的事情，因?yàn)樗鼰o法給出正確的密度擾動幅度，具體的分析見文獻(xiàn)[8].

然而，通過一些間接的方法還是可以得到相對平坦的勢能.比如：文獻(xiàn)[9]中，通過引入希格斯粒子與引力場的非最小耦合相互作用，即Lint～ h2R，在共形變換之后，的確能夠得到一個足夠平坦的勢能.雖然該模型能夠?qū)崿F(xiàn)暴漲，給出正確的功率譜，但卻不能預(yù)言一個比較大的張標(biāo)比.文獻(xiàn)[10]中討論了這一問題，并指出該模型的預(yù)言是無法和BICEP2的結(jié)果相吻合的.在文獻(xiàn)[8]中也介紹了另外一些希格斯暴漲模型.在這些模型中，有一個非常有意思的模型，稱為希格斯混沌暴漲模型，見文獻(xiàn)[11].在這個模型中，通過所謂的跑動動能暴漲[12-13]，希格斯粒子實(shí)現(xiàn)了混沌暴漲模型中的平方勢能.在暴漲時期，希格斯粒子的動能項(xiàng)會被修改，但是暴漲結(jié)束后，h依然回到正則的形式.該模型能夠預(yù)言一個和混沌暴漲模型中取平方勢能時相同的張標(biāo)比.

2 總 結(jié)

最近，由BICEP2實(shí)驗(yàn)組觀測到的宇宙微波背景輻射光子極化的B模式極大地推進(jìn)了早期宇宙和基礎(chǔ)物理的研究.所測量到的張標(biāo)比r≈0.2在區(qū)分和排除暴漲模型的時候，顯示了強(qiáng)有力的力量.希格斯粒子是最有希望成為暴漲場的基本粒子，但是它的質(zhì)量mh～O（102）GeV要遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于暴漲子的質(zhì)量m～O（1013）GeV.為了解決這一等級問題，需要引入希格斯粒子與引力的非最小耦合或者非正則動能項(xiàng).通常，希格斯粒子預(yù)言了一個比較小的張標(biāo)比，不能很好地解釋BICEP2的結(jié)果.現(xiàn)有的慢滾暴漲模型雖然可以預(yù)言一個大的張標(biāo)比，但是往往預(yù)言一個比較小的譜指數(shù)跑動，這與實(shí)驗(yàn)觀測有所沖突.另外，宇宙學(xué)常數(shù)的精細(xì)調(diào)節(jié)問題一直困擾著人們.本文作者建議在暴漲時期考慮可變的宇宙學(xué)“常數(shù)”，從而同時解決了以上者兩個問題.

參考文獻(xiàn)：

[1] OVERDUIN J M，COOPERSTOCK F I.Evolution of the scale factor with a variable cosmological term[J].Phys Rev D，1998，58：043506[astro-ph/9805260].

[2] ADE P A R，AIKIN R W，BARKATS D，et al.[BICEP2 Collaboration].BICEP2 I：Detection Of B-mode Polarization at Degree Angular Scales[J/OL].arXiv：1403.3985[astro-ph.CO].

[3] GUTH A H.The inflationary universe：A possible solution to the horizon and flatness problems[J].Phys Rev D，1981，23（347）：347-356.

[4] LINDE A D.A new inflationary universe scenario：A possible solution of the horizon，flatness，homogeneity，isotropy and primordial monopole problems[J].Phys Lett B，1982，108（6）：389-393.

[5] ALBRECHT A，STEINHARDT P J.Cosmology for grand unified theories with radiatively induced symmetry breaking[J].Phys Rev Lett 1982，48：1220-1223.

[6] AAD G，ABAJYAN T，ABBOTT B，et al.[ATLAS Collaboration].Observation of a new particle in the search for the Standard Model Higgs boson with the ATLAS detector at the LHC[J].Phys Lett B，2012，716（1）：1-29.

[7] CHATRCHYAN S，KHACHATRYAN V，SIRUNYAN A M，et al.[CMS Collaboration].Observation of a new boson at a mass of 125 GeV with the CMS experiment at the LHC[J].Phys Lett B，2012，716（1）：30-61.

[8] 馮朝君，李新洲.希格斯粒子與暴漲宇宙[J].上海師范大學(xué)學(xué)報(bào)：自然科學(xué)版，2014，43（4）：384-390.

[9] BEZRUKOV F L，SHAPOSHNIKOV M.The Standard Model Higgs boson as the inflaton[J].Phys Lett B，2008，659（3）：703-706.

[10] COOK J L，KRAUSS L M，LONG A J，et al.Is higgs inflation dead[J/OL].arXiv：1403.4971[astro-ph.CO].

[11] NAKAYAMA K，TAKAHASHI F.Higgs chaotic inflation in standard model and NMSSM[J].Journal of Cosmology and Astroparticle Physics，2011（2）：10，1～9.

[12] NAKAYAMA K，TAKAHASHI F.Running kinetic inflation[J].Journal of Cosmology and Astroparticle Physics，2010，11：009，1～24.

[13] TAKAHASHI F.Linear inflation from running kinetic term in supergravity[J].Phys Lett 2010，693（2）：140-143.

[14] ADE P A R，AGHANIM N，ARMITAGE-CAPLAN C，et al.[Planck Collaboration].Planck 2013 results.XXII.Constraints on inflation[J/OL].arXiv：1303.5082[astro-ph.CO].

[15] LI M，LI X D，WANG S，et al.Dark energy：A brief review[J].Front Phys China，2013，8（6）：828-846.

[16] 馮朝君，李新洲.無窮級數(shù)單標(biāo)量場暴漲宇宙模型與原初引力波[J].上海師范大學(xué)學(xué)報(bào)：自然科學(xué)版，2014，43（4）：391-398.

Abstract： By assuming the cosmological “constant” is no longer a constant during the inflation epoch，it is found that the cosmological constant fine-tuning problem is solved.In the meanwhile，inflation models could predict a large tensor-to-scalar ratio，correct power spectral index and a larger running of it.Furthermore，the e-folding number is large enough to overcome the horizon，flatness problems in the Big Bang cosmology.

Key words： inflation； cosmological constant； tensor-to-scalar ratio； power spectra

（責(zé)任編輯：顧浩然）