Relevance vakuové energie nebo kvintesence v astrofyzice a kosmologii

Současný stav úrovně poznání a výzkumné činnosti

Pozorování:
Současné kosmologické testy poskytují silné argumenty pro přítomnost nenulové repulsivní kosmologické konstanty. Modely "konkordance" pozorování fluktuací mikrovlnného kosmického pozadí a měření Hubbleovy konstanty upřednostňují parabolický model Vesmíru [1,2]. Parabolický model s nulovou kosmologickou konstantou zůstává silně znevýhodněn ve srovnání s parabolickým modelem zahrnujícím repulzivní kosmologickou konstantu, jak naznačuje analýza datpozorování  nových globularních klastrů a omezení na abundance baryonů [3]. Přímé geometrické testy zkoumající statistiku efektu gravitační čočky, měření úhlové velikosti některých standardních objektů a statistiky galaxií dávají silná omezení na povolenou hodnotu kosmologické konstanty. Výsledky statistiky efektu gravitační čočky u kvasarů a aktivních galaktických jader limitují příspěvek hustoty energie vakua, tj. repulsivní kosmologickou konstantu, do výše 66% kritické hustoty energie charakterizující parabolický vesmír, což způsobuje negativní tlak vakua vedoucí k urychlování rozpínání vesmíru. Data ze supernov s vysokým rudým posuvem ukazují na záporný decelerační parametr a dávají tak přímý důkaz současné urychlené expanze vesmíru. Nejnovější výsledky z WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) potvrzují předešlé výsledky [4].

Je velmi důležité pochopit roli efektivní repulzivní kosmologické konstanty ve vesmíru, tj. v kosmologických modelech a v astrofyzikálních situacích. Na druhé straně v rámci superstrunných teorií hrají důležitou roli anti-de Sitterovy prostoročasy [5]. Je tedy rovněž zajímavé získat informace o vlivu atraktivní kosmologické konstanty v astrofyzikálních situacích, obzvláště o vlivu na černoděrová pozadí, a na vlastnosti ostatních kompaktních objektů.

Teorie:
Inflační kosmologie se stala základním kamenem moderní kosmologie. Je první teorií umožňující predikce o struktuře vesmíru na velkých škálách založené na kauzální fyzice. Rozvoj inflační kosmologie otevřel velmi slibnou cestu k propojení fundamentální částicové fyziky s experimentem a pozorováním. Existuje široká paleta různých scénářů inflačního vesmíru počínaje základním Guthovým modelem přes Lindeho model chaotické inflace až k strunovým inflačním modelům. Klíčovou ingrediencí inflační kosmologie je přítomnost inflatonového pole s vlastnostmi podobnými vakuové energii, nebo ekvivalentně, efektivní kosmologické konstantě. Nedávné kosmologické testy ukazují, že pro vysvětlení současného Vesmíru je třeba vzít v úvahu nenulovou kosmologickou konstantu nebo analogickou ideu kvintesence. Současný stav Vesmíru je tedy dominován fyzikálním polem, temnou energií s vlastnostmi velmi podobnými inflatonovému poli relevantnímu ve velmi raných stádiích expanze vesmíru, ačkoliv se tyto formy pole značně liší ve škále hustoty energie.

Vakuová energie není jedinou možností, jak dostat záporný tlak a urychlovaný vesmír. Ve skutečnosti existuje několik možností generování negativního tlaku, nazývaných kvintesence (pátý element) [6, 7], jež poskytují urychlovaný vesmír v jeho současném stavu. Modely obsahující pátý element jsou inspirovány ideami chaotické inflace [8] a používají pole, jež se chovají podobně jako vakuová energie, mají negativní tlak, ale jejich hustota energie není fixována jako je tomu v případě vakuové energie. Navíc kvantový přístup k superstrunné M-teorii dokonce vede k myšlence "vyvíjející se" vakuové energie (kosmologické konstanty) [9,10].

Má proto smysl zabývat se také astrofyzikální relevancí polí pátého elementu nebo "vyvíjející se" vakuové energie a studovat vlivy nenulové kosmologické konstanty v astrofyzikálních a kosmologických modelech a srovnávat je s vlivem různých druhů kvintesence nebo "vyvíjející se" vakuové energie.

Standardní kosmologické modely s nenulovou kosmologickou konstantou byly rozsáhle diskutovány z teoretického hlediska Tolmanem [11] a ve spojitosti s pozorovatelnými kosmologickými parametry ve standardních učebnicích [12] a nedávno v práci [13]. Einsteinův-Strausův-de Sitterův model představující sféricky symetrickou hmotnou kondenzaci vnořenou do expandujícího Friedmanova vesmíru s kosmologickou konstantou byl zkonstruován v pracích [14, 15].

Roli nenulové kosmologické konstanty v astrofyzikálních situacích lze odhadnout zkoumáním jejího vlivu na černoděrové prostoročasy nebo prostoročasy nahých singularit. Pro tyto účely patří analýza pohybu testovacích částic a fotonů mezi fundamentální techniky. Takový pohyb je plně popsán geodetickou strukturou zkoumaného prostoročasu. Křivost prostoročasu může být vhodně demonstrována použitím vnořovacích diagramů dvojrozměrné, vhodně vybrané, prostorupodobné plochy do třírozměrného euklidovského prostoru - dobře známý příklad je "Schwarzschildovo hrdlo" [12]. Pro porozumění astrofyzikálním jevům v extrémně silných gravitačních polích černých děr a jiných kompaktních objektů může být užitečné studium vnořovacích diagramů jak obyčejné prostorové geometrie, tak optické geometrie, která umožňuje zavedení přirozeného newtonovského konceptu gravitačních a setrvačných sil a odráží některé skryté vlastnosti pohybu testovacích části [16].

V České republice byly takové studie realizovány naší opavskou skupinou a studiemi pražské skupiny prof. Bičáka zaměřenými především na radiační prostoročasy s nenulovou kosmologickou konstantou.

[1] J. P. Ostriker and P. J. Steinhart. Nature, 377:600, 1995.
[2] L. M. Krauss and M. S. Turner. General Relativity Gravitation, 27:1137, 1995.
[3] L. M. Krauss, Astrophys. J., 501(2):461-466, 1998.
[4] D. N. Spergel et. al. First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters. 2003. arXiv:astro-ph/0302209v3, accepted by the ApJ.
[5] A. Sen. Developments in superstring theory. In A. Astbury, D. Axen, and J. Robinson, editors, 29th International Conference on High Energy Physics, Vancouver, 23-29 July 1998, Singapore, 1999. World Scientific.
[6] R. R. Caldwell et al. Cosmological imprint of an energy component with general equation of state. Phys. Rev. Lett., 80(8):1582, 1998.
[7] L. Wang et al. Cosmic concordance and quintesence. Astrophys. J., 530(1):17-35, 2000.
[8] A. D. Linde. Particle Physics and Inflationary Cosmology. Gordon and Breach, New York, 1990.
[9] J. Ellis et al. Time-Dependent Vacuum Energy Induced by D-Particle Recoil. Gen. Relativity Gravitation, 32(5):943, 2000. arXiv: gr-gc/9810086.
[10] J. Ellis et al. "Is Nothing Sacred? Vacuum Energy, Supersymmetry and Lorentz Breaking from Recoiling D branes". arXiv: gr-gc/0005100, May 2000.
[11] R. C. Tolman. Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. The Clarendon Press, Oxford, 1969.
[12] C. W. Misner et al. Gravitation. Freeman, San Francisco 1973.
[13] G. Börner. The Early Universe. Springer-Verlag, Berlin-Heidelberg-New York, 1993.
[14] Z. Stuchlík. Bull. Astronom. Inst. Czechoslovakia, 34(3):129-149, 1983.
[15] Z. Stuchlík. Bull. Astronom. Inst. Czechoslovakia, 35(4):205-215, 1984.
[16] M. A. Abramowicz. Monthly Notices Roy. Astronom. Soc., 256(4):710-718, 1992.

Vymezení cílů výzkumného záměru na tomto poli

Inflační kosmologie se stala důležitým základem moderní kosmologie. Je první teorií založenou na kauzální fyzice, která umožňuje predikovat strukturu Vesmíru na velkých škálách. Rozvoj inflační kosmologie otevřel slibnou cestu pro spojení fundamentální fyziky s experimentem a pozorováním. Existuje široká škála různých scénářů inflačního vesmíru, počínaje základním Guthovým modelem přes Lindeho chaotický model, až k strunovým inflačním modelům. Klíčovou ingrediencí inflační kosmologie je přítomnost inflatonového pole s vlastnostmi podobnými vakuové energii, nebo, ekvivalentně, efektivní kosmologické konstantě. Aktuální observační data ukazují, že v současné době je Vesmír v akcelerované expanzi indukované efektivní kosmologickou konstantou, kterou lze vysvětlit kladnou vakuovou energií, nebo "pomalu se valícím" kvintesenciálním skalárním polem. Mechanismus akcelerace je stejný jak pro inflatonové pole na samém počátku vesmíru, tak pro kvintesenciální pole v současném vesmíru. Rozpad inflatonového pole dává vzniknout standardní, zpomalené expanzi Vesmíru popisované modelem Velkého třesku. Chování kvintesenciálních polí je naopak klíčem k osudu našeho Vesmíru. Nejdůležitější otázkou současné fyziky tudíž je: co je hnací silou našeho urychlovaného Vesmíru a jaké jsou její vlastnosti. Chceme porozumět projevům efektivní repulzivní kosmologické konstanty v astrofyzikálně relevantních situacích, jejímu vlivu na černé díry (nahé singularity), hmotné konfigurace, kosmické mikrovlnné pozadí, a pomoci tak nalézt odpovědi na fundamentální otázky týkající se vlastností hybné síly našeho urychlovaného Vesmíru.