Космология с первичным скейлинговым полем

Слабо взаимодействующее скалярное поле Φ с простым экспоненциальным потенциалом V = M_P^4 exp(−λΦ/M_P), где M_P — приведённая масса Планка, а λ > 2, имеет аттракторное решение во Вселенной, доминируемой излучением или веществом, при котором оно имитирует масштабирование доминирующего компонента, внося фиксированную долю Ω_φ (определяемую λ) в плотность энергии. Такие поля естественным образом возникают в теориях физики частиц с компактифицированными измерениями; значения λ при этом могут обеспечивать космологически значимую Ω_φ. При естественных начальных условиях для скалярного поля в ранней Вселенной аттракторное решение устанавливается задолго до эпохи формирования структуры и, в отличие от решений, используемых в других скалярно-полевых космологиях, не связано с энергетическим масштабом скалярного поля, характерным для поздних эпох. Мы подробно исследуем эволюцию возмущений вещества и излучения в стандартной инфляционно-мотивированной космологии с Ω = 1, доминируемой тёмной материей, с этим дополнительным полем. Используя полный расчёт Эйнштейна—Больцмана, мы сопоставляем наблюдаемые величины с современными данными. Мы обнаруживаем, что при Ω_φ ≃ 0,08–0,12 эти модели согласуются с крупномасштабными анизотропиями космического микроволнового фонового излучения, обнаруженными COBE, линейной дисперсией масс, полученной по данным обзоров галактик, нуклеосинтезом Большого взрыва, распространённостью богатых скоплений и ограничениями, установленными по системам Лайман-альфа на больших красных смещениях. Учитывая простоту модели, её теоретическую мотивацию и успешное согласие с наблюдениями, мы утверждаем, что её следует рассматривать наравне с другими современными моделями формирования структуры, остающимися жизнеспособными.