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非線形安定な重力・スカラー理論
白水 徹也名古屋大学大学院多元数理科学研究科
神戸大学 素粒子宇宙論研究室セミナー 2014年4月30日
Nozawa and Shiromizu, Physical Review D89, 023011(2014)
Content
1. Introduction
2. Positive mass theorem
3. Einstein-scalar system
4. Future issues
1. Introduction
加速膨張と重力
宇宙の加速膨張の発見
一般相対論 ⇒ 宇宙項/ダークエネルギー
或は、重力理論の修正
様々な模型の提案がなされている。
更なる実験・理論からの制限が望まれる。
理論からの制限?
新しい指導原理の可能性
より現実的に、一般相対論をお手本に
一般相対論は非線形レベルでの安定性が保証されている。
Positive mass theorem(PMT)
そもそも線形レベルで安定な理論を構築することは当然要求されることであるが、非線形レベル(full order!)での安定性を見極めることは一般に難しい。しかし、挑戦してみよう。
Positive mass theorem(PMT)
Einstein方程式 + (dominant) energy condition
・漸近的に平坦, 正則な時空の質量は非負(M≧0).
・M=0⇔平坦時空 (時空の剛性)
Schoen&Yau 1981, Witten 1981
r
Mgij
21~
“正則な時空の基底状態は平坦時空”
目標
Positive mass theoremが成り立つ理論の構築を目指す!
参考:Boucher, Townsend, 1994
matterLUXRgxdS )(4
gX2
1
22
)(12)(
8)(
W
d
dWU
漸近的にanti-deSitter時空が主な考察の対象(漸近的に平坦な場合も含む)
deSitter-anti :constant )( ) W例
今回
matterLXKRgxdS ),(24
gX2
1
)(form canonical) UXKcf
2つの場合に限られる。(i)
(ii)
22/1 )(12)()(
24
WX
d
dWK
22
)(12)(
8)(
W
d
dWXUXK
action
Nozawa & Shiromizu 2014
宇宙論的な解を含まない
標準形+”superpotential”
2. Positive mass theorem
Back to Witten 1981
正定値性: essence
方程式Witten-Dirac 0 i
i
i
Si dSM
~
di
i )(
d 22||
dT 2
00
2 ||||~ 0
行列Dirac : spinor, :
0 If 00 T 0 M
剛性
0
0||||~ 2
00
2 dTM
0 R Minkowski時空
04
1],[
ijji R
より正確には
iN :
VGiN 2
0 i
i
duNdSN
2
1
ベクトルの未来向きの単位法線時間一定面 : u
][0 , i
dVGTdSNGM i
0
2 8||22
18 0
iV :
≧0 (dominant energy condition)
Nester tensor
3. Einstein-scalar system
Nozawa & Shiromizu 2014
Model
matterLXKRgxdS 2),(24
gX2
1
action
KgKT X )(
)()( matterTTG
一般にエネルギー条件を満足していない。
変更の余地
0ˆ ,)(ˆ i iA
ˆ
Dirac-Witten方程式 0 i
i
遠方で十分早く減衰し、質量への寄与がなくなるとする。
Nester tensor
)(ˆˆ)(
)(2
ˆˆ2ˆ
AAiAAi
FFi
VGiN
)(2 ][][ AAAF
AA 要請1
符号がコントロールできない
)(2
ˆˆ2ˆ FFi
VGiN
質量の表式
0ˆ ,)(ˆ i iA
RgRG 2
1:
FiS :
)(2: ][][ AAAF
iV
uSVGidGM ˆˆ28
戦略
spinor: 0ˆ ii
i
SidSM
ˆ~
di
i )ˆ(
dSTT matter 0)(
0000
2|ˆ|
KgKT X )(
Einstein方程式
この部分が非負になるようなスカラー場の理論の構成を行う。
FiS :
)(2: ][][ AAAF
Aμの候補
dSTTM matter 0)(
0000
2|ˆ|
)(, T
SAA 2,
Aはスカラー場に依存している筈であるが、スカラー場の微分∂Φは入らないであろう。
AA を満足するものとして
)(WA
dSTTM matter 0)(
0000
2|ˆ|
)(WA
Sμの表式
FiS
d
dWXfXf
)(),(4),(
2
1: 1
KgKT X )(
キャンセルするようなK探す
2124 WVWi
222222 12)(8)(
2
1WWfffVi
要請2
22
22
2
)(12)(
8
W
d
dWfXfK
fKX
0|| 20)(
00 ST
理論の絞り込み
22
22
2
)(12)(
8
W
d
dWfXfK
fKX
2
2
)(128
WK
WKXK
X
X
088
2
22
X
XX
X
XXK
WXK
K
WKXK
0)( XXKi
08
)(2
2
XK
WXii
22
)(12)(
8)(
W
d
dWXUXK
22/1 )(12)()(
24
WX
d
dWK
Case (ii)
22/1 )(12)()(
24
WX
d
dWK
一様等方宇宙に対して
)(t 02/2 X
う。が純虚数になってしま因子 2/1)( X
Case (ii)は宇宙論には用いることができない。
まとめ
matterLXKRgxdS ),(24
gX2
1
(i)
(ii)
22/1 )(12)()(
24
WX
d
dWK
22
)(12)(
8)(
W
d
dWXUXK
actionNozawa & Shiromizu 2014
No cosmological solution
Canonical form with “superpotential”
4. Future issues and others
Future issues
・より一般の系に対しては?
・修正重力理論?Non-linear massive gravity,…
・spinorを用いた手法は超重力理論へのバイアスが働いている可能性がある。Positive energy theoremに対するSchoen-Yauによる別証明を採用すると議論はどう変わるのか?同じ結果が出れば嬉しい。
AA
)(WA 最善の選択か?
R+R2
2
2
4
2
1RRgxdS
Strominger 1994
2R を満たす漸近的に平坦な時空の質量は非負。
)1ln(: ,)1(~ 22 RgRg
)()
~(
2
3~~~ 24 VRgxdS2
2
)1(2
)( eV
Dominant energy conditionを満足しているEinstein理論と等価。
証明: )(V
Non-linear massive gravity
非線形レベルでの安定性の全貌は明らかでない。
球対称の場合 Volkov 1404.2291
・漸近的に平坦で正則で質量は非負な場合がある。・質量に下限がない場合もある(非線形レベルではghostがある)。・正質量セクターと負質量セクター間の遷移はない。
球対称性を外すと結論がどうなるか依然不明。
基礎1:一般相対論と加速膨張
一般相対論
GTRgR 82
1
時空の曲がり具合(幾何学) 物質のエネルギー(質量)
アインシュタイン方程式
・ブラックホール
・膨張宇宙
物質と減速膨張宇宙
)3(3
4P
G
a
a
))(( 2222222 dzdydxtadtcds 一様等方宇宙
圧力
エネルギー密度
:
:
P
0 0,0 aP
加速膨張の意味すること
08
定数G
P
03 0 Pa
観測的には、宇宙定数
が優勢であることが示唆されている。
023 P
基礎2:Positive mass theorem
共変微分
ˆˆ
ˆˆ
4
1
ˆˆ
ˆˆ
4
1 ,
ˆˆ
ˆˆ
ˆˆ
ˆˆ
ˆˆ
4
1)(
局所Lorentz変換 ˆˆ
ˆˆˆˆ
ˆ
ˆ
ˆˆ
ˆ
ˆ
ˆˆ
0:ˆ
ˆˆˆˆ
ˆ
ˆˆˆˆ
eeeeeeD
0 gD
Witten spinor
0 i
iD
],[)()(8
1 ,)( ˆˆ
ˆˆ)1()1(
klj
l
i
jk
i
n
i
n
ii eDeD
ji
l
j
k
ikl eeg ˆ̂ˆˆ )()(
S
cehypersurfa spacelike dim.-1)-(n :),( q
(Dirac-Witten equation)
0 r
We have solutions which are asymptotically
approaches a constant spinor
Proof
2)1(22 ||4
1||||
2
1 RDDD n
i
i
2)1(22
0 ||4
1||.).(
2
1||8 RDccDdSM ni
iADM
0 0)1(
ADM
n MR
0],[ ],[ 0 0 )1( lk
ijkl
n
jiiADM RDDDM
∑ is flat space
Surface integral
00
00
)1(
11
)1(
0
11
1
)(4
1
)(.).(2
1
j
ji
j
ij
i
A
A
i
i
j
njn
hhdS
dSdSccDdS
01
)1(
0101 nD
0
)1(
101010
0
)1(
10
0
)1(
0)(
0)( 0
i
ni
A
A
i
n
i
i
i
n
i
i
i
iD
1
)1( 1],)[(
16
1njk
j
i
kk
i
j
i
n
rOhh
ki
kjj
i
j
i
ijijij eheehg )(2
1)( )( ,
ˆ)0(ˆ(0)ˆ
1
付録1:Horndeski理論
作用
),(2 XKL
5432
4 LLLLgxdS
2
33 ),( XGL
222
444 )()(),( XGRXGL
32232
5
55
)(2))((3)(6
1
),(
XG
GXGL
metricとsingle scalarの2階微分方程式の一般形
付録2:Strominger 1984の拡張
一般化
2
2
4
2
1RRgxdS
)2/1( /2 Rを満たす漸近的に平坦な時空の質量は非負。
)1ln(: ,)1(~ 22 RgRg
)()
~(
2
3~~~ 24 VRgxdS2
2
2
)1(2
1)(
eV
Dominant energy conditionを満足しているEinstein理論と等価。
D次元
2
22
1RRgxdS D
/2R を満たす漸近的に平坦な時空の質量は非負。
2
1
2
2 1 ,ln)2(: ,~
DRDgg
)()
~(
2
1~~~,
2 D
D VD
DRgxdS
2
)2(2
4
)2(2
2
2
,2
1)(
D
D
D
D
D eeV
Dominant energy conditionを満足しているEinstein理論と等価。
)(V