Próżnia Buncha-Daviesa

W kwantowej teorii pola w zakrzywionej czasoprzestrzeni istnieje cała klasa stanów kwantowych na tle przestrzeni de Sittera, które są niezmienne we wszystkich izometriach : alfa-próżnia. Wśród nich jest taka, której skojarzone funkcje Greena weryfikują warunek (warunek Hadamarda) polegający na zachowaniu się na stożku świetlnym jak w płaskiej przestrzeni. Ten stan jest zwykle nazywany próżnią Buncha-Daviesa lub próżnią euklidesową , właściwie został po raz pierwszy uzyskany przez NA Chernikova i EA Tagirova w 1968 r., A później przez C. Schomblonda i P. Spindela w 1976 r. W ramach ogólnej dyskusji na temat niezmienników Funkcje Greena w przestrzeni de Sittera. Próżnię Buncha-Daviesa można również opisać jako generowaną przez nieskończony ślad czasu z warunku, że skala fluktuacji kwantowych jest znacznie mniejsza niż skala Hubble'a . Stan nie posiada kwantów w asymptotycznej przeszłej nieskończoności.

Stan Buncha-Daviesa to stan zerowych cząstek widziany przez obserwatora geodezyjnego , to znaczy obserwatora, który spada swobodnie w stanie rozszerzającym się. Stan wyjaśnia pochodzenie perturbacji kosmologicznych w modelach inflacyjnych.

Zobacz też

• Kwantowa teoria pola w zakrzywionej czasoprzestrzeni
• Efekt Unruha
• Promieniowanie Hawkinga
• Inflacja (kosmologia)

Dalsza lektura

•   Greene, Brian R.; Parikh, Maulik K; van der Schaar, Jan Pieter (28 kwietnia 2006). „Uniwersalna korekta próżni inflacyjnej”. Journal of High Energy Physics . 2006 (4): 057. arXiv : hep-th/0512243 . Bibcode : 2006JHEP...04..057G . doi : 10.1088/1126-6708/2006/04/057 . S2CID 16290999 .