6.2. КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ ПРОВЕРКИ ГРАВИТАЦИОННЫХ ТЕОРИЙ

Поскольку общая теория относительности удовлетворяет Сильн. ПЭ, наблюдательная космология включает в себя лишь измерение чисто космологических параметров, таких, как параметр хаббловского расширения параметр плотности где сегодняшняя средняя плотность Вселенной, параметр ускорения (более подробные определения космологических параметров см. в МТУ [1], § 29). В случае однородных и изотропных космологических моделей с равной нулю космологической постоянной для того, чтобы однозначно задать космологическую модель, достаточно двух из вышеуказанных параметров, скажем (Чтобы определить поведение модели в прошлом, в любом случае необходимо знать уравнение состояния вещества или, что эквивалентно, плотность излучения.) Однако в случае теорий, нарушающих Сильн. ПЭ, влияние глобальной структуры на локальную гравитационную физику приводит к появлению новых параметров, которые необходимо определять, например это отношение измеряемой гравитационной постоянной к «чистой» (затравочной) константе взаимодействия которую дает теория; это темп изменения или значения некоторых или всех ППН-параметров. Например, в скалярно-тензорных теориях, чтобы однозначно задать космологическую модель, необходимо знать и функцию тогда как в биметрической теории Розена (с плоской фоновой метрикой) модель однозначно определяется величинами или и ППН-параметром , где индекс 0 указывает на то, что значения величины берутся в настоящий момент [250]. Когда наблюдаемые значения этих параметров используют в качестве граничных условий, то может возникать вопрос, согласуются ли космологические модели в этих теориях с такими наблюдениями, как существование и изотропия микроволнового фонового излучения, распространенности гелия и дейтерия,

наблюдаемые значения или ограничения на параметр . В теории Бранса — Дикки, например, такие модели, которые согласуются с наблюдениями, построить можно, правда, чем больше значение со (требуемое экспериментами в Солнечной системе, разд. 3), тем более близки эти модели по своим свойствам к моделям в общей теории относительности. Однако в биметрической теории Розена и в теории расслоения Ни космологические модели, согласующиеся с современными значениями космологических и локальных параметров, предсказывают в некоторых случаях «отскок» в прошлом, а не «большой взрыв». Кейвз [250] показал, что такой отскок возникает при характерных плотностях и температурах более низких, чем это необходимо для ионизации водорода. Следовательно, в подобных моделях очень трудно достичь такого сжатия, чтобы возникло наблюдаемое микроволновое фоновое излучение, и невозможно получить наблюдаемую распространенность гелия с помощью первичного нуклеосинтеза.

Если Вселенная анизотропна, то теории, нарушающие Сильн. ПЭ, могут предсказывать анизотропные ППН-параметры [251]. Нордтведт [219, 251], воспользовавшись измерениями земных приливов и наблюдениями смещения периастра двойного пульсара, установил пределы на некоторые из таких анизотропий; эти пределы лежат в интервале от до Отметим, что недавние наблюдения микроволнового фона указывают на изотропность Вселенной, по крайней мере, с точностью

Сама Вселенная, возможно, станет ареной захватывающего, очень точного сопоставления гравитационной теории и эксперимента.