Содержание к диссертации
Введение
1. Современное ускоренное расширение Вселенной в рамках многомерной гравитации 22
1.1 О моделях квинтэссенции 22
1.2 -мерная гравитация 24
1.2.1 Приближение медленного изменения. Редукция к меньшему числу измерений 26
1.2.2 Переход к картине Эйнштейна 28
1.3 Два фактор-пространства: инфляция и современное ускорение 29
1.3.1 Инфляция 29
1.3.2 Стадия доминантности вещества 31
1.3.3 Современная стадия 34
1.4 Выводы по главе 1 39
2. Вариация постоянной тонкой структуры 40
2.1 Проблема пространственных и временных вариаций постоянной тонкой структуры 40
2.2 О теоретических моделях, описывающих вариацию постоянной тонкой структуры. 43
2.3 Выбор космологической модели 47
2.4 Возмущения, зависящие от , и вариации постоянной тонкой структуры 54
2.5 Выводы по главе 2 60
3. Образование радиона на LHC в процессе слияния вектор ных бозонов 63
3.1 Введение 63
3.2 Космологические модели с радионом 65
3.3 Бозон Хиггса и дополнительные измерения на LHC 67
3.4 Смешивание полей радиона и Хиггса. Взаимодействие ради-она с полями СМ 69
3.5 Процесс слияния векторных бозонов 72
3.6 Процесс образования радиона 73
3.7 Фоновые процессы СМ 74
3.8 Основные результаты 75
3.9 Выводы по главе 3 76
Заключение 85
Приложение 87
Список литературы 89
- Приближение медленного изменения. Редукция к меньшему числу измерений
- Проблема пространственных и временных вариаций постоянной тонкой структуры
- Космологические модели с радионом
- Основные результаты
Введение к работе
Актуальность темы
В последние десятилетия появились принципиально новые экспериментальные и наблюдательные данные, не вписывавшиеся в существовавшие теории и модели Вселенной и физики элементарных частиц. Все это свидетельствует в пользу разработки новых подходов для объяснения существующего массива накопленных экспериментальных данных. Так, обнаруженное в конце девяностых годов XX века ускоренное расширение Вселенной (см. [1,]) возродило интерес исследователей к проблеме космологической постоянной. Дальнейшие наблюдения, в частности, измерение характеристик микроволнового фонового излучения в космическом эксперименте WMAP [], подтвердило существование некой формы энергии, имеющей подавляющий вклад в общую плотность Вселенной по сравнению с вкладом темной материи и барионного вещества. Обнаруженная новая форма энергии, именуемая в литературе темной энергией или космологической постоянной, может быть ответственна за современное ускоренное расширение Вселенной. Вопрос о физической природе темной энергии до сих пор открыт и интенсивно обсуждается в научной литературе. Изучение специфических свойств темной энергии крайне важно для построения полной космологической картины Вселенной.
Другой не менее важный вопрос, однозначное решение которого в настоящий момент представляется затруднительным, касается проблемы возникновения наблюдаемой Вселенной. Стандартная космологическая мо-3
дель и Стандартная Модель элементарных частиц не дают ответа на вопрос, какие именно физические процессы привели к образованию и последующему расширению Вселенной. Наиболее популярный на сегодняшний день подход, в рамках которого удается решить многие проблемы, основан на теории инфляционной Вселенной (см., например, основополагающие работы [, ]). Инфляционный сценарий является неотъемлемой частью подавляющего большинства современных космологических моделей и помимо физической согласованности, он также предлагает возможности своей косвенной наблюдательной проверки.
Исследование вариации фундаментальных физических констант в последние годы стало еще более актуальным в свете указаний на обнаружение в результате измерения спектров далеких квазаров вариации постоянной тонкой структуры , которая составляет порядка 10-5 в относительных единицах (по сравнению с величиной , измеренной на Земле). Совместный анализ данных [] - [] разных лет позволяет говорить о дипольном характере пространственных вариаций постоянной тонкой структуры (в зависимости от направления наблюдения на небесной сфере). Помимо уточнения экспериментальных данных касательно вариации , необходимо построение теоретических моделей, учитывающих и объясняющих данную вариацию. Изучение возможности изменения значений фундаментальных физических констант имеет фундаментальное значение как для космологии, так и для физики элементарных частиц в целом.
Поиск экспериментальных проявлений существования дополнительных пространственно-временных измерений привлекает в последние годы все большее внимание как теоретиков, так и экспериментаторов. Это связано,
в частности, с возможностью работать в лабораторных условиях с энергиями, недостижимыми ранее, до запуска Большого Адронного Коллай-дера. Многомерные модели широко и успешно используются для объяснения так называемой проблемы иерархии масс, связанной с тем, что электрослабый масштаб на много порядков меньше планковского масштаба: Э.С. 1019 ГэВ. В подобных моделях предсказывается существование новых массивных частиц, которые могут проявлять себя при экспериментальных поисках на Большом Адронном Коллайдере. В частности, многообещающим является поиск на Большом Адронном Коллай-дере новой частицы – радиона, существование которой предсказывается в многомерной модели Рэндалл-Сандрам []. Обнаружение подобной частицы явилось бы прямым указанием на существование дополнительных измерений.
Цель работы
Целью работы является объяснение ряда наблюдательных эффектов на основе многомерной нелинейной гравитации, а именно построение непротиворечивой космологической модели, описывающей инфляционную стадию развития Вселенной, современное ускоренное расширение пространства и вариацию постоянной тонкой структуры, а также экспериментальный поиск дополнительных измерений.
Научная новизна работы
-
Построена космологическая модель, позволяющая единым образом описать как процесс инфляции, так и современное ускоренное расширение Вселенной. При этом рассматривается лишь исходное чисто гравитационное действие с нелинейными по кривизне слагаемыми без дополнительных предположений о существовании скалярных полей – это является отличительной чертой данной модели по сравнению с другими уже существующими, в которых наличие скалярных полей постулируется и никак не объясняется.
-
В рамках модели, основанной на многомерной нелинейной гравитации, объяснен эффект пространственной вариации постоянной тонкой структуры. При этом закон взаимодействия скалярного поля с полями материи получается естественным образом (как и само скалярное поле) в результате перехода от многомерного пространства-времени к наблюдаемому четырехмерному. Предсказана связь эффекта вариации постоянной тонкой структуры с вариацией плотности темной энергии.
-
Показана возможность обнаружения радиона в процессе слияния векторных бозонов в эксперименте на Большом Адронном Коллайдере при достижении им светимости 300 фбн-1 на энергетическом масштабе вплоть до 0.75 ТэВ.
Результаты, выносимые на защиту
-
Единое описание процессов инфляции и современного ускоренного расширения Вселенной в рамках многомерной нелинейной гравитации. Объяснение малости массы кванта инфлатонного поля и плотности темной энергии.
-
Объяснение эффекта пространственной вариации постоянной тонкой структуры. В рамках используемой модели получено значение величины относительной вариации , согласующееся с данными наблюдений. Предсказание того факта, что наряду с вариациями постоянной тонкой структуры, должна иметь место вариация величины плотности темной энергии, относительная величина которой и направление должны коррелировать с относительной вариацией и направлением диполя .
-
Обоснование целесообразности экспериментального поиска радиона в процессе слияния векторных бозонов и предложение способа выделения сигнала от радиона в подобном процессе при достижении светимости Большого Адронного Коллайдера в 300 фбн-1 и энергии в системе центра масс 14 ТэВ.
Практическая значимость работы
Практическая значимость работы заключается в том, что выполненные исследования демонстрируют широкие возможности подхода, основанного на многомерной нелинейной гравитации, в объяснении космологичских
эффектов. Это указывает на важность дальнейших исследований в данной области, что позволяет надеяться на получение новых интересных с научной точки зрения результатов.
Вклад автора
Личный вклад автора состоит в:
предложении модели, описывающей дипольный характер вариации постоянной тонкой структуры; вычислении непосредственной величины относительной вариации постоянной тонкой структуры, согласующейся с наблюдениями;
получении в рамках многомерной нелинейной гравитации Лагранжиана инфлатонного поля, обладающего необходимыми свойствами для единого описания процессов инфляции и современного ускоренного расширения Вселенной;
выполнении аналитических и численных расчетов, связанных с анализом динамики скалярных полей на различных стадиях развития Вселенной;
обосновании выбора процесса слияния векторных бозонов как перспективного для получения сигнала от новой частицы – радиона; проведении моделирования процесса рождения радиона и анализа основных фоновых процессов Стандартной Модели для выделения сигнала;
подготовке основных публикаций по выполненной работе.
Апробация работы
Основные результаты диссертационной работы были представлены на:
Международной конференции «Физические интерпретации теории относительности», г. Москва, Россия, 2013 г.
Международном научном семинаре «Нелинейные поля и релятивистские статистические системы в теории гравитации и космологии» и Российской школе «Математическое и компьютерное моделирование фундаментальных объектов и явлений», г. Казань, Россия, 2013 г.
Сессиях-конференциях секции ядерной физики ОФН РАН «Физика фундаментальных взаимодействий», г. Москва, Россия, 2011, 2012 гг.
Курчатовской молодежной научной школе, г. Москва, Россия, 2010 г.
Научной сессии НИЯУ МИФИ, г. Москва, Россия, 2009 г.
Десятой Баксанской Молодежной Школе Экспериментальной и Теоретической Физики БМШ ЭТФ, Приэльбрусье, Россия, 2009 г.
Международной конференция по гравитации, космологии и астрофизике RUSGRAV-13, г. Москва, 2008 г.
Публикации
По материалам диссертации опубликовано 7 научных работ, в том числе 4 в рецензируемых научных журналах, определенных ВАК РФ.
Структура и объем диссертации
Приближение медленного изменения. Редукция к меньшему числу измерений
Как уже упоминалось во Введении, нет единого мнения относительно того, какова физическая природа наблюдаемого ускоренного расширения Вселенной (или, другими словами, природа темной энергии). Темная энергия характеризуется уравнением состояния = / (где - давление, - плотность энергии) со значением —1/3.
Одним из наиболее простых кандидатов на роль темной энергии является космологическая постоянная с = — 1. Космологическая постоянная может являться следствием ненулевой энергии вакуума в физике частиц, но такой вакуум характеризуется гораздо большим масштабом энергии, чем наблюдаемый энергетический масштаб темной энергии. Таким образом, на данный момент не существует убедительной теории, объясняющей естественное происхождение малого значения энергии космологической постоянной из энергии вакуума физики частиц.
Альтернативные подходы для объяснения феномена темной энергии можно условно разделить на два класса: 1) модели, основанные на существовании специфической формы материи - квинтэссенции, k-эссенции (k-essence) или газа Чаплыгина (см, например, [31], [32]); 2) модели, базирующиеся на модификации законов гравитации на больших расстояниях (см. [33], [34]). В обоих случаях уравнение состояния оказывается зависящим от времени, что отличает эти классы моделей от модели CDM (-Cold-Dark-Matter).
Остановимся подробнее на моделях квинтэссенции. В таких моделях гравитация описывается общей теорией относительности, а Вселенная заполнена излучением, пылевидной материей и неким скалярным полем ф - квинтэссенцией. Поле ф предполагается минимально связанным с гра витацией. Медленно меняющееся значение поля вдоль потенциала У(ф) может обеспечить ускоренное расширение Вселенной. Этот механизм схож с инфляцией в ранней Вселенной, но разница в том, что необходимо учиты вать нерелятивистскую материю для правильного описания динамики тем ной энергии, и потенциал квинтэссенции должен иметь порядок величины РВЕ 10-47 ГэВ4, что намного меньше масштаба энергии инфлатонного потенциала. Потенциал квинтэссенции У(ф) должен иметь такую форму, которая обеспечивала бы ускоренное расширение Вселенной, т.е. /а 0 (где а - масштабный фактор, а точка означает дифференцирование по времени). Это может быть достигнуто в том случае, если поле квинтэссенции являет ся доминирующим в современной Вселенной и потенциал У(ф) достаточно плоский. Но этого оказывается недостаточно, т.к. ускорение расширения Вселенной должно было начаться не очень давно, при значении красного смещения z 1, и до этого момента поле ф должно было быть субдоми нантным. Оказывается, что все вышеперечисленные требования к полю квинтэссенции выполняются, если форма потенциала У(ф) определяется т.н. по тенциалом Ратра-Пиблза (Ratra-Peebles) [35]: где М - характерный масштаб энергии, и а 0.
Интересной особенностью такой модели (выбор потенциала в виде (1.1)) является то, что параметр уравнения состояния Шф изменяет свое значение при переходе от стадии доминантности излучения к стадии доминантности вещества, т.е. поле ф в своем роде "приспосабливает"свое поведение к закону изменения масштабного фактора. По этой причине поле ф в литературе часто именуют трэкером (tracker feld, от англ. track - следить, выслеживать). Другой важной особенностью является тот факт, что плотность энергии поля рф спадает медленнее с ростом масштабного фактора, чем плотность энергии излучения или вещества, и, следовательно, в конце концов будет вносить основной вклад в энергию Вселенной.
Для того чтобы описать современное ускоренное расширение Вселенной, масса поля ф (определяемая как гл2 = d2V(ф)/сіф2) должна быть очень маленькой: \тф\ Щ 10-33 эВ, где Щ - современное значение параметра Хаббла. Таким образом, трудно согласовать столь малое значение массы с масштабами энергии, характерными для физики частиц, что является недостатком.
Проблема пространственных и временных вариаций постоянной тонкой структуры
Как известно, в настоящее время существует указание на переменность лишь одной из фундаментальных физических констант (далее ФФК), а именно – постоянной тонкой структуры . Проведенный в последнее десятилетие анализ спектров поглощения различных ионов в удаленных квазарах привел к выводу о временных вариациях , и, по данным наблюдений (прежде всего, по данным, полученным от телескопа Keck на Гавайях), величина была в прошлом немного меньше, чем в современную эпоху (относительное изменение / порядка 10-5 [37]). В 2010 году были проанализированы новые данные, полученные от телескопа VLT (Very Large Telescope), расположенного в Чили, т.е. в Южном полушарии, и их сравнение с данными Keck привело к выводу о пространственных вариациях величины , т.е. о зависимости значений в далеком прошлом от направления наблюдений. Наблюдения в южной части небесной сферы с помощью телескопа VLT дали значения параметра в прошлом, несколько превышающие современные. Выявленная анизотропия носит дипольный характер [38] и была названа “австралийским диполем” [39]; авторы утверждают, что полученные результаты достоверны с точностью до 4. Ось диполя расположена следующим образом: склонение -61 ± 9deg, прямое восхождение 17.3 ±0,6 часа. Отклонения значений в произвольной точке пространства от ее современного значения о, измеренного на Земле, описывается формулой где — угол между направлением измерения и осью диполя, а расстояния измеряются в миллиардах световых лет. Достоверность этого вывода (по сравнению с “монопольной” моделью, в которой значения одинаковы во всех направлениях) оценивалась как 4.1.
Приведем также данные лабораторных экспериментов о возможных вариациях ФФК в современную эпоху. По вариациям наиболее жесткие ограничения получены при прямом сравнении хода атомных часов на оптических переходах в ионах алюминия и ртути (без участия ставших классическими цезиевых часов): (/)/ = (-1.6 ± 2.3) 10-17 в год [40], независимо от предположений о постоянстве или вариациях других констант. Данный результат близок по порядку величины к ограничениям, полученным ранее из анализа изотопного состава продуктов реакций в естественном ядерном реакторе, действовавшем в области Окло (Габон) приблизительно 2 миллиарда лет назад в течение 200-300 тысяч лет. В отличие от лабораторных измерений, результаты по Окло [41] и, в частности, весьма жесткое ограничение [42] опираются на предположение о том, что в течение прошедших 2 миллиардов лет величина , если и менялась, то равномерно. Это предположение, хотя и довольно естественно, в общем ниоткуда не следует. Итак, в современную эпоху —– по меньшей мере, на Земле, начиная со времен Окло —– параметр не изменяется быстрее чем приблизительно на 10-17 в год; если же, исходя из данных по удаленным квазарам, взять среднюю величину (ln )/ примерно за 10 млрд лет, получится темп изменений порядка 10-15 в год. Отсюда возможен вывод, что в эпоху ранее (возможно, существенно ранее) 2 миллиардов лет назад величина менялась относительно быстро, после чего меняться перестала или почти перестала. Подобную эволюцию параметра и должны объяснять теоретические модели; если же верить последним наблюдениям [38,43], то к этим требованиям добавилась необходимость объяснить пространственные вариации . Впрочем, нельзя исключить и такую возможность, что вариации носят исключительно пространственный характер, а наблюдаемая зависимость от времени связана с конечностью скорости света: находясь в фиксированной точке в фиксированный момент времени, мы наблюдаем сигналы из удаленных областей Вселенной, испущенные в более ранние космологические эпохи, и это приводит к невозможности разделения пространственной и временной зависимости параметров.
В последние годы в научной литературе также обсуждается возможность вариации величины плотности темной энергии. В частности, в работе [44] проведен анализ данных [45], полученных при рассмотрении углового распределения расстояний до сверхновых типа Ia (SnIa). Проведенный анализ указывает на существование диполя темной энергии с достоверностью на уровне 2. Относительное изменение величины плотности темной энергии вдоль направления диполя составляет по порядку величины 10-5 в относительных единицах, что схоже по порядку величины с относительным изменением величины . Более того, оба диполя имеют практически одинаковые направления на небесной сфере, что, возможно, указывает на общую природу подобных эффектов.
Космологические модели с радионом
Среди многомерных моделей в литературе большую популярность получили модели мира на бране (см., например, [29], [30]), в которых поля Стандартной Модели (СМ) рассматриваются захваченными на (3+1)-мерной гиперповерхности, в то время как гравитация может действовать во всем пространстве. Хотя широко обсуждается и другой тип теоретических моделей, в которых все поля СМ могут проникать в дополнительные пространства. В моделях подобного рода, называемых Универсальными Дополнительными Измерениями (Universal Extra Dimension, далее UED), каждая частица СМ рассматривается как башня Калуца-Клейновских (КК) частиц с разностью масс состояний, равной обратному размеру дополнительных пространств. Эти модели представляют интерес, т.к. они могут быть протестированы на существующих и будущих коллайдерных экспериментах.
В моделях UED эволюция радиона (скалярного поля, ассоциируемого с объемом дополнительно пространства) приводит к вариации многих фундаментальных констант. В частности, в работе [64] описывается, каким образом в картине Эйнштейна массы фермионов, калибровочные взаимодействия и масштабный параметр КХД получают зависимость от радиона. Также в работе обсуждаются космологические ограничения, накладываемые на эволюцию радиона и связанный с этой эволюцией темп изменения вышеприведенных констант, используя данные по микроволновому фоновому излучению, полученные WMAP, и данные по сверхновым типа Ia.
Также рассматриваются модели, в которых полей радиона может быть больше одного. Например, в работе [65] рассматривается космология моделей UED, в которых частицы СМ находятся на (4+n)-мерной бране (дополнительные пространственные измерения n – малые по размеру и компактные), а гравитация распространяется во всех (4+n+p) измерениях (при этом измерения p гораздо больше по размеру измерений n). В моделях подобного рода редукция к меньшему числу измерений в общем случае ведет к появлению по крайней мере двух полей радиона, одно из которых связано с общим объемом дополнительных пространственных измерений, а другое – с отношением размеров малых и больших дополнительных измерений. В [65] обсуждается влияние полей радиона на космологию ранней Вселенной и утверждается, что многие проблемы, связанные с существованием радиона, удается решить в предположении большой массы радиона – это позволяет радиону быстро распадаться на частицы СМ.
Возможно привлечение радиона и для описания процесса инфляции. Так, в работе [66] в качестве инфлатона выступает радион – показано, что в искривленном 5-ти мерном пространстве, ограниченном двумя бранами, поле радиона может иметь потенциал, пригодный для инфляции. Описанный в работе подход отличается от обычной схемы Рэндалл-Сандрам [60] тем, что в качестве фона используется линейный дилатон (скалярное поле основного пространства (bulk scalar), которое изменяется линейно с ростом размера дополнительного пространства).
Поиск бозона Хиггса и изучение его свойств являются основными задачами LHC. В 2012 году коллаборации ATLAS [75] и CMS [76] заявили об открытии новой частицы по результатам анализа каналов распада ZZ, 77 и WW. Распад на два Z-бозона указывает на то, что обнаруженная частица является нейтральным бозоном.
Имеющиеся экспериментальные данные совместимы с рождением и распадом бозона Хиггса СМ.
Обновленные результаты эксперимента ATLAS [77] по измерению массы обнаруженного бозона (4.8 фбн-1 при л/s = 7 ТэВ и 13 фбн-1 при л/s = 8 ТэВ для каналов) дают значение піц = 125.2 ± 0.3(стат.) ± 0.6(сист.) ГэВ.
Обновленные результаты эксперимента CMS [78] (для интегральной светимости 17.3 фбн-1, соответствующие энергиям в с.ц.м. 7 и 8 ТэВ) дают следующее значение массы, измеренной по каналу распада ZZ, когда оба Z-бозона распадаются на е+е и ц+ц пары: 126.2 ± 0.6 (стат.) ±0.2 (сист.) ГэВ. Угловые распределения лептонных пар в данном канале чувствительны к спин-четности бозона. В предположении нулевого спина существующие данные находятся в согласии с гипотезой истинно скалярной частицы, но ставят под сомнение гипотезу псевдоскалярной частицы.
Одним из пунктов программы исследований на Большом адронном кол-лайдере является поиск дополнительных пространственных измерений. Многомерные модели (см., например, [60] и [74]) могут предоставить решение проблемы иерархии масс (см. Введение). В этих моделях планковский масштаб Mj) в (n+4) измерениях оказывается гораздо меньше, чем в четырех измерениях. Если Mj) находится в ТэВ-ном диапазоне, на LHC могут образовываться микроскопические черные дыры с последующим испарением благодаря эффекту Хокинга. События, соответствующие распаду черных дыр, должны приводить к множественным трекам с большими поперечными импульсами. Однако анализ данных эксперимента ATLAS для значения интегральной светимости 1.3 фбн-1 не показывает [79] превышения событий над предсказанным уровнем СМ.
В [80] представлены результаты поиска свидетельств существования дополнительных пространственных измерений по результатам анализа событий с двухфотонными конечными состояниями, полученных в 2011 году в эксперименте ATLAS на LHC. Данные соответствуют интегральной светимости 2.12 фбн-1 и энергии л/s = 7 ТэВ рр-столкновений. Полученные данные на уровне достоверности 95% накладывают нижние пределы в интервале от 2.27 до 3.53 ТэВ на фундаментальный планковский масштаб модели ADD [74] с большими дополнительными измерениями, в зависимости от числа дополнительных измерений и используемого формализма теории. Результат обработки двухфотонных событий также исключает на уровне достоверности 95% значения масс гравитона в RS модели [60] меньше 0.79 (1.85) ТэВ для значений безразмерной RS константы к/ Mpl = 0.01 (0.1).
Основные результаты
Для проверки возможности выделения процесса (3.12) на фоне рассматриваемых процессов СМ, и, следовательно, обнаружения радиона, были построены распределения числа событий каждого из процессов (3.12), (3.13)-(3.16) по инвариантной массе четырех лептонов конечного состояния. Эти распределения для рассматриваемых нами значений масс радиона и значения вакуумного среднего радиона = 500 ГэВ представлены на рис. 3.5 -3.7.
Для подавления фона и более четкого выделения пика, соответствующего новой частице - радиону, распределения по инвариантной массе четырех лептонов были также построены с учетом дополнительных ограничений на число джетов, значения псевдобыстрот джетов и на значения инвариантной массы пары лептонов: где индекс j означает джет.
Распределения с учетом ограничений (3.17)–(3.21) представлены на рис. 3.8, 3.9, 3.10, 3.11, 3.12, 3.13. Из распределений видно, что данный выбор ограничений на кинематические величины позволяет существенно подавить фоновые процессы (3.13)–(3.16) и выделить интересующий нас про цесс (3.12).
На распределениях числа событий по инвариантной массе четырех леп-тонов конечного состояния (рис. 3.8, 3.9, 3.10, 3.11, 3.12, 3.13) виден четкий пик, отвечающий заданной массе радиона. Видно, что пик довольно узкий и требуется хорошее разрешение детектора для его измерения.
Для распределений по инвариантной массе четырех лептонов с учетом дополнительных ограничений (3.17)–(3.21) в области пика, соответствующего массе радиона, была вычислена значимость - отношение S/y/B, где S - число событий процесса (3.12), В - общее число событий фоновых процессов (3.13)–(3.16): в интервале масс радиона 200-300 ГэВ S/л/В 5, а в интервале масс 300-400 ГэВ S/л/В 4, что является положительным указанием на возможность обнаружения радиона в процессе (3.12).
В настоящей работе показано, насколько перспективным может быть процесс (3.12) для поиска радиона на Большом адронном коллайдере при достижении светимости в L = 300 фбн-1 и как, используя соответствующие ограничения на кинематические величины, добиться подавления фоновых процессов СМ (3.13)–(3.16) и обнаружения сигнала, соответствующего процессу с участием радиона. Проведенный анализ показывает, что возможно обнаружение радиона в процессах слияния векторных бозонов на энергетическом масштабе вплоть до 0.75 ТэВ.
Обнаружение радиона в экспериментах на LHC явилось бы подтверждением существования дополнительных измерений. Детальное изучение мод распада радиона, в частности, моды , отсутствующей в СМ, предоставило бы информацию о природе частицы и позволило определить параметры модели. В рамках настоящей диссертационной работы продемонстрированы возможности, предоставляемые многомерной нелинейной гравитацией для описания космологических процессов и эффектов. Получены следующие основные результаты:
1) Построена космологическая модель, единым образом описывающая как стадию инфляции со стадией постинфляционного нагрева, так и современное ускоренное расширение Вселенной. Получено малое значение космологической постоянной, согласующееся с наблюдениями. Показано, что масса кванта инфлатонного поля и величина плотности темной энергии в современную эпоху определяются начальными условиями, а не являются фундаментальными величинами.
2) Объяснен эффект пространственной вариации постоянной тонкой структуры и дипольный характер данной вариации. Получено значение величины относительной вариации , согласующееся с наблюдательными ограничениями. Предсказано, что должна существовать отличная от нуля вариация плотности темной энергии, которая также имеет дипольный характер (диполи темной энергии и постоянной тонкой структуры должны иметь практически одинаковые направления). Величина относительной вариации плотности темной энергии должна иметь такой же порядок, как и вариация .
3) Показано, что возможно выделение сигнала от радиона (в интервале масс радиона 200-400 ГэВ) в процессе слияния векторных бозонов в эксперименте на Большом Адронном Коллайдере при достижении им светимости в 300 фбн-1 и энергии в системе центра масс 14 ТэВ.