С.В.Сушков, Е.Ю.Никитина
СТАТИЧЕСКОЕ СФЕРИЧЕСКИ СИММЕТРИЧНОЕ РЕШЕНИЕ В ТЕОРИИ ГРАВИТАЦИИ С ДВУМЯ СКАЛЯРНЫМИ ПОЛЯМИ
Топологические ручки, соединяющие удаленные области пространства, или "мосты", связывающие различные вселенные называются в физической литературе кротовыми норами [1, 2]. Как известно, необходимым условием для существования кротовых нор является присутствие в горловине "экзотической" формы материи, нарушающей изотропное энергетическое условие. Моделями, в рамках которых возможно нарушение энергетических условий, являются различные варианты скалярно-тензорной теории гравитации [3-9]. Отысканию точных решений в теории гравитации со скалярным полем посвящено множество работ; укажем важнейшие из них [3,10-15]. В данной работе мы получаем точное статическое сферически симметричное решение в теории с двумя минимальным образом связанными с гравитацией скалярными полями, одно из которых является обыкновенным и имеет правильный знак кинетического члена, а другое, называемое духовым полем, имеет отрицательную кинетическую энергию.
Рассмотрим теорию гравитации с двумя скалярными полями * и ,
описываемую действием вида 3 = ^ 1
(1)
,;г7 - метрика, Я - скалярная кривизна. Здесь - это
где К г- I Я а,
обыкновенное скалярное поле, а - духовое поле с отрицательной кинетической энергией. Варьируя действие (1) по метрике и по полям ‘ и , мы
получим, соответственно, уравнения Эйнштейна и уравнения движения полей, которые в нашем случае могут быть записаны как
^ (2)
Vе'Ус/ = 7а7'с.к = 0 . (3)
Из формулы (3) следует, что поля и можно представить следующим образом:
/ = Л?'- (4)
где - некоторая функция координат, и у,, - константы, имеющие смысл
амплитуд полей. С учетом (4) система уравнений(2), (3) принимаетвид
-V,- , (5)
Ч*¥гф~0, (6)
где введено обозначение
Отметим, что может иметь любые числовые значения в зависимости от соотношения между и ,|г . Ниже мы будем искать статические сферически симметричные решения системы уравнений (5), (6).
Метрика статического сферически симметричного пространства-времени имеет следующий общий вид:
. (8)
Здесь -л ! и - 1 - неизвестные функции радиальной координаты г .
Кроме того, скалярное поле .1 в статическом сферически симметричном случае может зависеть только от , поэтому примем, что С = К 7 . При этом уравнения Эйнштейна (5) сводятся к следующей системе:
А АВ гА
■>12
1 А" В" Л В' 1 А'В' А' 1 В'
2 А В гВ 2 АВ
гА
2
■= Лф'
А'В' -А' В" ЛВ'
-----+ 2 — + — + 4—— —т------
АВ гА В гВ г АВ
2 В*
+-И
(9)
(10)
(11)
где штрих означает производную по . Уравнение движения скалярного поля (6), записанное для метрики (8), принимает вид
,■ :■ _■ : . (12)
Ф"+
---+----+-
А В г)
Отметим, что в силу выполнения тождества 1/ = 0 и
уравнения сохранения = 0 только три уравнения из системы (9-12) являются независимыми.
Получим некоторые следствия из системы уравнений (9-12). Перепишем уравнение (9) следующим образом:
г . (13)
~В~ 7
Отсюда, интегрируя, находим
В =
(14)
г2 А*
где ^ , = и - константа интегрирования. Далее, подставляя выражение (13) в (12) и интегрируя, мы получим следующее выражение * = ^ л .Л , где
^1,, ; - константы интегрирования. Учитывая инвариантность действия (1) относительно сдвига ; —■ £ + с, мы без потери общности можем полагать,
что = 0 . Также, выбором амплитуд •' и зг., мы можем добиться того, что Д = 1 . Таким образом,
^ -- ^ . (15)
Подставляя выражения (13), (14) и (15) в (10), мы получим после некоторых преобразований уравнение для функции -4 :
(л") г 1 <А"' 2 /
= Я
[а1) 2
(16)
Заметим, что это уравнение является дифференциальным уравнением третьего порядка, и поэтому оно может давать лишние решения, которые, в конечном счете, необходимо исключить. Для решения этого уравнения введем новые переменные:
" (17)
и - , где
_/Т .
А
В этих обозначениях уравнение (16) принимает вид
1 : ,
' ' - - (18)
где штрих теперь обозначает производную по . Общее решение уравнения (18) можно представить в следующем виде:
1 ■. ■. ,
(19)
х и'+С где - константа интегрирования, и
о- = (21 +1)1/3 . (20)
Далее нам будет удобнее отдельно анализировать классы решений, соответствующие различным значениям параметра .
Класс I. Л > — 1 / .
В этом случае сг= - действительный параметр. Решение в
окончательном виде может быть представлено следующим образом:
(21)
(22)
г;
где о = 1 42.1 — 1 и ; ■ 1! - произвольная положительная константа.
Класс II. ^ '.
В этом случае решение принимает следующий вид: сЧ2 -• , (23)
где и - произвольная положительная константа.
Класс III. : .
Этому случаю соответствует решение следующего вида:
и , - произвольная положительная константа.
В заключение отметим, что в данной работе в рамках теории гравитации с двумя скалярными полями, описываемой действием вида (1), было построено однопараметрическое семейство решений.
Литература
Morris M.S., Thome K.S., Am. J. Phys, Vol.56, P.395, 1988.
Visser M., Lorentzian wormholes - from Einstein to Hawking, AIP Press,
Фишер И. З., ЖЭТФ, Т.18, С.636-640, 1948.
Bergmann P.G., Int. J Theor. Phys, Vol.1, P.25-36, 1968.
Wagoner R., Phys. Rev. D, Vol.1, P. 3209-3216, 1970.
Nordtvedt K., Jr., Astrophys. J.,V.161, P.1059-1067, 1970.
Bekenstein J. D., Phys. Rev. D, V.15, P.1458-1468, 1977.
Jordan P., Schwerkraft und Weltall Vieweg, Braunschweig, 1955.
Brans C., Dicke R. H., Phys. Rev., V.124, P.925-935, 1961.
Brans C. Phys. Rev., V.125, P.2194-2201, 1962.
Ellis H.G., J Math. Phys., V.14, P.104, 1973.
Bronnikov K.A., Acta Phys. Pol. B, Vol.4, P.251, 1973.
Barcelo C., Visser M., Class. Quantum Grav., V.17, P.3843-3864, 2000. Armendariz-Picon C., Phys. Rev.D, Vol.65, 104010, 2002.
Sushkov S.V., Kim S.-W., Gen. Rel Grav., V.36, P.1671-1678, 2004.
<p(r) = 2u{r),
(26)
где
(27)
New York, 1995.