Segnaliamo che le perturbazioni dell’energia oscura possono diventare instabili in presenza di un’onda gravitazionale di ampiezza sufficientemente grande.
Studiamo questo effetto per l’operatore cubico di Horndeski (treccia), proporzionale a αB. Lo scalare che descrive le fluttuazioni di energia oscura presenta instabilità fantasma e / o gradiente per le ampiezze delle onde gravitazionali prodotte dai tipici sistemi binari.
Tenendo conto delle popolazioni di sistemi binari, concludiamo che l’instabilità è innescata in tutto l’Universo per | αB | ≳10−2, cioè quando la modifica della gravità è notevole. L’instabilità è innescata da enormi binari del buco nero fino a frequenze corrispondenti a 1010 km: l’instabilità è quindi robusta, a meno che la nuova fisica non entri in lunghezze d’onda ancora più lunghe.
Il destino dell’instabilità dipende dal completamento UV, ma la teoria intorno allo stato finale sarà qualitativamente diversa da quella originale. Lo stesso tipo di instabilità è presente nelle teorie oltre Horndeski per | αH | ≳10-20. In conclusione, le uniche teorie vitali sull’energia oscura con notevoli effetti cosmologici sono i modelli k-essence, con un possibile accoppiamento conforme con la materia.
Nella gravità modificata, le onde gravitazionali (GW) possono decadere in fluttuazioni del campo scalare [1, 2], inducendo una firma osservativa negli interferometri terrestri e spaziali come LIGO-Virgo [3] e
LISA [4]. Questo succede solo nei modelli in cui l’invarianza di Lorentz si rompe spontaneamente, come ad esempio per esempio in gravità scalare-tensore con un campo scalare cosmologico omogeneo, motivato dal espansione accelerata dell’Universo. Perché l’effetto sia considerevole, è necessario un accoppiamento cubico γππ (γ indica GW e π una fluttuazione del campo scalare) soppressa da una scala di energia sufficientemente bassa. Per esempio, questo accoppiamento è presente nelle teorie oltre Horndeski [5, 6]. La scala Λ? quello sopprime gli operatori di dimensione superiore sono dell’ordine di Λ 3 ≡ (H 0 2 M Pl) 1/3, nel regime in cui si diventa considerevoli effetti per la formazione di strutture nell’Universo.
Abbiamo studiato il decadimento indotto da questa interazione in modo perturbativo, cioè quando i singoli gravitoni decadono in modo indipendente l’uno dall’altro, e abbiamo dimostrato che l’assenza di decadimento perturbativo implica che Λ? & 10 3 Λ 3, impostando un limite stretto nello spazio dei parametri di questi modelli. In particolare, in The Effective Field Theory of Dark Energy (EFT of DE) [7, 8, 9, 10, 11] formalismo e messa a fuoco sulle teorie con GW che si propagano in modo luminoso, oltre Horndeski le teorie sono caratterizzate da a operatore singolo: 12 m̃ 24 (t) δg 00 (3) R + δK μ ν δK ν μ – δK 2. (Dettagli sulle quantità che compaiono in questo la formula sarà data di seguito, in Secondi. 2 e 6.) L’assenza di decadimento pone un limite a questo operatore: 2 Equivalentemente, in termini del parametro adimensionale introdotto in [12], questo | m̃ 24 | . 10 −10 M Pl si traduce nel limite | α H | . 10 −10. 1 Ciò esclude la possibilità di osservarne gli effetti della teoria nella struttura su larga scala.
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