Decaying Lambda cosmology, varying G and holography
我们讨论一类均匀和各向同性，空间平坦，衰减的Lambda宇宙学，在一个模型的领域，其中引力常数G是宇宙学时间的函数。除了通常的德西特解决方案，在后期的模型的特点是由一个恒定的比例之间的物质和总能量密度。其中一个是惯性膨胀，其中物质密度参数等于1/3，宇宙年龄满足Ht = 1。从考虑符合全息猜想，有人认为，在非减速的解决方案中，惯性膨胀是唯一可以接受的从热力学的观点，和随时间变化的宇宙学项必须是正比于哈勃参数的平方，结果较早获得使用不同的参数。
2005-03-05 astro-ph gr-qc
Evolution of density perturbations in decaying vacuum cosmology: The case of non-zero perturbations in the cosmological term
我们扩展了以前的论文中的相互作用的暗能量模型的结果，与哈勃参数线性衰减的宇宙学项，对所观察到的质量功率谱进行测试。尽管与Ia型超新星、重子声波振荡和宇宙微波背景的观测结果一致，但我们以前已经表明，如果我们包括质量功率谱，就不能取得很好的一致性。然而，我们的分析是基于一个特别的假设，即相互作用的宇宙学项是严格均匀的。现在我们通过扰动这样一项来进行更完整的分析。虽然我们的结论仍然是基于一个特定的，尺度不变的暗能量扰动的原始光谱的选择，我们表明，一个宇宙学项与哈勃参数线性衰减确实是不利的相比，标准模型。
2008-12-02 astro-ph gr-qc hep-th
Friedmann cosmology with decaying vacuum density
在解决观测到的小宇宙学常数值与量子场论得到的大宇宙常数值之间不相容性的几个建议中，我们可以找到一个衰减真空能量密度的想法，它导致宇宙演化早期的高值变成现在观测到的小值。在本文中，我们考虑的真空密度的变化规律最近提出的Schutzhold的弯曲，膨胀的背景下，其特征在于真空密度成比例的哈勃参数的量子场估计的基础上。我们表明，在一个各向同性和均匀的，空间平坦的模型的上下文中，相应的解决方案保留了既定的标准宇宙学的功能，并且，此外，是根据所观察到的宇宙学参数。我们的方案提出了一个初始阶段占主导地位的辐射，其次是一个尘埃时代足够长的时间，以允许结构的形成，并由宇宙学项占主导地位的时代，这往往渐近地德西特宇宙。假设物质密度等于真空能量密度的一半，正如观测所建议的那样，我们得到宇宙年龄为Ht = 1.1，减速参数等于-1/2。
2005-03-09 astro-ph gr-qc
Decaying Vacuum Energy and Deflationary Cosmology in Open and Closed Universes
考虑了任意曲率宇宙中真空能量密度衰减的非奇异紧缩宇宙模型。无论$k$的值如何，这些模型的特征在于任意的时间尺度$H_I^{-1}$，它决定了宇宙的初始温度和真空能量密度的最大值，真空的缓慢衰减产生了目前观察到的宇宙的所有物质能量。如果$H_I^{-1}$是普朗克时间的量级，模型从普朗克温度开始，宇宙学常数的当前值满足理论上建议的$Λ_I/Λ_0 \simeq 10^{118}$。它还表明，所有的模型允许一个密度参数$Ω_0 <2/3$和宇宙的年龄是大到足以同意与观测，即使与最近的测量所建议的高值$H_0$。
1995-08-09 astro-ph gr-qc hep-ph
Scalar field description of decaying-$Λ$ cosmologies
讨论了由时变宇宙学项驱动的宇宙学可以用与理想流体耦合的标量场描述的条件。提出了一种动态重构势场的算法，该算法与给定的唯象$Λ$模型具有相似性。作为一个工作的例子，通货紧缩的宇宙学，它从一个纯粹的德西特真空状态演变成一个稍微修改的FRW宇宙学被认为是。研究发现，这是具有渐进指数势的非奇异暖暴胀的一个例子。相对于其他标量场描述的衰减真空宇宙学的差异进行了处理，并指出可能的扩展。
2002-01-04 astro-ph gr-qc
Exact solutions of Brans-Dicke cosmology with decaying vacuum density
研究了真空能量密度和引力常量均随哈勃参数线性衰减的Brans-Dicke理论的宇宙学解.其中一类特殊的减速因子为常数，它使宇宙学常数问题变得清晰，导致目前真空项很小，真空和物质能量密度之间的比率为常数。通过固定这些解的唯一自由参数，我们得到了与相对物质密度和宇宙年龄的观测相一致的宇宙学参数。此外，我们还得到了Brans-Dicke参数w = -1和负宇宙学项的三个解，其中两个解具有未来的大撕裂型奇点.虽然从理论的角度来看很有趣，但其中两个与观察到的宇宙不一致。第三个导致，在大时间的限制下，恒定的相对物质密度，也是宇宙巧合问题的可能解决方案。
2006-11-16 astro-ph gr-qc hep-th
Evolution of density perturbations in decaying vacuum cosmology
我们在相互作用的暗能量模型中研究了宇宙学扰动，在该模型中宇宙学项随哈勃参数线性衰减，伴随着物质的产生。先前对Ia型超新星的红移-距离关系、重子声波振荡和宇宙微波背景各向异性谱中第一个峰的位置进行的联合分析得出了宇宙学参数的可接受值。在这里，我们提出了我们的小扰动的分析，假设宇宙学项，因此，物质的生产，是严格均匀的。这种均匀的产生往往会稀释物质对比度，导致功率谱中的后期抑制。尽管如此，一个很好的协议与观测数据可以通过使用更高的物质密度相比，以前获得的一致性值。这可能表明，我们的同质物质生产的假设必须放宽允许相互作用的宇宙学项的扰动。
2008-02-12 astro-ph gr-qc hep-th
Decaying Dark Energy in Higher-Dimensional Gravity
我们使用观测宇宙学的数据来限制广义相对论的高维扩展，其中有效的四维暗能量密度（或宇宙学“常数”）随时间衰减。特别是，我们研究这种衰减的暗能量的宇宙年龄，大尺度结构的形成，大爆炸核合成和Ia型超新星的星等红移关系的影响。其中两个测试（年龄和星等-红移关系）对理论的自由参数（类似于德西特半径的宇宙学长度尺度L）设定了适度的下限。如果超新星星等的实验不确定性可以在z=1附近降低，这些极限将得到改善。
2007-07-20 astro-ph
Supernova constraints on decaying vacuum cosmology
越来越多的观测证据表明，我们宇宙的膨胀正在经历一个晚期加速。在众多描述这一现象的方案中，宇宙学常数似乎是最简单、最自然的解释。然而，尽管它的观测成功，这种可能性加剧了众所周知的宇宙学常数问题，需要一个自然的解释，它的小，但非零，值。在本文中，我们考虑了一个由变化的宇宙学项驱动的宇宙学方案，其中真空能量密度随哈勃参数线性衰减。我们发现，这个模型是没有区别的，从标准的早期辐射阶段是由一个长期的尘埃为主的时代，直到最近的变化的宇宙学项成为主导，加速宇宙膨胀。为了测试这种情况的可行性，我们使用了最新的Ia型超新星数据，即，高Z SN搜索（HZS）团队和超新星遗产调查（SNLS）合作数据。特别是，对于SNLS样本，我们已经发现目前的物质密度和哈勃参数分别在区间[0.27，0.37]和[0.68，0.72]（在95% c.l.），这与目前接受的这些参数的估计值非常一致。
2006-07-04 astro-ph gr-qc
Cosmochemistry, Cosmology and Fundamental Constants: High-Resolution Spectroscopy of Damped Lyman-Alpha Systems
类星体吸收线光谱学为研究高红移星系的核合成和化学演化提供了重要的观测资料。但新的观测结果可能表明，目前的化学丰度数据是有偏见的，由于光谱分辨率不足和未知的选择效应：最近的高分辨率光谱揭示了迄今未察觉的化学不均匀性的分子轴承阻尼莱曼α（DLA）系统，和仍在进行的H/ESO DLA调查产生令人信服的证据尘埃衰减的效果。本文对类星体HE 0515-4414的含分子氢DLA复合体进行了修正分析，表明尘埃颗粒上化学元素的不均匀差别贫化，并介绍了H/ESO DLA巡天及其意义。最后，我们的目标是开始建立一个公正的化学丰度数据库的高分辨率光谱观测。探测标准宇宙学预测的温度-红移关系和检验基本常数恒定性的新数据将是潜在的副产品。
2005-02-23 astro-ph
Can vacuum decay in our Universe?
我们采用唯象的方法研究了衰变真空宇宙学（$Λ(t)$ CDM）的宇宙学演化。在这个框架下，几乎所有目前的真空衰减模型可以统一在一个简单的方式。我们认为，让真空衰变来解决微调问题的想法是不符合宇宙学观测。本文还讨论了观测与$Λ(t)$ CDM对抗中的一些问题。利用有效的状态方程，我们指出$Λ(t)$ CDM是幻影宇宙学的一个可能的候选者。此外，针对有效状态方程可能存在的问题，我们构造了有效暗能量密度。最后，我们讨论了线性微扰的演化。
2004-12-21 astro-ph
A Low Matter Density Decaying Vacuum Cosmology from Complex Metric
本文提出了一种低物质密度衰减真空宇宙学，假定宇宙的半径是一个复量\hat{R}，如果它被认为具有零能量动量张量。但我们发现当半径为实数时，它包含物质。使用爱因斯坦-希尔伯特作用原理，物理比例因子R（t）=| \hat{R}|等于（R_0^{2} + t^{2}）^{1/2}，其中R_0表示t=0时宇宙的有限半径。由此产生的物理图像大致上是旧Ozer-Taha模型的理论依据。新模型没有任何宇宙学问题。特别地，它确定了哈勃参数的当前值H_p的界限：0.85 < H_ptp < 1.91，并且不存在年龄问题。我们认为总能量密度由相对论/非相对论物质、正真空能量和状态方程p_K = -（1/3）rho_K的物质组成（纹理或一般K物质），并对目前的非相对论时代作出以下预测：Omega_{M,n.rel.} \approx 2/3，Omega_{V,n.rel.} \approx 1/3，Omega_ <<1，Omega_K \approx 1，其中对应于K-物质的参数取为1。证明了具有复度规的时空具有变号性质。利用量子宇宙学的考虑，它表明，波函数的峰值附近的经典轮廓的演变和最小半径R_0的非奇异模型被预测为可比的普朗克长度。PACS编号：98.80 Hw、04.20、04.60
2000-07-20 astro-ph gr-qc hep-th
Deflationary cosmology: constraints from angular size and ages of globular clusters
利用致密射电源的角尺寸数据和球状星团的最新年龄估计，导出了一大类衰变真空宇宙学的观测约束。对于这类通货紧缩的$Λ(t)$模型，真空能量密度的现值是量化的一个积极的$β$参数小于1。在毫角秒致密射电源的情况下，我们发现$β$和物质密度参数$Ω_m$的允许间隔在很大程度上依赖于平均投影线性尺寸$l$的值。对于$l \simeq 20h^{-1} - 30h^{-1}$ pc，$β\sim 0.58$、$Ω_{\rm{m}} \sim 0.58$和$β\sim 0.76$、$Ω_{\rm{m}} \sim 0.28$分别出现最佳拟合。该分析表明，如果对于自由参数$l$、$Ω_{\rm{m}}$和$β$最小化$χ^{2}$，则对于这些角尺寸数据的最佳拟合对应于具有$Ω_{\rm{m}} = 0.54$ $β=0.6$和$l = 22.64h^{-1}$ pc的衰减$Λ(t)$。来自球状星团和年老高红移星系年龄估计的限制并不那么严格，因此表明这种$Λ(t)$宇宙学不存在年龄危机。
2002-07-02 astro-ph
Coupled phantom field in loop quantum cosmology
研究了圈量子宇宙学中指数势耦合下的虚标量场暗能量与正压暗物质流体的模型。在这种情况下，我们推导出一个封闭的宇宙动力学自治系统。圈量子宇宙中的膨胀即使在虚场存在的情况下也有反弹。从暗物质到暗幻影能量的更大衰减导致在幻影场中存储更大的能量。这导致了该领域的进一步转折点。更大的耦合也会延迟反弹时间。在幻象衰减的情况下，幻象密度的振荡使得物质密度的增加产生微小的振荡。
2007-07-03 astro-ph gr-qc hep-th
Fate of the Universe, Age of the Universe, Dark Matter, and the Decaying Vacuum Energy
结果表明，在真空能量衰减为a^{-2}的宇宙学模型中，宇宙的命运不是由曲率常数k决定的，而是由有效曲率常数k_{eff}决定的，其中a是宇宙的标度因子.有人认为，一个k=1的封闭宇宙可能永远膨胀，换句话说，因为k_{eff}可能分别=0或-1，所以可以模拟平坦宇宙或开放宇宙的膨胀动力学。两个这样的模型，其中一个真空不与物质相互作用，在另一个，它的，进行了研究。结果表明，只要真空与物质相互作用，真空状态方程p_{vac} = -ρ_{vac}可以在衰减真空宇宙学中实现。在源红移为2时，计算了引力透镜的光学厚度随物质密度和模型中其他参数的变化。宇宙的年龄进行了讨论，并表明是兼容的新依巴谷下限11 Gyr。提出了随时间变化的真空能量作为暗物质的可能性。
1999-11-14 astro-ph
Exact solutions of Brans-Dicke cosmology and the cosmic coincidence problem
我们给出了Brans-Dicke理论的一些宇宙学解，其特征是真空能量密度衰减和相对物质密度恒定。有了这些特征，他们就阐明了宇宙学常数的问题，导致了目前的小真空项，以及真空和物质能量密度之间的恒定比率。通过固定解的唯一自由参数，我们得到了与相对物质密度、宇宙年龄和红移-距离关系相一致的宇宙学参数。
2005-10-28 astro-ph gr-qc
Cosmology of fermionic dark matter
我们探讨了一个模型的费米子暗物质粒子家庭，从其余的粒子时，至少所有的标准模型粒子处于平衡态。我们计算的质量和化学势的允许范围，以兼容大爆炸核合成（BBN）的计算和WMAP数据的一个平坦的宇宙与暗能量。此外，我们估计的自由流长度的费米子和反费米子，以允许比较的大尺度结构数据（LLS）。我们发现，对于暗物质去耦时，所有的标准模型粒子，即使是最少的限制性结合BBN计算和WMAP的结果允许我们约束的初始暗物质化学势的最高值为6.3倍的暗物质温度。在这种情况下，得到的质量范围为至多1.8eV < m <53eV，其中上限与解耦时的有效自由度成线性比例。从LSS我们发现，类似于普通的温暖的暗物质模型的粒子质量必须大于约500 eV（这意味着在去耦的有效自由度必须是> 1000），以符合观测的Ly α森林在高红移，但仍然暗物质化学势对温度的比例可以超过1。
2007-09-18 astro-ph
Perturbation evolution in cosmologies with a decaying cosmological constant
具有宇宙学常数的结构形成模型在解释大尺度结构数据方面是成功的，但受到Ia型超新星星等-红移关系的威胁。这导致了对宇宙学“常数”随时间衰减的模型的讨论，无论如何，这在粒子物理学的背景下可能更有意义。最简单的这种模型是基于标量场，一般的协方差要求时间演化的标量场也支持空间扰动。我们考虑这种扰动对冷暗物质组分中绝热能量密度扰动增长的影响。我们研究了两种类型的模型，一种基于标量场的指数势，另一种基于伪Nambu Goldstone玻色子。对于每个潜在的，我们研究两种不同的情况下，一个标量场目前的行为作为一个衰减的宇宙学常数和一个地方，它的行为作为尘埃。初始的标量场扰动被绝热条件所固定，正如暴胀宇宙学所预期的那样，尽管事实上我们表明初始条件的选择并不重要。计算是在零剪切（共形牛顿）和均匀曲率规。我们发现，这两个潜在的模型，可以提供一个成功的替代宇宙学常数模型。
1997-10-09 astro-ph
New Frontiers in Cosmology and Galaxy Formation: Challenges for the Future
宇宙学在未来十年面临三个不同的挑战。(1)暗区，包括暗物质和暗能量，主宰着宇宙。关键问题包括确定两者的性质。改进观测探测器至关重要。(2)星系形成大约在再电离时期开始：我们需要了解如何以及何时形成，并开发早期时期的探测器。(3)我们简单的由暗物质驱动的星系组装图似乎与几个观测结果不一致，包括在高z处存在ULIRGS，“缩小”签名，α元素比率的化学签名以及合并可能对定义哈勃序列并不重要的建议。理解物理含义是理论家的一个主要挑战，而细化观测不确定性是观测者的一个主要目标。
2007-12-18 astro-ph
New coupled quintessence cosmology
最近有人提出用暗能量的一种成分来解释目前宇宙的加速运动。除非自然界中某种未知的对称性阻止或抑制了它，否则这样的场可能与暗物质的无压成分相互作用，产生所谓的耦合精粹模型。在本文中，我们提出了一个新的宇宙学方案，其中辐射和重子是守恒的，而暗能量成分衰减到冷暗物质（CDM）。由于相互作用过程，相对于通常的$a^{-3}$标度衰减的CDM粒子的稀释的特征在于正参数$ε$，而暗能量满足状态方程$p_x=ωρ_x$（$ω< 0$）。我们进行了一个联合统计分析，包括最近的观测Ia型超新星，重子声学振荡峰，和宇宙微波背景移位参数检查的观测可行性的耦合quintessence方案在这里提出。
2008-11-25 astro-ph gr-qc
Constraining bouncing cosmology caused by Casimir effect
本文利用天文观测数据对Friedman方程中的“类辐射”贡献约束Friedman Robertson Walker（FRW）模型。本文分析了SNIa、FRIIb射电星系（RG）、重子振荡峰和CMBR观测资料中$(1+z)^4$项的观测局限性。我们认为，这是不可能的，以确定单个组件的能量密度缩放像辐射从运动学天文测试。得到了类总辐射项密度参数的界。对类标度辐射项的存在，我们发现了不同的解释：在量子区域（Casimir效应）中充满无质量标量场的FRW宇宙，圈量子引力半经典近似下的Friedmann-Robertson-Walker（FRW）模型，在Randall Sundrum场景中有暗辐射的FRW模型，以及有整体转动的宇宙学模型.本文主要研究由标量场的量子效应引起的Casimir效应。这种贡献可以描述宇宙学常数的衰减部分。本文讨论了低温下量子标量场真空涨落的表现形式--Casimir型力的引力反作用。结果表明，当Casimir能量引起宇宙加速时，仍然需要宇宙学常数项。我们认为，一个小的负贡献的辐射一样的长期可以调和所观察到的原始${}^4He$和$D$丰度之间的紧张关系。此外，这种贡献的存在还可以消除从SNIa和威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）卫星数据获得的哈勃参数$H_0$值之间的不一致。
2007-11-29 astro-ph
Dark Matter and Background Light
在过去五年中，观测宇宙学的进展已经确定，宇宙是由暗物质和暗能量动态主导的。这两种新的、表面上独立的物质能量形式都具有与现有粒子物理学标准模型中任何东西都不一致的性质，后者似乎必须得到扩展。我们回顾什么是已知的暗物质和能量从他们的影响光的夜空。到目前为止，大多数已经提出的候选者都不是完全黑色的，而是以可以精确建模并与观测数据进行比较的特征方式衰变为光子或与光子相互作用。我们展示了如何在微波，红外，光学，紫外，x射线和伽马射线波段的宇宙背景辐射的强度的实验限制把衰减的真空能量，轻轴子，中微子，不稳定的弱相互作用大质量粒子（WIMP）和物体，如黑洞的强烈限制。我们的结论是，如果传统宇宙学成立的话，暗物质最有可能是WIMP;如果时空需要扩展的话，则最有可能是高维源。
2004-07-10 astro-ph
Cosmology With Interacting Dark Energy
早期的宇宙暴胀，再加上最近的观测，即宇宙目前是由低密度真空能量主导的，导致了至少两个现代宇宙学必须解决的潜在问题。首先，有一个老的宇宙学常数问题，有一个新的转折：巧合问题。其次，宇宙学仍然缺乏一个模型来预测观测到的当前宇宙加速，并确定未来是否会退出这种状态（就像以前的暴胀情况一样）。这就构成了一个动力学问题。在这篇文章中，提出了一个框架来解决这两个问题，基于处理宇宙背景真空（暗）能量的动力学和相互作用。宇宙的行为就像一个真空驱动的宇宙引擎，在寻找平衡的过程中，总是通过真空能量耗散增加其惯性（内能）来对真空引起的加速做出反作用。这个过程将宇宙真空（暗）能量与物质耦合，通过在衰减的真空能量密度和物质场中相应的共振能量密度中建立振荡，在这些场中产生未来方向的越来越可比的振幅。通过对这些耦合振荡的相对幅度设定界限，该模型提供了一个自然且概念上简单的渠道来讨论重合问题，同时还提出了一种处理动力学问题的方法。一个具有有用观测意义的结果是一个状态方程w（t），它特别预测了当前宇宙的一个变量，准周期，加速度。这一结果可以通过未来的观测技术（如SNAP）直接进行检验。
2003-12-03 astro-ph gr-qc
Explaining LSND by a decaying sterile neutrino
我们提出了一个解释的LSND证据的基础上中微子衰变的电子反中微子外观。我们引入一个重中微子，这是产生在π介子和μ介子衰变，因为一个小的混合与μ介子中微子，然后衰变成一个标量粒子和轻中微子，主要是电子类型。我们要求$g m_4\sim$的值为几个eV，$g$是中微子-标量耦合，$m_4$是重中微子质量，例如$m_4$在1 keV到1 MeV的范围内，而$g \sim 10^{-6} - 10^{-3}$。执行一个适合的LSND数据以及所有相关的空结果实验，我们表明，所有的数据都可以在这个衰减的情况下解释。在衰变模型的最小版本中，我们预测即将到来的MiniBooNE实验中的信号对应于与LSND中所见相同顺序的跃迁概率。此外，我们表明，我们的模型扩展到两个近简并的重中微子是可能的，引入CP破坏的衰变，这可能会导致在MiniBooNE运行在中微子模式的信号的抑制。我们简要地讨论了信号在未来的中微子振荡实验中，我们表明，我们的方案是兼容的边界从实验室实验中，我们在天体物理学和宇宙学的影响进行评论。
2005-09-21 astro-ph hep-ex hep-ph
Dark Energy: Vacuum Fluctuations, the Effective Phantom Phase, and Holography
我们的目标是在没有奇异物质的情况下构建暗能量模型，但具有类似幻影的状态方程（有效幻影相位）。我们考虑的第一个模型是衰变真空宇宙学，其中考虑了真空的波动。在这种情况下，即使物理状态方程参数$ω$大于-1的真实暗能量的情况下，幻影宇宙学（有效的、可观测的$ω$小于-1）也会出现。第二个建议是一个广义的全息模型，这是由红外截止的存在。它还导致一个有效的幻影阶段，这不是一个瞬态的第一个模型。然而，我们表明，量子效应是能够防止其演变为一个大撕裂奇点。
2005-04-28 astro-ph gr-qc hep-th
Decaying Dark Matter and the Deficit of Dwarf Haloes
在λ-CDM宇宙学中固有的等级聚集似乎产生了许多观测到的大尺度结构的特征。但是仍然存在一些突出的问题，包括对本星系群中矮星系数量的过度预测（超过10倍）。已经提出了几种次级效应来解决这个问题。然而，我们仍然不清楚主要的解决方案是否取决于天体物理过程，例如超新星的早期反馈，或者可能是暗物质本身尚未确定的性质。在本文中，我们进行了一个详细的计算的矮晕演化的影响，包括一个假设的暗物质衰变，D -> D '+ l，其中D是不稳定的粒子，D'是更大质量的子粒子和l是另一个，更轻（或可能无质量）的子粒子。这一过程优先加热较小的晕，使它们在演化过程中膨胀，并降低了它们现在的圆周速度。我们发现，当dm/m_D' ~ 5-7 × 10^{-5}（dm是初态和终态的质量差）时，这种机制可以很好地解释速度为10- 20 km/s的系统的观测数目比数值模拟预测的数目少4倍的原因.相应的寿命τ不能长于~30 Gyr，但可以短至几Gyr。
2008-06-03 astro-ph astro-ph.CO gr-qc
Generalized Chen-Wu type cosmological model
最近的测量需要在传统的宇宙学中通过引入普通物质以外的成分到宇宙的总能量密度中来进行修改。基于符合量子宇宙学的维数考虑，Chen和Wu [W. Chen和Y. Wu，Phys.Rev.D41，695（1990）]认为，在经典年代，对应于有效宇宙学常数$Λ$的附加分量必须随α ^{-2}变化。他们的衰减- $Λ$模型假设通货膨胀，并产生一个值为q_{0}，这是不兼容的观察。我们推广了这个模型，论证了陈-吴模型适用于宇宙的总能量密度，而不仅仅适用于$Λ$。所得到的模型具有滑行演变（即，$a \propto t$），没有视界、平坦度、引力、宇宙学常数、大小、年龄和密度扰动的产生等问题。然而，为了避免与大爆炸核合成的严重矛盾，模型必须做出预测$Ω_{m} = 4/3$和$Ω_Λ=2/3$，这反过来又与当前的观测值不一致。
1999-12-16 astro-ph gr-qc
