Discovering internal symmetry in cosmology
内部（非几何）对称性被认为是宇宙学中的一种新现象。对称性将宇宙真空与非真空形式的宇宙能量联系起来，这些能量是暗物质、重子和辐射。认为宇宙内部对称性的起源和物理本质是由于早期宇宙中引力和电弱尺度物理的相互作用。与此对称性相关的时间无关的特征数被发现在普朗克能量和电弱能量标度。宇宙内部对称性提供了一个框架，它建议一个一致的解决方案，既“宇宙巧合问题”和“自然性问题”，已被认为是最严重的挑战，目前的概念在宇宙学和基础物理学。
2001-09-29 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
Late Time Decay of the False Vacuum, Measurement, and Quantum Cosmology
最近的建议，晚时间量子动力学可能是重要的解决宇宙学问题与我们所观察到的宇宙需要考虑几个微妙的问题与量子宇宙学，我们在这里描述。如果我们能够正确地将概率测度与永恒暴胀和弦景观联系起来，那么解决这些问题将是重要的。
2008-10-25 astro-ph gr-qc hep-ph
Neutrinos in a vacuum dominated cosmology
我们探讨了真空主导的宇宙学中的中微子动力学。首先，我们证明了这样的几何形状将引起大质量中微子本征态的相变，并计算了相变。我们还计算了在这种几何中中微子飞行时间的延迟。将我们的结果应用于目前观测到的背景真空能量密度，我们发现，中微子源进一步比$1.5 Gpc$远离这两个影响变得不平凡，是标准相对论修正的顺序。这些源位于可观测的哈勃深空内。理论上有趣的结果也是潜在的有用的，在未来，随着检测技术的改进。例如，这种对来自超新星等遥远来源的中微子的影响，可以用一种独立的方法来代替标准烛光，以限制暗能量密度和减速参数。讨论扩展到研究这样一个真空支配的时空对中微子振荡的Caianiello惯性或最大加速度（MA）效应。假设MA现象存在，我们发现，它的形式所产生的目前所观察到的真空能量密度仍然有很小或没有可测量的影响中微子相演化。
2001-09-27 astro-ph gr-qc
Pre-classical solutions of the vacuum Bianchi I loop quantum cosmology
对角化Bianchi A类模型的圈量子化，导致在量子水平上的哈密顿约束的偏差分方程。根据所谓的前经典解的存在性，给出了检验可行半经典极限的一个判据。我们证明了真空Bianchi I模型量子方程的前经典解的存在性。所有这些解都避免了经典的零体积奇异性。
2005-09-08 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
Dark energy and decompactification in string gas cosmology
我们研究弦气体宇宙学中额外维的稳定性。真空能和有趣的重子在动力学上变得重要之后，导致了去致密化。弦气能稳定重子的作用，但不能稳定真空能的作用。然而，我们发现重子和弦的相互作用可以导致可见维度的加速，而不需要真空能量。
2006-02-06 astro-ph hep-ph hep-th
Dynamic vacuum variable and equilibrium approach in cosmology
考虑了一个修正引力理论，它具有四种形式的场强F，可变的引力耦合参数G（F）和标准的物质作用量。这个理论提供了一般真空变量q作为四形式振幅F的具体实现，并允许研究其动力学。该理论给出了一个平坦的弗里德曼-罗伯逊-沃克宇宙，有效真空能量密度（宇宙学“常数”）快速振荡，其振幅渐近地下降到零。外推到宇宙的当前年龄，平均真空能量密度的数量级与当前宇宙观测到的近临界真空能量密度一致。在标准的弗里德曼-罗伯逊-沃克框架中，这种类型的振荡真空能量密度甚至可能构成所谓的冷暗物质的重要部分。
2008-09-18 astro-ph gr-qc hep-th
The Late Time Behavior of False Vacuum Decay: Possible Implications for Cosmology and Metastable Inflating States
我们在这里描述如何后期的衰变状态，这是预测偏离指数形式，而通常是微不足道的后果，可能有重要的宇宙学意义的情况下，假真空衰变。它可能会增加永恒暴胀的可能性，并可能有助于解释在晚期观察到小真空能量的可能性，以及反对衰变为大负能量（反德西特空间）的真空态，这是由某些弦论考虑所激发的。几个有趣的开放性问题，包括观察一个亚稳态宇宙的宇宙学配置是否可以限制其推断的寿命。
2007-11-24 astro-ph hep-ph hep-th
Simple quantum cosmology: Vacuum energy and initial state
一个静态的非奇异的10维普朗克尺度的封闭弗里德曼宇宙，充满了状态方程为w = -2/3的完美流体，可以通过11维时空中从无到有的量子涨落自发产生。从这种状态的量子跃迁可以引发参考文献2 [广义相对论和引力33，1415，2001 - gr-qc/0103021]中概述的暴胀量子宇宙学。在没有微调的情况下，宇宙学预测大约60个e-折叠的暴胀和真空能量密度，这只取决于额外空间维度的数量（7），G，h，c以及引力强度与强力强度之间的比率。这个真空能量在宇宙总能量中所占的比例取决于哈勃常数。根据WMAP、SDSS、哈勃关键项目和Sunyaev-Zeldovich的哈勃常数估计值以及X射线通量测量值，其范围为60至72 km/（Mpc sec）。在中程哈勃常数为65 km/（Mpc sec）的情况下，参考文献2中的模型预测Ω-sub-Lambda = 0.7
2005-01-05 astro-ph gr-qc hep-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 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
Vacuum Bubble in an Inhomogeneous Cosmology
本文研究了新真空泡在含有宇宙学常数的径向非均匀Lemaitre-Tolman-Bondi背景中的传播。这阐明了经典的演化隧道气泡通过一个亚稳态曲率不均匀性，并将在景观的背景下相关。我们要求LTB背景中的物质轮廓满足弱能量条件。对于满足这一限制的样品配置文件，我们发现，气泡的演变（在物理上相关的坐标固有的壳）在很大程度上不受本地不均匀性的存在。我们的设置也应该是一个有用的玩具模型，用于捕获环境不均匀性对膨胀区域的影响。
2008-04-10 astro-ph hep-ph hep-th
Cosmology, inflation, and the physics of nothing
这四个讲座涵盖了现代宇宙学的四个主题：宇宙学常数，宇宙微波背景，膨胀和宇宙学作为普朗克尺度物理学的探测。基本的主题是，宇宙学给了我们一个独特的窗口，“无物理学”或真空的量子力学性质。暴胀理论假设真空能量，或者类似的东西，是塑造早期宇宙演化的主导力量。最近的天体物理学观测表明，真空能量，或者类似的东西，也是今天宇宙的主要组成部分。因此，宇宙学为我们提供了一种方法来研究粒子物理学中加速器无法达到的重要部分。本课程面向研究生，他们对广义相对论和基本量子场论的知识只有一点了解。
2004-07-21 astro-ph hep-ph
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
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
Cosmology with Self-Adjusting Vacuum Energy Density from a Renormalization Group Fixed Point
研究了牛顿常数和宇宙学常数随时间变化的宇宙学。$G$和$Λ$的尺度依赖性由一组重整化群方程控制，该方程以一致的方式耦合到爱因斯坦方程。假设了红外引力重整化群不动点的存在，并探讨了这一假设的宇宙学意义。事实证明，在宇宙晚期，真空能量密度会自动调整，以便精确地等于物质的能量密度，并且减速参数接近$q = -1/4$。这种情况可能解释了最近观测到的高红移Ia型超新星和宇宙微波背景辐射的数据，而无需引入精粹场。
2002-10-15 astro-ph gr-qc hep-ph
Amplification of Vacuum Fluctuations in String Cosmology Backgrounds
暴胀弦宇宙学背景比传统的暴胀背景能更有效地放大微扰，因为微扰的振幅在视界外可能会增大，而不是保持不变。如果不加以计量，增长模式会限制线性化扰动描述的有效性范围。然而，即使在有限的线性范围内，这种增强的放大也可能导致标准暴胀情景中意想不到的现象学后果。特别是，一个遗迹引力子背景的生产足够强，在未来被探测到的LIGO，和/或产生的随机电磁背景足够强，种子的宇宙磁场，并负责观察到的大尺度各向异性。
1995-06-21 astro-ph gr-qc hep-ph
f(R) Cosmology from q-Theory
从量子真空的宏观理论出发，用守恒相对论性电荷（一般用带标号a的q^{（a）}表示），我们在低能极限下得到了一种与宇宙学有关的特殊类型的f（R）模型。宏观量子真空理论允许我们在物理基础上区分不同的唯象f（R）模型。
2009-02-08 astro-ph cond-mat.other gr-qc
Large volume quantum correction in loop quantum cosmology: Graviton illusion?
由大体积真空各向同性圈量子宇宙学导出的对爱因斯坦-希尔伯特哈密顿量的量子修正与量子化模糊参数无关。这里表明，这种修正可以被视为由于单圈“引力子”贡献而产生的有限体积引力卡西米尔能量。在真空情况下，次引导量子修正和在非真空情况下，甚至引导量子修正依赖于模糊参数。我们可以回想起，这些事实上是微扰量子引力的类似特征，众所周知，纯引力（在壳层上）是单圈有限的，而更高圈的贡献甚至不能重整化。这些来自非微扰量子化的量子修正的特征，揭示了一个主要的开放问题，即如何在量子引力的非微扰和微扰方法之间进行沟通。
2005-04-25 astro-ph gr-qc hep-th
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
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
The Cosmological Moduli Problem, Supersymmetry Breaking and Stability in Postinflationary Cosmology
弦论中宇宙学模问题解的综述。现存唯一可行的建议是兰德尔和托马斯提出的中间规模通货膨胀。超对称性保持动力学可以赋予模很大的质量，但它受到宇宙学的强烈约束，并且需要存在具有不同于任何已知真空的性质的弦真空态。这样的机制不能给量子质量，除非对超势的不同指数小贡献之间存在抵消。我们的研究还表明，具有负真空能量的有效势的驻点并不对应于后暴胀宇宙学方程的驻点解。这表明超对称破缺是暴胀宇宙学成功的必要条件。
1995-01-13 astro-ph hep-ph hep-th
Time-Dependent Vacuum Energy Induced by D-Particle Recoil
我们认为宇宙学的一个“物质参考系”的D粒子的框架，包括量子反冲引起的闭弦探测粒子的影响。我们发现一个依赖于时间的贡献，宇宙学真空能量，这弛豫为零的$\sim 1/ t^2$为大的时间$t$。如果这个能量密度占主导地位，宇宙就会以$R(t) \sim t^2$的比例因子膨胀。我们表明，这种可能性是兼容的高红移超新星最近的观测约束，也可能尊重早期宇宙学所施加的真空能量的时间变化的其他唯象界。
1998-10-29 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
Cosmology calculations almost without general relativity
弗里德曼方程是从牛顿宇宙中导出的。将质量密度转换为能量密度，正好给出了广义相对论的弗里德曼方程。考虑到压力所做的功，就得到了两个爱因斯坦方程，它们支配着宇宙的膨胀。辐射压力和真空压力的描述和解释被添加以完成宇宙学工具的基本工具包。它为大学生宇宙学教学提供了一个基础，使他们能够快速地进行基本的计算。这是证明与计算涉及：辐射，物质或真空占主导地位的密度膨胀的特点;密度的临界密度的接近程度;有多少真空能量相比，物质能量需要使膨胀加速;以及需要多少才能使它停止。旅行时间和luninosity距离的红移和物质和真空能量的密度计算，使用缩放弗里德曼方程与常数的曲率项通过匹配与哈勃参数和能量密度的当前值确定。广义相对论只适用于光度距离，用来描述由能量密度决定的空间曲率如何通过改变光传播到的球体的面积来改变光的强度。包括31个问题。
2004-12-08 astro-ph gr-qc physics.ed-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
Five Dimensional Cosmology in Horava-Witten M-Theory
本文研究了在卡-丘三重空间上紧化的Horava-Witten M-理论的哈勃膨胀时代的宇宙学，将其降维到五维，其中卡-丘流形的影响用体积模来概括，并包括所有的微扰势。膜上的物质被视为静态真空解的一阶扰动，所有的方程和两端膜上的边界条件都被施加。研究发现，对于静态体积模和静态第五维y，对于膜上的相对论性物质，可以恢复四维Robertson Friedmann Walker宇宙学，但对于非相对论性物质则不能.在这种情况下，哈勃参数H在物质密度的一阶上变得与y无关。这个结果也适用于任意数量的5-膜包含在块体中。将五维Horava-Witten模型与Randall Sundrum唯象进行了比较，其中在体中引入了标量场，并使用了体势和膜势，从而严格地得到了真空解. (In在附录中，讨论了获得其他势的近似真空解的困难。）在这种情况下，非相对论性物质通过允许膜之间的距离变化而被容纳。我们建议，Horava-Witten理论的真空解需要非微扰势来消除非相对论性物质产生的不一致性。
2004-12-02 astro-ph hep-ph hep-th
Is nonperturbative inflatino production during preheating a real threat to cosmology?
我们讨论的玩具模型，超对称性被打破，由于非零的时变真空期望值的暴胀场在预热。我们讨论了由于真空涨落引起的暴胀子超伴子暴胀子的产生，然后我们认为它们直到核合成才存活下来，并与暴胀子一起衰变，在预热后产生一个热浴。因此，唯一相关的残余物是螺旋度\pm 3/2的引力子，它确实会对核合成造成问题。
2001-04-10 astro-ph gr-qc hep-ph
Absence of the Kasner singularity in the effective dynamics from loop quantum cosmology
在经典的广义相对论中，对初始奇点的一般方法通常被理解为BKL方案。在这种情况下，与Bianchi IX模型一样，真空Bianchi I模型的精确奇异Kasner解也起着关键作用。利用真空Bianchi I模型圈量子化得到的有效经典哈密顿量，得到了由于离散参数而非奇异的精确解。该解决方案的参数化完全相同的方式作为通常的卡斯纳解决方案，并减少到卡斯纳解决方案的离散参数为零。在有效的哈密顿量水平上，避免卡斯纳奇异性使用的机制不同于圈量子宇宙学的“逆体积”修改特性。
2005-04-30 astro-ph gr-qc hep-th
f(R) cosmology with torsion
在宇宙学背景下考虑具有几何挠率的f（R）-引力（与任何自旋流体无关）。我们导出了真空中和理想流体物质存在下的场方程，并讨论了相关的宇宙学模型。对于几乎所有的任意函数f（R），挠率在真空中为零，从而导致标准的广义相对论。只有当f（R）=R^{2}时，真空中的挠率才起作用，导致加速行为。当考虑物质源时，我们发现即使是无自旋的物质源，扭转张量也不为零。这个张量与f '（R）的对数导数有关，它也可以表示为物质能量-动量张量的迹的非线性函数。我们表明，由此产生的方程的度量总是可以安排产生有效的爱因斯坦方程。当考虑均匀和各向同性宇宙模型时，由挠率引起的项会导致加速膨胀。这意味着，在f（R）引力中，扭转可以是加速度的几何来源。
2008-10-14 astro-ph gr-qc hep-th
Self-Tuning Dark Energy in Brane World Cosmology
最近，真空能量抵消的自调谐机制被提出，其中我们的宇宙是一个5维时空中的平坦3膜。本文从膜世界的宇宙物质出发，提出了暗能量的自调谐机制。在我们的模型中，体标量场扮演了暗能量的角色，其值随时间缓慢变化。其主张是，即使膜上存在大量的真空能量，我们也可以调整暗能量的当前值，使其与当前的观测结果一致。在这种自调谐机制中，与体标量相关的积分常数的存在是至关重要的。
2000-08-25 astro-ph gr-qc hep-ph
