Observable vacuum energy is finite in expanding space
在这项工作中，我的理由是，在膨胀的空间中，只有那些量子模式有助于测量的真空能量，不超过可观察的体积。由于所有的量子化场模都有不同的可观测结果，当引力视界因果地将观测者限制在有限体积时，量子化场模应该被限制在可观测的补丁中，以保持与引力的一致。在Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker（FLRW）空间的可观测补丁内，能量-动量张量的真空期望值可以表示为离散场模式的总和。弗里德曼的第一个方程提供了一个简单的紫外截止，只允许有限数量的模式的总和。该有限体积充当红外调节器，并且真空能量密度的计算在没有正则化和重正化的情况下是易于处理的。为了检验这个想法的有效性，我量子化FLRW背景上的标量场，并计算其真空能量密度在真空为主，共形，全息极限。在这个极限下，我证明了量子真空的能量密度与哈勃参数的平方成比例，这与引力是一致的。在这个例子中，量子真空使空间膨胀，而膨胀空间的视界将真空的能量密度限制在观测值。
2022-03-31 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A Remark on Non-conformal Non-supersymmetric Theories with Vanishing Vacuum Energy Density
讨论了微扰论中真空能量密度为零的非共形非超对称大N规范理论。这些规范理论可以通过嵌入轨道折叠时空的IIB型D3-膜的场论极限得到。我们还讨论了这个设置中的重力。
2001-07-23 gr-qc hep-ph hep-th
Cosmological cancellation of the vacuum energy density
我们提出了一个简单的模型，提供了一个动态的真空能量密度的抵消机制出现在一个裸露的宇宙学常数，量子涨落的物质场或相变的结果的形式。这个“共形补偿器模型”是基于爱因斯坦和约旦框架之间的共形耦合$A(φ)$。这将第二个标量场$λ$耦合到物质能量-动量张量的迹线，包括裸宇宙学常数，并作为动力学拉格朗日乘子。结果，标量$λ$弛豫到一个值，该值抵消了真空能量密度对弗里德曼方程的贡献，并在物质相变后根据真空能量密度的变化调整自身。这通过背景标量场$φ$的时间依赖性绕过了温伯格定理。辐射时代，真空能量被取消，以自然的方式恢复。通过标量场对物质能量密度的跟踪，也可以恢复物质时代，以及暴胀和暗能量时代，它们对应于抵消机制变得无效的状态。这表明，暴胀、暗能量和真空能量密度的环形化可能与相同的机制有关。在这种情况下，避免了通常的真空能量微调，虽然暗能量时代的开始在适当的时间没有得到解释。
2019-08-22 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Black Hole Formation with an Interacting Vacuum Energy Density
我们讨论了一个球对称的大质量的恒星的核心，其中的流体成分是相互作用的真空能量密度的引力坍缩。坍缩核中真空度的影响用唯象的β参数来量化，β参数是由量纲参数和重整化群方法预测的.对于这个自由参数的所有合理的值，我们发现真空能量密度增加崩溃的时间，但它不能阻止奇点的形成。然而，奇点的性质取决于β的值。在辐射情况下，当β<1/2时，形成一个捕获面，而当β>1/2时，则形成一个裸奇点。一般来说，临界值为β=1-2/3（1+ω），其中ω参数描述流体组分的状态方程。
2012-07-21 astro-ph.CO gr-qc hep-th
On the Non-perturbative Properties of the Yang-Mills Vacuum and the Vacuum Energy Density
本文描述了纯SU（2）Y-M理论中静态位形真空能量密度的非微扰部分。真空状态被构建。
2000-01-09 hep-th
Vacuum Quantum Stress Tensor Fluctuations: A Diagonalization Approach
量子应力张量算符的大真空涨落可以用时间或时空平均算符概率分布的渐近行为来描述。在这里，我们专注于应力张量算子的情况下，平均与采样函数的时间。闵可夫斯基真空态不是时均算符的本征态，但可以根据其本征态展开。我们计算的概率分布和累积概率分布，以获得一个给定的值，在测量的时间平均运营商在真空状态。在这些计算中，我们使用闵可夫斯基时空中无质量标量场的时间导数的正常有序平方作为应力张量算符的一个例子。我们分析了不同时间采样函数，如紧支撑函数和洛伦兹函数的概率分布的尾部的下降率。我们发现，尾巴减少相对缓慢，分数幂的指数，与以前的工作使用的分布的时刻。我们的结果导致额外的支持的结论，大真空应力张量波动更可能比大的热波动，并可能有可观察到的影响。
2017-11-26 gr-qc hep-th quant-ph
Inflation after False Vacuum Decay: Observational Prospects after Planck
我们评估两个潜在的信号，我们的宇宙形成的衰变的假真空。负空间曲率是一种可能性，但其检测的窗口现在很小。然而，另一个可能的信号是在大角度处CMB功率谱的抑制。这是由于有效势在平坦的暴胀平台和将我们与母真空分开的高势垒之间插入时变陡而产生的。我们证明，这两种效果可以参数分离的角度尺度。从观测上看，陡峭效应似乎在大l下被排除;但它仍然与WMAP和普朗克合作发现的l以下约30的功率略有不足相一致。我们给出了两个简单的模型，提高了普朗克数据的拟合，一个可观察到的曲率和一个没有。尽管宇宙的变化，我们认为，未来的CMB极化和最重要的大尺度结构的观测应该能够证实普朗克异常，如果它是真实的。如果我们进一步假设亚稳真空景观的特定理论背景，如弦论所建议的那样，我们可以估计在CMB中看到低l抑制的概率。在这样的计算中有很大的理论不确定性，但我们认为可检测到抑制的概率可能高达O（1），并且通常明显大于看到曲率的概率。
2013-10-01 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Probability Distributions for Space and Time Averaged Quantum Stress Tensors
我们扩展了以前的工作量子应力张量运营商已平均在有限的时间间隔，包括平均在有限的空间区域以及。空间和时间平均可以被视为描述应力张量分量的测量过程，例如真空状态下量子场的能量密度。虽然空间平均降低了大的真空波动的概率相比，单独的时间平均，我们发现，概率分布下降得更慢，比指数作为测量的能量密度的大小增加。这意味着真空涨落有时会超过热涨落，并可能产生可观察到的影响。
2019-09-16 gr-qc hep-th quant-ph
Plane density of induced vacuum charge in a supercritical Coulomb potential
在坐标空间中，得到了强库仑势下平面感应真空电荷密度的表达式。治疗是基于自伴扩展的方法来构建的格林函数的带电费米子在这个潜在的。计算和分析了亚临界和超临界库仑势下无质量和有质量费米子的真空感生电荷密度。所获得的真空电荷密度的行为进行了研究，在长距离和短距离的库仑中心。感应真空电荷具有屏蔽符号。简要讨论了石墨烯中库仑杂质的筛选。我们计算了在超临界库仑势中由于所谓的真实真空极化而获得量子电动力学真空的真实真空极化电荷密度。结果表明，在有质量和无质量的情况下，真空电荷密度有本质的不同。我们希望我们的结果可以，作为一个原则问题，在石墨烯与超临界库仑杂质进行测试。
2016-04-05 hep-ph hep-th quant-ph
Mean lifetime of a false vacuum in terms of the Krylov-Fock non-escape probability
非衰变（或存活）概率的Krylov-Fock表达式允许评估与指数衰变定律（目前已通过实验建立）的偏差，因为它很容易提供寿命的分布函数作为随机量，所以信息量更大。在已建立的描述核α衰变的形式的指导下，我们用这个分布函数计算了寿命的平均值及其涨落率。这个理论框架是相当感兴趣的，因为它允许实验验证。接下来，我们将Krylov-Fock方法应用于有限温度下热场动力学框架下的亚稳态衰变。与现有的形式主义相比，这种方法显示了来自不同亚稳态的隧穿之间以及隧穿和势垒跳跃之间的干涉效应。在一致的量子力学描述框架下，这种效应看起来很自然，是“双缝实验”的一种表现。最后讨论了所得结果在场论中的应用。
2020-10-13 hep-ph hep-th
Statistical Distribution of the Vacuum Energy Density in Racetrack Kähler Uplift Models in String Theory
研究了IIB型弦论中通量紧致化中引入α '-修正的跑道模型，目的是在大紧致体积近似下得到可能的deSitter真空.与以前研究的Kähler Uders模型不同，在赛道情况下，由于对紧致体积大小的约束非常宽松，因此α '-校正对于亚稳态de-Sitter真空更可控。我们发现，真空能量密度Λ的de-Sitter真空的体积增长指数趋近于零。我们还分析了这类模型中Λ的概率分布的性质。与前面研究的其他情况一样，概率分布在Λ=0处再次达到峰值。我们还研究了Swiss-Cheese型模型中的Racetrack Kähler Uplink模型。
2013-05-03 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Finite density effects in Hosotani mechanism and a vacuum gauge ball
本文研究了Hosotani机制中U（1）规范对称性费米子的有限密度效应。构造了一种新的非拓扑孤子--真空规范球，并数值研究了它们的性质。我们找到了这些物理量之间的关系。
2004-12-21 astro-ph hep-ph hep-th
CMB constraints on spatial variations of the vacuum energy density
在最近的一篇文章中，一个简单的“球形气泡”玩具模型的空间变化的真空能量密度的介绍，和Ia型超新星的数据被用来约束它。在这里，我们推广的模型，允许的事实，我们可能不一定是在一个区域的中心与一组给定的宇宙学参数，并讨论这些模型的约束来自宇宙微波背景辐射数据。我们发现严格的约束可能的空间变化的真空能量密度的任何显着偏离中心的气泡，我们评论我们的结果的相关性。
2001-07-25 astro-ph gr-qc hep-ph
Nonlocal black hole evaporation and quantum metric fluctuations via inhomogeneous vacuum density
考虑了黑洞背景下真空能量密度实际值的不均匀性。研究了Schwarzschild黑洞对高度不均匀真空密度的反作用，并指出这种涨落导致了在近视界区偏离广义相对论。特别是，我们发现，真空波动到视界触发绝热释放的量子信息，而在视界附近的真空波动产生潜在的可观察到的度规波动的顺序史瓦西半径。因此，我们提出了一种强非暴力非定域性的形式，在这种形式中，我们同时得到了量子信息的非定域释放和可观测的度量涨落。
2018-11-08 gr-qc hep-th
Lagrangian Density for the Vacuum
本文主要讨论了真空中的拉格朗日密度，同时也讨论了真空中的物质场、修正的洛伦兹变换关系以及光速不变的原因。
2005-01-13 hep-ex hep-th
Quasiparticles in nonperturbative vacuum
本文提出了SU（2）Yang-Mills理论中的非微扰真空与非线性旋量场耦合的模型。通过类比量子色动力学中的阿贝尔磁引力支配，我们假设对这种真空的主要贡献来自于该理论中存在的类偶极解所描述的准粒子。利用能量趋于无穷大的准粒子数密度的假设，我们导出了这种非微扰真空的能量密度的近似表达式。与微扰真空的无限能量密度不同，这种非微扰真空是有限的。利用非微扰能量密度表达式中出现的参数的特征值，证明了该密度可能是与爱因斯坦宇宙学常数相关的能量密度的量级。提出了旋量场自耦合常数作为准粒子间特征距离的物理解释。本文简要地讨论了所考虑的非微扰真空模型的实验验证和确定其压强的问题。
2022-05-28 hep-ph hep-th
Calculating Vacuum Energy as a Possible Explanation of the Dark Energy
我们进行了研究的$λϕ^4$场解的性质。通过构造高斯波包来计算$S$矩阵，我们证明了真空未破态转移到破态的几率约为$10^{-52}$。在真空能量求和中加入这个几率约束条件作为调制因子后，得到真空能量密度约为$10^{-47}GeV^4$，与观测到的暗能量密度值完全一致，这可能是对暗能量的一种可能的解释。我们的结果还表明真空能量密度与宇宙年龄的平方成正比，这符合Dirac大数假设。
2011-06-15 astro-ph.CO hep-th
On the Calculation of the Vacuum Energy Density in Sigma Models
计算了二维$O(N)$非线性西格玛模型的真空能量密度。为了获得$\varepsilon_{vac}$，我们假设确定非微扰场的空间的每个点可以用具有小半径$r$的球体$S^2$代替，该小半径在计算的最后接近零。这个假设允许得到产生能量-动量张量的迹的v. e. v.的经典场。
1995-11-08 hep-ph hep-th
Negative vacuum energy densities and the causal diamond measure
可以说，景观图像的一个主要成功是预测了一个小的，非零的真空能量密度。这一预测的细节部分取决于多元宇宙的发散时空体积是如何被调节的，这是一个尚未解决的问题。其中一个建议，因果钻石措施，已经证明了许多现象学上的成功，包括预测正真空能量密度的分布与观察吻合得很好。然而，在弦的图景中，真空能量密度会有正的和负的值。我们发现，因果钻石测度与这样一个景观中的观测结果不太吻合--特别是，99.6%的星系观测者似乎就像我们测量的真空能量密度比我们测量的要小，他们中的大多数测量的真空密度都是负数。
2009-07-02 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Probability Distribution for Vacuum Energy Flux Fluctuations in Two Spacetime Dimensions
本文在二维共形场论框架下构造了真空能量通量涨落的概率分布及其与能量密度的联合分布，揭示通量分布具有对称性、可积奇点和修正贝塞尔函数形式，并证明其比能量密度分布更集中于中心。
2025-04-10 gr-qc hep-th math-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
On vacuum density, the initial singularity and dark energy
标准宇宙学提出了许多重要的问题。除了它的奇异起源，它还具有解释观测所需的早期和晚期加速阶段。真空能被认为是解决其中一些问题的可能途径。早期的de Sitter相中由自由场诱导的真空能量密度被估计为正比于$H^4$，而最近有人提出QCD凝聚诱导了一个在晚期正比于H的项。这些结果已被用于非奇异和暴胀在早期和加速在晚期的模型。在这里，我们把这些模型的标量场，并研究相应的原始扰动谱。在早期的频谱被发现是不标度不变的，从而意味着慢卷膨胀仍然需要由真空引起的相变后。在后期，相应的标量场势是谐波的，质量为哈勃尺度的量级，这一结果可以根据全息猜想来理解。
2009-05-19 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Vacuum Pair Creation in Spin Noncommutative of Coordinates: Volkov Background and Constant Electric Field
Laboratoire de Physique Mathématique et Physique Subatomique, LPMPS（数学物理与亚原子物理实验室）；Faculté des Sciences Exactes, Université Constantine 1（精确科学学院，君士坦丁第一大学）；Department of Physics, Faculty of Science, University of Hradec Kralove（赫拉德茨克拉洛韦大学理学院物理系）
研究坐标非交换性对真空对偶子产生概率的影响，揭示在Volkov背景中概率为零，而在恒定电场中非交换性增强概率并导致发散。
2025-11-08 hep-th
How to calculate the quantum part of the truly nonperturbative Yang-Mills vacuum energy density in the axial gauge QCD
本文利用复合算符的有效势方法，给出了计算轴向规范QCD量子模型基态中真非微扰真空能量密度的一般方法。它被定义为在深红外区（软动量区）积分出全胶子传播子的真正非微扰部分。非平凡的最小化过程使得有可能确定软截止的值在相应的非微扰尺度参数，这是不可避免地在任何非微扰模型的完整胶子传播子。如果为全胶子传播子所选择的Δ是一个现实的Δ，那么我们的方法唯一地确定了真正的真空能量密度，它总是有限的，自动为负的，并且没有虚部（稳定真空）。我们通过考虑对偶QCD基态的阿贝尔Higgs模型来说明这一点。我们已经明确地表明，没有弦贡献的这个模型的真空对量子修正是不稳定的。
2000-03-07 hep-ph hep-th
Probability Distributions for Quantum Stress Tensors Measured in a Finite Time Interval
一个有意义的概率分布的量子应力张量算符的测量只能得到如果运营商是平均在时间或时空。这种平均可以被认为是测量过程的描述。实际的测量可以预期在有限的时间开始和结束，这意味着它们由具有紧凑支持的函数描述，我们也将采取平滑。在这里，我们研究的概率分布的应力张量算子平均与这样的时间函数，在真空状态下的无质量的自由场。我们的主要目的是了解的渐近形式的分布描述的概率大的真空波动。我们的方法涉及的分布的高时刻的渐近估计。这些估计又可用于获得概率分布的渐近形式的估计。我们的研究结果表明，在一个有限的时间间隔内平均结果的概率分布下降得更慢比洛伦兹平均的情况下，都下降得更慢比指数。这表明真空涨落效应在某些情况下可以支配热涨落。
2015-08-10 gr-qc hep-th quant-ph
Black Hole Formation with an Interacting Vacuum Energy Density: Curvature Effects
研究了具有任意曲率参数的FLRW型恒星球对称大质量核的引力坍缩，其中流体组分与填充FLRW型几何的不断增长的真空能量密度相互作用.得到了所有自由参数值的完整精确解，并详细讨论了曲率项对坍缩时间、黑洞质量等物理量的影响.我们证明了在相同的初始条件下，黑洞的总质量只依赖于有效物质密度参数（包括真空分量）。结果还表明，曲率项的贡献并不改变形成黑洞的分析条件，即视视界，但对其余的物理量作了定量修正。
2013-03-02 gr-qc hep-th
On the Vacuum Energy Density and Non-Perturbative Effects in Sigma Models
得到了西格玛模型的$O(N)$非线性模型的真空能量密度。它表明，非微扰的贡献与对称流的平方的组$O(N)$。该结果对于受约束的$σ$字段有效。
1994-02-22 hep-th
Vacuum Energy Density and Cosmological Constant in dS Brane World
本文讨论了dS $_5$膜世界的真空能量密度和宇宙学常数。结果表明，AdS $_4$膜是稳定的，可以实现重力定位.得到了dS体宇宙学常数与膜宇宙学常数之间的显式关系。利用AdS $_4$膜中大质量标量场的离散质量谱，得到了膜宇宙学常数与真空能量密度的关系.用这种方法得到的膜内真空能量密度与天文观测结果一致。
2004-11-08 hep-th
Cosmological constant in a quantum fluid model
真空态与量子流体之间的可能类比为研究热修正、时空曲率、边界条件和量子反作用等引起的真空能量密度提供了一个模型。我们发现在这个量子流体模型中真空的能量密度并不是自然的物质能量密度的量级。我们展示了量子反反应中的高阶修正也可以对真空能量密度做出贡献，以及宇宙膨胀是宇宙脱离力学平衡的表现。这最后一个事实意味着简单的热力学参数不足以解释宇宙学常数问题，因为计算相关的真空能量密度首先需要知道真空的基本微观物理。
2011-09-10 hep-ph hep-th
Considerations Concerning the Contributions of Fundamental Particles to the Vacuum Energy Density
基本粒子对真空能量密度的贡献的协变正则化在Pauli-Villars，维正则化和Feynman调节器框架中实现。讨论了量纲正则化与截断计算之间的对应规则。为了证明自由场论在无质量极限下的标度不变性以及与对应规则的一致性，我们认为在自由场的情况下不存在四次发散，而当存在相互作用时，它们就会出现。
2003-05-05 astro-ph hep-ph hep-th
Anthropic predictions for vacuum energy and neutrino masses in the light of WMAP-3
人择概率分布的宇宙学常数和中微子质量的总和更新使用WMAP-3数据发布。λ的新分布比以前的分布更符合观测结果。观察值的典型性（定义为所有值的组合概率低于观察值）不低于22%。我们讨论了我们的结果的依赖性，简化的假设用于推导的分布λ和显示的协议的人为预测的数据是相当强大的。中微子质量之和的分布在1 eV处达到峰值，表明质量是简并的，但在2 sigma水平上仍然允许有等级质量模式。
2006-12-11 astro-ph gr-qc hep-ph
Vacuum Energy Density near Fluctuating Boundaries
对量子场施加边界条件会导致边界上的奇异能量密度。我们把边界作为具有非零位置不确定性的量子力学对象，并表明奇异能量密度被去除。这种处理也解决了一个长期存在的悖论有关的总能量的最小耦合和共形耦合标量场。
1998-06-02 gr-qc hep-th quant-ph
The mystery of cosmological vacuum energy density and the accelerated expansion of the universe
广义相对论的原理允许一个不为零的宇宙学常数，这至少可以部分地用物质场的量子涨落来解释。根据符号和大小，它可以在宇宙演化的某些阶段导致加速或减速膨胀。最近的宇宙学观察似乎表明，我们目前生活在一个加速阶段。我们回顾了历史和基本问题与宇宙学常数，然后讨论目前的证据，正值，这导致加速膨胀。
2000-09-22 astro-ph gr-qc hep-ph
Properties of the false vacuum as the quantum unstable state
我们从量子理论的观点分析了不稳定真空态的性质。在文献中，人们可以找到一些建议，一些假（不稳定）真空态可能会生存到他们的生存概率具有非指数形式的时候。在渐近晚期，生存概率作为时间的函数$t$具有类似幂的形式。我们证明了在这个时间区域，假真空态的能量趋于真真空态的能量，如对于$t \to \infty$的$1/t^{2}$。这意味着不稳定真空态的能量密度应该具有类似的性质，因此宇宙学常数$Λ= Λ(t)$也应该具有类似的性质。结论是不稳定真空宇宙中的$Λ$应具有“裸”宇宙学常数和$1/t^{2}$型项之和的形式：$Λ(t) \equiv Λ_{bare} + d/ t^{2}$（其中$Λ_{bare}$是真实真空宇宙的宇宙学常数）。
2016-09-04 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Holography and non-locality in a closed vacuum-dominated universe
一个封闭的真空主导的弗里德曼宇宙是渐近的德西特空间与宇宙学的事件视界的任何观察者。全息原理说，普朗克单位的视界面积决定了任何观察者都能获得的宇宙信息的比特数。描述与视界上的信息比特相关的质量量子概率分布的波函数是指定整个宇宙中质量量子概率分布的波函数的边界条件。宇宙中质量量子之间的局部相互作用导致波函数中的量子跃迁，从而指定整个宇宙的质量分布，并在整个宇宙中产生瞬时的非局部效应。
2006-10-05 gr-qc hep-th quant-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
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
On the Creation of Scalar Particles in a Flat Robertson-Walker Space-time
研究了平坦Robertson-Walker时空中真空的粒子产生问题。给出了Klein Gordon方程的两组精确解。然后应用基于Bogoliubov变换的正则方法计算了粒子对的产生几率和产生粒子的密度数。讨论了辐射支配宇宙和Milne宇宙等特殊宇宙学模型。对于这两种情况，真空到真空的跃迁几率计算和有效作用的虚部提取。
2011-11-13 gr-qc hep-th
Tunnelling for Large N
在这篇简短的笔记中，通过将随机方法应用于多个场，我们估计了具有$\cal N$场的景观中真空之间隧穿的概率。我们发现，概率可以提高大$\cal N$。当$\cal N$使某个真空的dS熵饱和时，相应的真空将非常不稳定，并且预计会迅速衰减。我们讨论了这一结果的影响。
2008-10-21 gr-qc hep-th
Vacuum energy density from a self-interacting scalar field in a Lorentz-violating Horava-Lifshitz model
本文在Hořava-Lifshitz洛伦兹破缺模型中研究自相互作用标量场的真空能量密度、一阶圈修正及拓扑质量产生，并利用有效势方法分析平行板Dirichlet边界条件对无质量与有质量情形的影响。
2025-05-08 gr-qc hep-th
Asymmetric Symmetry Breaking: Unequal Probabilities of Vacuum Selection
本研究提出一种模型，通过势能顶端仅$C^1$连续且受随机扰动，实现真空选择的不等概率，利用福克-普朗克方程理论求解并数值验证，为宇宙不对称性起源提供新机制。
2024-05-25 cond-mat.supr-con gr-qc hep-ph
Self-adjointness of the two-dimensional massless Dirac Hamiltonian and vacuum energy density in the background of a singular magnetic vortex
在2+1维时空中的奇异静磁涡旋背景下，对无质量旋量场进行了量子化。自伴扩展的方法被用来定义最一般的一组物理上可接受的边界条件在旋涡的位置。在此条件下，确定了涡旋背景中的真空能量密度和有效势。
2000-09-11 hep-th
Non-perturbative vacuum polarization effects in two-dimensional supercritical Dirac-Coulomb system. I. Vacuum charge density
基于分析方法，计算机代数工具和数值计算的原始组合，最近提出的参考文献。[1]-[3]，研究了含$Z > Z_{cr,1}$的2+1维超临界Dirac-Coulomb系统的非微扰真空极化效应.考虑了真空电荷密度$ρ_{VP}(\vec{r})$和真空能量$\mathcal{E}_{VP}$。结果表明，在超临界区，$\mathcal{E}_{VP}$是一个快速下降的函数$\sim - η_{eff}\, Z^3/R\, $，其中$η_{eff}>0 $和$R$是外库仑源的大小.由于计算的细节较多，整个工作分为第一部分和第二部分。在本部分中，我们考虑真空密度$ρ_{VP}$的评估和行为，这是进一步用于第二部分评估的真空能量，重点是重整化，收敛的部分展开$ρ_{VP}$和行为的积分感应电荷$Q_{VP}$在超临界区。
2017-12-07 hep-th physics.atom-ph quant-ph
What is the Regularized Casimir Vacuum Energy Density?
有边界时空中的正则化Casimir总能量一般不等于正则化能量密度的积分。这个矛盾的现象是最透明的分析在1+1维的无质量标量场的简单例子限制到一个线元素的长度$L$和遵守Dirichlet边界条件。
1997-01-17 hep-th quant-ph
Self-tuning vacuum variable and cosmological constant
引入了一个时空无关变量来表征洛伦兹不变的自维持量子真空。对于一个完美的（洛伦兹不变的）量子真空，这个变量的自调谐使进入低能引力场方程的有效能量密度无效。观察到的小但非零的宇宙学常数值可以解释为对应于不完美量子真空的有效能量密度（被，例如，热物质的存在）。
2008-04-17 gr-qc hep-th
Probability distributions of smeared quantum stress tensors
我们得到封闭形式的概率分布的个人测量的应力-能量张量的二维共形场论在真空状态下，涂抹在时间对高斯测试功能。其结果是一个移位的伽玛分布，其移位由先前已知的最佳量子不等式界给出。对于小的中心荷值，在真空中采样的能量密度的单独测量极有可能给出负结果。对于单个无质量标量场的情况，找到负值的概率为84%。我们还报告的四维无质量标量场的计算表明，概率分布的模糊的平方场也是一个移位的伽玛分布，但分布的能量密度不是。
2010-05-22 gr-qc hep-th quant-ph
Theta dependence of the vacuum energy density in chiral effective Lagrangian models at finite temperature, above $T_c$
在这项工作中，扩展了以前在零温度下的研究，（$T=0$），我们进行了系统的研究，在有限温度的情况下，以上的手征跃迁在$T_c$，引起的非零值的参数$θ$的QCD真空能量密度$ε_{vac}$的修改，使用两种不同的有效拉格朗日模型，其实现了基础理论的$U(1)$轴向异常，并且这两种模型也在上面被很好地定义$T_c$。特别是，我们推导出（并严格比较）的拓扑磁化率$χ$和第二累积量$c_4$的表达式从$θ$依赖的$ε_{vac}(θ)$在两个模型。
2019-06-15 hep-lat hep-ph hep-th
QCD $θ$-vacuum in a Uniform Magnetic Field
本文利用双味手征微扰理论（$χ$ PT）研究了在均匀磁场背景下QCD的$θ$真空，计算了与磁场相关的自由能密度、拓扑密度、拓扑磁化率和单圈阶四阶累积量。我们发现，当$θ=0$，第四拓扑累积量在弱磁场下减小，在较大磁场下增强时，拓扑磁化率被磁场增强。然而，在具有$θ\neq 0$的QCD真空中，拓扑磁化率相对于它们的$θ$ -真空值可以单调增强或减弱。除了$0$和$2π$附近的$θ$区域外，第四累积量也表现出单调增强或抑制，在这些区域中，它既被减弱又被增强。最后，拓扑密度的增强，其相对位移是相同的$θ$ -真空中的上下夸克凝聚的相对位移的所有磁场。
2021-11-11 hep-ph hep-th
Semiclassical calculation of an induced decay of false vacuum
我们考虑一个标量场发展成亚稳真空态并与另一个标量场弱相互作用的模型。在这种情况下，我们发现了第二场粒子的存在和碰撞所激发的假真空衰变的概率。所讨论的计算是最近建议的热处理诱导半经典过程的方法的一个例证。
2010-04-12 hep-th
Fate of the False Vacuum Revisited
从量子场论的观点出发，我们发现了一种新的伪真空衰变效应，这种效应是由场与一阶相变相关的标量场的耦合引起的。这种环境效应永远不能包括在使用有效势的传统方法中，事实上，它对隧穿现象起着耗散和涨落效应的作用。我们表明，假真空的衰变是急剧增强或抑制。也阐明了什么样的相互作用增强或抑制隧穿几率。
2010-09-10 hep-ph hep-th
On the Vacuum Polarization Density Caused by an External Field
我们考虑由一个或多个原子核产生的外电势$-λϕ$。按照狄拉克图像，这样的势使真空极化。在众所周知的重整化过程之后，在物理文献中导出的极化密度决定性地取决于$λ$的强度。对于小的$λ$，更准确地说，只要相应狄拉克算子的最低本征值$e_1(λ)$保持在本质谱的间隙中，密度上的积分为零。换句话说，真空保持中性。但是一旦$e_1(λ)$潜入较低的连续谱，真空就会自发地充入电荷$ 2e$。整体电荷守恒意味着两个正电子从真空中发射出来，也就是说，一个足够大的外势可以产生电子-正电子对。我们对这一现象给出了严格的证明。
2004-02-11 hep-th math-ph math.FA
Higher-dimensional perturbations of the vacuum energy density
由存在于膜上的（标准模型）场的超对称性破缺所产生的真空能量密度不能完全“卸载”到体：即使假设存在有效的“自调谐”机制，一小部分转移的能量“聚束”回膜，作为超对称性破缺引力传递到体的逆反应。在这种情况下，膜的超对称尺度必须有界，以保证这种剩余能量密度与当前大尺度现象学约束的一致性。这种效果是通过计算的零点能量的塔（高维）大量的状态相关的张量度量波动的膜嵌入在一个扭曲的散装几何，它被证明是独立的数量紧凑或非紧凑的额外的维度。
2008-05-27 astro-ph gr-qc hep-th
Naturalness of the Vacuum Energy in Holographic Theories
基于Fischler和Susskind的宇宙全息猜想，我们指出宇宙的平均能量密度由其熵极限从上而下束缚。由于弗里德曼方程使这种关系饱和，宇宙学能量密度的测量值在全息热力学的框架中是完全自然的：真空能量密度充满了全息束缚所允许的可用量子自由度。这与传统的量子场论形成强烈对比，因为没有类似的限制，真空能量的自然值预计比全息值高123个数量级。基于我们的简单计算，全息热力学，以及未来的全息量子（引力）理论，解决了真空能量之谜。
2006-03-17 astro-ph hep-ph hep-th
Vacuum Fluctuations of Energy Density can lead to the observed Cosmological Constant
与普朗克长度相关的能量密度是$ρ_{uv}\propto L_P^{-4}$，而与哈勃长度相关的能量密度是$ρ_{ir}\propto L_H^{-4}$，其中$L_H=1/H$。暗能量密度的观测值与{ \it either}有很大不同，并且接近于两者的几何平均值：$ρ_{vac}\simeq \sqrt{ρ_{uv} ρ_{ir}}$。文章认为经典引力实际上是对真空{ \it涨落}的能量密度的探测，而不是对能量密度本身的探测。虽然整体定义的基态，作为哈密顿量的本征态，不会有任何波动，但在宇宙视界所限定的有限空间区域中的基态能量将表现出波动$Δρ_{\rm vac}(L_P, L_H)$。当用作引力源时，这个$Δρ$应该导致一个视界大小为$L_H$的时空。该自举条件自然导致有效暗能量密度$Δρ\propto (L_{uv}L_H)^{-2}\propto H^2/G$，其精确地为观测值。该模型需要，要么（i）一个随机波动的真空能量，这是相关的约哈勃时间或（ii）一个半人的解释。的影响进行了讨论。
2004-06-07 astro-ph gr-qc hep-th
