Н аучная работа лаборатории астрономии и астрофизики связана с методами построения точных решений космологических уравнений, проблемы космологической меры и космологической постоянной, построением моделей темной энергии, адекватных наблюдательным данным, моделированием компактных релятивистских объектов в рамках модифицированной гравитации. Ряд новых научных результатов получены в сотрудничестве с ведущими зарубежными учеными из Испании, Италии, Японии и США. Ниже дан краткий обзор результатов, полученные в последние годы.

Результаты, связанные с поисками возможных решений проблемы космологической постоянной.

Предложено возможное решение проблемы космологической постоянной в космологии. Показано, что традиционный подход, основанный на на умножении вероятностей на объем пространства-времени, приводит к абсурдному предположению, что вероятность для наблюдателя измерить нулевое значение вакуумной энергии равна нулю. Использование же альтернативного подхода (усреднение по объему пространства-времени) позволяет объяснить ненулевое значение космологической постоянной.

Предложено решение проблемы так наз. “инфракрасной” расходимости, возникающей в рамках антропного принципа при определении космологической постоянной. Показано, что нулевые вероятности не составляют никаких проблем для моделей мультиверса, если использовать »объяснительный», а не »предсказывающий» рецепт вычисления байесовских вероятностей. Показано, что можно избежать проблемы инфракрасной расходимости если использовать схему состоящую из следующих ингредиентов: а) априорные вероятности задаются с помощью  космологической меры Линде-Ванчурина; б) необходимо учитывать все наблюдения (полную энтропию), сделанные в полном мультиверсе.

Показано, что значение космологической постоянной, по существу, играет роль спектрального параметра. Это связано с возможностью записи уравнения Фридмана как уравнения Шредингера, известного в квантовой механике. Это позволяет, в принципе, определить значение космологической постоянной, не прибегая к антропному принципу. Для этого необходимо задать эволюцию Вселенной в будущем. В случае, если значение космологической постоянной единственно, то эволюция Вселенной должна содержать сингулярность типа sudden future.

[1] A.V. Astashenok and A.D. Popolo, «Cosmological measure with volume averaging and the vacuum energy problem», Class. Quant. Grav. 29 , 085014 (2012) arXiv:1203.2290 [gr-qc].

[2] A.V. Yurov, V.A. Yurov, A.V. Astashenok, A.Ya. Shpilevoi, «An Infrared Divergence in the cosmological measure theory and the anthropic reasoning», Eur. Phys. J. C 7 1, 1740 (2011) arXiv:1102.0320 [astro-ph].

[3] A.V. Yurov, A.V. Astashenok, E. Elizalde, “The cosmological constant as an eigenvalue of a Sturm-Liouville problem”, Astrophys. Space Sci. 349 , 25 (2014) arXiv:1212.4268 [astro-ph.CO].

Результаты, связанные с исследованием различных моделей темной энергии.

В работе [1] развит общий формализм для построения моделей темной энергии, которые удовлетворяют наблюдательным данным и приводят к различным вариантам эволюции Вселенной. Изучены модели, которые приводят к стабильной эволюции в течение долгого времени, до того, как начинается разрушение гравитационно связанных структур из-за «малого разрыва», или имеет место сингулярность при конечном значении масштабного фактора. Модели проанализированы с точки зрения уравнения состояния для темной энергии и соответствующего описания в рамках скалярно-тензорной теории.  Впервые была рассмотрена несингулярная космологическая модель с «малым разрывом» с простейшим скалярным потенциалом Клейна-Гордона. Также предложены космологические модели с фантомным полем или квинтэссенцией, эволюция Вселенной в которых асимптотически стремится к режиму де Ситтера. Свойства таких моделей близки к моделям с малым разрывом.

В работе [2] рассмотрены модели темной энергии, которые весьма близки к стандартной космологической модели в настоящем, но в будущем могут приводить к различным вариантам эволюции.

Продемонстрировано, что наблюдательные данные, в принципе, не позволяют ответить на вопрос, закончит ли наша Вселенная свое существование в сингулярности или нет. Кратко проанализированы физические последствия режима «малого разрыва» и приближения эволюции Вселенной к сингулярностям различных типов. Рассмотрены модели темной энергии с сингулярностями типов III и II в конечном будущем. Сравнение этих моделей с данными наблюдений показало, что космологическая эволюция в этих моделях может быть фактически неотличимой от таковой в  $\Lambda$CDM-модели вплоть до настоящего момента. Более того, эта эволюция может быть стабильной в течение миллиардов лет до достижения финальной сингулярности. В этом смысле такие модели представляют собой реальную альтернативу стандартной космологической модели.

В работе [3] ряд моделей темной энергии изучены на предмет соответствия данным наблюдений. Для определения диапазона допустимых параметров моделей использованы данные наблюдений, включающие зависимость зведной величины сверхновых типа Ia от красного смещения, данные по барионным акустическим осцилляциям, зависимость параметра Хаббла от красного смещения.  Показано, что данные по возмущениям плотности материи позволяют определить более точно возможные отклонения от стандартной космологической модели по сравнению с анализом лишь данных по сверхновым звездам.  Рост возмущений плотности материи может происходить при достаточно малой фоновой плотности, но еще до возможного разрушения связанных систем (подобных кластерам галактик, галактикам и т.д.) из-за «малого разрыва» или в окрестности сингулярностей большого разрыва и типа III. Данные эффект может, в принципе, привести будущую Вселенную в хаотическое состояние еще до разрушения или сингулярности.

В работе [4] исследованы космологические модели темной энергии на бране Рэндалл-Сэндрум (RS-брана). Эти модели могут быть также весьма близки к стандартной космологической модели в настоящем, но в будущем приводить к нетривиальной эволюции. Возможные режимы расширения Вселенной в этом случае включают те же варианты, что и в космологии Фридмана-Эйнштейна. Ряд интересных эффектов связано с натяжением браны. Так, например, «малый разрыв» происходит быстрее во вселенной на RS-бране, чем в обычной космологии. В режиме расширения, асимптотически стремящегося к де ситтеровскому, натяжение браны приводит к изменению величины эффективной космологической постоянной по сравнению с физической плотностью темной энергии. Следствием этого является то, что величина силы инерции из-за ускоренного расширения может значительно превосходить соответствующие значение этой силы в обычных космологических моделях.

В работе [5] на предмет соответствия данным наблюдений рассмотрены некоторые простые космологические модели на бране. Полученные результаты сопоставлены с соответствующими моделями в космологии Фридмана-Эйнштейна. Приведены явные формулы для параметра замедления и jerk-парметра в соответствующих телепараллельных моделях. Это может быть полезно для сравнения петлевой квантовой космологии с космологией на RS-бране. Анализ данных наблюдений позволил оценить возможное отклонение наблюдаемой космологии от космологии Фридмана-Эйнштейна.

В работе [6] с помощью разработанного авторами метода суперпотенциала построены новые точные решения космологических уравнений на бране. Анализ решений показал, что космологическая эволюция Вселенной в них содержит фазу инвляции и выход из нее без точной настройки параметров. Другой класс решений может описывать современную фазу ускоренного расширения с возможным выходом из нее или без такового.

В работе [7] установлено, что явление большого перехода открывает возможность нетривиальной интерпретации некоторых космологических решений и расширяет класс космологических моделей, совместных с наблюдениями.

[1] A.V. Astashenok, S. Nojiri, S.D. Odintsov, A.V. Yurov, “Phantom Cosmology without Big Rip Singularity”, Phys. Lett. B 709 , 396 (2012) arXiv:1201.4056 [gr-qc].

[2] A.V. Astashenok, S. Nojiri, S.D. Odintsov, R.J. Scherrer, “Scalar dark energy models mimicking ΛCDM with arbitrary future evolution”, Phys. Lett. B 713 ,  145 (2012)  arXiv:1203.1976 [gr-qc].

[3] A.V. Astashenok, E. Elizalde, S.D. Odintsov, A.V. Yurov, “Equation-of-state formalism for dark energy models on the brane and the future of brane universes”, Eur. Phys. J. C 72 , 2260 (2012) arXiv:1206.2192 [gr-qc].

[4] A.V. Astashenok, S.D. Odintsov, “Confronting dark energy models mimicking $Λ$CDM epoch with observational constraints: future cosmological perturbations decay or future Rip?”, Phys. Lett. B 718 , 1194 (2013) arXiv:1211.1888 [gr-qc].

[5] A. V. Astashenok, E. Elizalde, J. de Haro, S. D. Odintsov, A. V. Yurov, “Brane cosmology from observational surveys and its comparison with standard FRW cosmology”, Astrophys. Space Sci. 347 , 1 (2013) arXiv:1301.6344 [gr-qc].

[6] A.V. Astashenok, A.V. Yurov, S.V. Chervon, E.V. Shabanov, M. Sami, “New exact cosmologies on the brane”, Astrophys. Space Sci. (2014) arXiv:1311.6798 [gr-qc].

[7] A.V. Yurov, A.V. Astashenok and V.A. Yurov, “The Big Trip and Wheeler-DeWitt equation”, Astrophys. Space Sci. 342 , 1 (2012) arXiv:1208.3828 [gr-qc].

Результаты, связанные с моделированием компактных объектов в модифицированной теории тяготения.

Проведено моделирование нейтронных звезд в рамках теорий модифицированной гравитации [1]. [2], [3]. Предложены возможные способы тестирования модифицированной гравитации на примере нейтронных звезд. Показано, что в модифицированной гравитации может существовать вторая ветвь стабильных звездных конфигураций при очень высоких плотностях. Установлено также, что в рамках модифицированной гравитации некоторые уравнения состояния, предложенные для описания сверхплотной материи могут давать реалистичные результаты в отличие от общей теории относительности. Одной из существенных проблем в современной теории нейтронных звезд является вопрос о максимальной массе нейтронной звезды. Реалистичное уравнение состояния должно учитывать появление гиперонов при сверхвысоких плотностях в недрах нейтронных звезд. Однако, это приводит к смягчению уравнения состояния и уменьшению максимального предела массы. Для ряда моделей максимальная масса составляет порядка 1,6-1,8 солнечных масс. Этот результат находится в противоречии с недавно измеренной массой пульсара PSR 1614-2230, которая близка к двум солнечным массам. Удалось показать, что в рамках модифицированной гравитации некоторые уравнения состояния могут давать реалистичные результаты и требуемый предел максимальной массы.

Другой возможный источник увеличения максимальной массы — наличие сильных магнитных полей у нейтронных звезд. Модели нейтронных звезд с магнитными полями в квадратичной гравитации и в гравитации с кубическими поправками исследованы в [4], [5]. Удается построить модели, в которых максимальная масса близка к трем-четырем солнечным. Довольно интересно, что имеются указания на существование нейтронных звезд с такой массой. Возможная масса объектов B1957+20 и 4U 1700-377 оценивается в 2,4 солнечных, а J1748-2021B — ,8 солнечных массы.

[1] A.V. Astashenok, S. Capozziello, S.D. Odintsov, “Further stable neutron star models from f(R) gravity”, JCAP 12 , 040 (2013) arXiv:1309.1978 [gr-qc].

[2] A.V. Astashenok, “Neutron star models in frames of f (R) gravity”, AIP Conf. Proc. 1606 , 99 (2014).

[3] A.V. Astashenok, S. Capozziello, S.D. Odintsov, “Maximal neutron star mass and the resolution of hyperon puzzle in modified gravity”, Phys. Rev. D 89 , 103509 (2014) arXiv:1401.4546 [gr-qc].

[4] A.V. Astashenok, S.Capozziello, S.D. Odintsov, “Magnetic neutron star from  modified gravity”, arXiv: 1405.6663 [gr-qc].

[5] A.V. Astashenok, S. Capozziello, S.D. Odintsov, “Extreme neutron stars from Extended Theories of Gravity”, arXiv:1408.3856 [gr-qc].