Inflationary Cosmological Model of Bianchi Type VI0 with Exponential Potential

Abstract

У цьому дослідженні було визначено інфляційний простір-час LRS Bianchi типу VI0 під впливом ефективного потенціалу V(𝜙) = 𝑒 − 𝜙,   0, де 𝜙 поле Хіггса позначено як 𝜙. Для отримання точного розв'язку рекомендується використовувати середній масштабний коефіцієнт(R3) = B2A = 𝑒𝜙. За певних умов модель стає ізотропною та вільною від зсуву. Також модель спочатку не демонструє сингулярності. Еволюція ефективного потенціалу вказує на те, що модель узгоджується з інфляційним сценарієм, в якому Всесвіт зазнає швидкого розширення на ранніх стадіях. Протягом свого розвитку модель проявляє анізотропні властивості, оскільки відношення зсуву до розширення / не дорівнює нулю. Це дослідження вказує на важливість анізотропних інфляційних моделей для вирішення основних космологічних проблем, таких як проблеми площинності та горизонту. Параметр уповільнення q відіграє вирішальну роль у визначенні того, чи Всесвіт зазнає прискореного чи уповільненого розширення. Ми використали параметр Хаббла, скаляр розширення та скаляр зсуву для обговорення кінематичної та фізичної поведінки моделі. Результати підкреслюють, наскільки важливими є інфляційні сценарії для опису спостережуваної однорідності та великомасштабної структури сучасного космосу.

LRS Bianchi Type VI0 inflationary spacetime under the impact of the effective potential V(𝜙) = 𝑒 − 𝜙,   0, where 𝜙 Higgs field is denoted by 𝜙, has been determined in the current study. It is advised to use the average scale factor (R3) = B2A = 𝑒𝜙 to get the exact solution. Under certain conditions, the model becomes isotropic and shear- free. Also, the model does not show singularity at initially. The effective potential's evolution indicates that the model is consistent with an inflationary scenario in which the universe experiences a rapid expansion in its early stages. Throughout its development, the model displays anisotropic properties because the shear to expansion ratio / is nonzero. This study indicates the significance of anisotropic inflationary models for solving basic cosmological challenges like the flatness and horizon problems. The deceleration parameter q plays a crucial role in determining whether the universe undergoes accelerated or decelerated expansion. We have used hubble parameter, expansion scalar and shear scalar to discuss the model's kinematic and physical behavior. The results underline how crucial inflationary scenarios are for describing the observed homogeneity and large-scale structure of the current cosmos.