Säieteoria. Avaruus, aika, merkkijonoteoria ja joitain kosmologian kysymyksiä Kosmologiset mallit, jotka liittyvät kielten kenttäteoriaan

Jos merkkijonoteoria on muun muassa painovoimateoria, niin miten se verrataan Einsteinin painovoimateoriaan? Miten kielet ja aika-avaruusgeometria liittyvät toisiinsa?

Kielet ja gravitonit

Helpoin tapa kuvitella merkkijono kulkevan tasaisessa d-ulotteisessa aika-avaruudessa on kuvitella sen kulkevan avaruuden halki jonkin aikaa. Merkkijono on yksiulotteinen esine, joten jos päätät matkustaa merkkijonoa pitkin, voit matkustaa vain eteenpäin tai taaksepäin sitä pitkin, sille ei ole muita suuntauksia, kuten ylös tai alas. Kuitenkin avaruudessa itse merkkijono voi hyvinkin liikkua haluamallasi tavalla, vaikkakin ylös tai alas, ja liikkeessään aika-avaruudessa merkkijono peittää pinnan ns. maailman arkkijonoja (noin käännös nimi muodostuu analogisesti hiukkasen maailmanviivan kanssa, hiukkanen on 0-ulotteinen objekti), joka on kaksiulotteinen pinta, jossa yksi ulottuvuus on tilallinen ja toinen ajallinen.

Merkkijonon maailmanlevy on avainkäsite kaikessa merkkijonofysiikassa. Kulkiessaan d-ulotteisen aika-avaruuden läpi merkkijono värähtelee. Itse merkkijonon kaksiulotteisen maailmanlevyn näkökulmasta nämä värähtelyt voidaan esittää värähtelyinä kaksiulotteisessa kvanttigravitaatioteoriassa. Jotta nämä kvantisoidut värähtelyt olisivat yhdenmukaisia ​​kvanttimekaniikan ja erityissuhteellisuusteorian kanssa, aika-avaruusulottuvuuksien lukumäärän on oltava 26 teorialle, joka sisältää vain voimia (bosonit) ja 10 teorialle, joka sisältää sekä voimat että aineen (bosonit ja fermionit).
Joten mistä painovoima tulee?

Jos aika-avaruudessa kulkeva merkkijono on suljettu, niin sen spektrissä on muiden värähtelyjen joukossa hiukkanen, jonka spin on yhtä suuri kuin 2 ja jonka massa on nolla, tämä on gravitoni, hiukkanen, joka on gravitaatiovuorovaikutuksen kantaja.
Ja missä on gravitoneja, siellä täytyy olla painovoimaa.. Joten missä painovoima on merkkijonoteoriassa?

Jouset ja aika-avaruusgeometria

Klassinen teoria tila-aikageometriasta, jota kutsumme painovoimaksi, perustuu Einsteinin yhtälöön, joka yhdistää aika-avaruuden kaarevuuden aineen ja energian jakautumiseen aika-avaruudessa. Mutta miten Einsteinin yhtälöt näkyvät merkkijonoteoriassa?
Jos suljettu merkkijono kulkee kaarevassa aika-avaruudessa, sen koordinaatit aika-avaruudessa "tuntevat" tämän kaarevuuden merkkijonon liikkuessa. Ja jälleen, vastaus on merkkijonon maailmanarkissa. Kvanttiteorian noudattamiseksi kaarevan aika-avaruuden on tässä tapauksessa oltava ratkaisu Einsteinin yhtälöihin.

Ja jotain muuta, mikä oli jousisoittajien kannalta erittäin vakuuttava tulos. Kieleteoria ei vain ennusta gravitonin olemassaoloa tasaisessa aika-ajassa, vaan myös sitä, että Einsteinin yhtälöiden on pädettävä kaarevassa aika-avaruudessa, jossa merkkijono etenee.

Entä jouset ja mustat aukot?

Mustat aukot ovat ratkaisuja Einsteinin yhtälöön, joten painovoimaa sisältävät jousiteoriat ennustavat myös mustien aukkojen olemassaolon. Mutta toisin kuin tavallinen Einsteinin suhteellisuusteoria, merkkijonoteoriassa on monia mielenkiintoisempia symmetrioita ja ainetyyppejä. Tämä johtaa siihen, että merkkijonoteorioiden yhteydessä mustat aukot ovat paljon mielenkiintoisempia, koska niitä on paljon enemmän ja ne ovat monipuolisempia.

Onko aika-avaruus perustavanlaatuinen?

Vastaus merkkijonoteoriasta

Mikä on mustan aukon entropia?

Kaksi tärkeintä termodynaamista suuretta ovat lämpötila Ja haje. Kaikki tuntevat lämpötilan sairauksista, sääennusteista, kuumasta ruoasta jne. Mutta entropian käsite on melko kaukana Jokapäiväinen elämä useimmat ihmiset.

Harkitse kaasulla täytetty astia tietty molekyyli M. Kaasun lämpötila astiassa on ilmaisin astiassa olevien kaasumolekyylien keskimääräisestä kineettisesta energiasta. Jokainen molekyyli on kvanttihiukkanen sillä on kvantisoitu joukko energiatiloja, ja jos ymmärrämme näiden molekyylien kvanttiteorian, teoreetikot voivat laskea mahdollisten kvanttimikrotilojen lukumäärä nämä molekyylit ja saavat vastauksena tietyn määrän. Haje nimeltään tämän luvun logaritmi.

Voidaan olettaa, että mustan aukon sisällä olevan painovoimateorian ja mittariteorian välillä on vain osittainen vastaavuus. Tässä tapauksessa musta aukko voi kaapata tietoa ikuisesti – tai jopa siirtää tietoja uuteen universumiin, joka syntyy mustan aukon singulaarisuudesta (John Archibald Wheeler ja Bruce De Witt). Tieto ei siis lopulta häviä sen elämän suhteen uudessa universumissa, vaan tieto katoaa ikuisesti mustan aukon reunalla olevalle tarkkailijalle. Tämä menetys on mahdollista, jos mittarin teoria rajalla sisältää vain osittaista tietoa reiän sisältä. Voidaan kuitenkin olettaa, että näiden kahden teorian välinen vastaavuus on tarkka. Mittariteoria ei sisällä horisonttia eikä singulaarisuutta, eikä ole paikkaa, johon tieto voisi kadota. Jos tämä vastaa täsmälleen mustalla aukolla olevaa aika-avaruutta, informaatiota ei voi menettää sinnekään. Ensimmäisessä tapauksessa tarkkailija menettää tiedon, toisessa hän säilyttää sen. Nämä tieteelliset oletukset vaativat lisätutkimusta.

Kun se tuli selväksi mustat aukot haihtuvat kvantti tavalla, kävi myös ilmi, että mustilla aukoilla on samanlaisia ​​termodynaamisia ominaisuuksia kuin lämpötila ja entropia. Mustan aukon lämpötila on kääntäen verrannollinen sen massaan, joten sen haihtuessa musta aukko kuumenee ja kuumenee.

Mustan aukon entropia on neljäsosa sen tapahtumahorisontin pinta-alasta, joten entropia pienenee ja pienenee mustan aukon haihtuessa ja horisontti pienenee ja pienenee haihtumisen edetessä. Kuitenkin merkkijonoteoriassa ei vieläkään ole selvää yhteyttä kvanttiteorian kvanttimikrotilojen ja mustan aukon entropian välillä.

On perusteltua toivoa, että sellaiset esitykset väittävät olevansa Täysi kuvaus ja selitys mustissa aukoissa esiintyvistä ilmiöistä, koska niitä kuvataan käyttämällä supersymmetria-teoriaa, jolla on keskeinen rooli merkkijonoteoriassa. Supersymmetrian ulkopuolelle rakennetut jousiteoriat sisältävät epävakauksia, jotka ovat riittämättömiä ja lähettävät yhä enemmän takyoneja prosessissa, jolla ei ole loppua ennen kuin teoria romahtaa. Supersymmetria eliminoi tämän käyttäytymisen ja vakauttaa teorioita. Supersymmetria kuitenkin tarkoittaa, että ajassa on symmetriaa, mikä tarkoittaa, että supersymmetristä teoriaa ei voida rakentaa ajassa kehittyvälle aika-avaruudelle. Siten sen vakauttamiseksi vaadittava teorian puoli vaikeuttaa myös kvanttigravitaatioteorian ongelmiin liittyvien kysymysten tutkimista (esimerkiksi mitä universumissa tapahtui heti alkuräjähdyksen jälkeen tai mitä tapahtuu syvällä mustan horisontissa reikä). Molemmissa tapauksissa "geometria" kehittyy nopeasti ajan myötä. Nämä tieteellisiä ongelmia vaativat lisätutkimuksia ja ratkaisuja.

Mustat aukot ja braanit merkkijonoteoriassa

Supermerkkijonoteorian puitteissa on mahdollista tutkia mustia aukkoja braenien ansiosta. Braani on fyysinen perusobjekti (pidennetty p-ulotteinen kalvo, jossa p on avaruudellisten ulottuvuuksien lukumäärä). Witten, Townsend ja muut fyysikot lisäsivät spatiaalisia monistoja yksiulotteisiin merkkijonoihin suuri numero mitat. Kaksiulotteisia esineitä kutsutaan kalvoiksi tai 2-braneiksi, kolmiulotteisia esineitä kutsutaan 3-braneiksi, rakenteita, joiden mitta on p, kutsutaan p-braneiksi. Juuri braanit mahdollistivat joidenkin erityisten mustien aukkojen kuvaamisen supermerkkijonoteorian puitteissa. Jos asetat merkkijonojen kytkentävakion nollaan, voit teoriassa "sammuttaa" gravitaatiovoiman. Tämä antaa meille mahdollisuuden harkita geometrioita, joissa monia braneja on kääritty ylimääräisten ulottuvuuksien ympärille. Braneissa on sähkö- ja magneettivarauksia (braanin varaukselle on rajallinen määrä, tämä raja liittyy braanin massaan). Konfiguraatiot, joissa on suurin mahdollinen varaus, ovat hyvin spesifisiä ja niitä kutsutaan äärimmäisiksi (näihin sisältyy yksi niistä tilanteista, joissa on lisäsymmetriaa, joka mahdollistaa tarkemmat laskelmat). Äärimmäiset mustat aukot ovat niitä reikiä, joissa on enimmäismäärä sähkö- tai magneettivaraus, joka mustalla aukolla voi olla ja joka on silti vakaa. Tutkimalla ylimääräisiin mittoihin käärittyjen äärimmäisten braenien termodynamiikkaa voidaan toistaa äärimmäisten mustien aukkojen termodynaamiset ominaisuudet.

Erityinen merkkijonoteoriassa erittäin tärkeitä mustia aukkoja ovat ns BPS mustia aukkoja. BPS-mustalla aukolla on sekä varaus (sähköinen ja/tai magneettinen) että massa, ja massa ja varaus liittyvät toisiinsa suhteella, jonka toteutuminen johtaa katkeamaton supersymmetria aika-avaruudessa lähellä mustaa aukkoa. Tämä supersymmetria on erittäin tärkeä, koska se saa joukon erilaisia ​​kvanttikorjauksia katoamaan, jolloin voit saada tarkan vastauksen mustan aukon horisontin lähellä olevasta fysiikasta yksinkertaisilla laskelmilla.

Aiemmissa luvuissa selvisimme, että merkkijonoteoriassa on objekteja, joita kutsutaan nimellä p-braanit Ja D-braanit. Koska kohta voidaan harkita tyhjä brane, niin mustan aukon luonnollinen yleistys on musta p-braani. Lisäksi hyödyllinen esine on BPS musta p-braani.

Lisäksi mustien p-braanien ja D-braanien välillä on suhde. Suurille varausarvoille tila-aikageometria kuvataan hyvin mustalla p-braanilla. Mutta jos maksu on pieni, niin järjestelmää voidaan kuvata joukolla heikosti vuorovaikutuksessa olevia D-braaneja.

Tässä heikosti kytkeytyneiden D-braanien rajassa BPS-olosuhteissa voidaan laskea mahdollisten kvanttitilojen lukumäärä. Tämä vastaus riippuu järjestelmän D-braanien varauksista.

Jos palataan mustan aukon ekvivalentin geometriseen rajaan p-braanijärjestelmään, jolla on samat varaukset ja massat, huomaamme, että D-braanijärjestelmän entropia vastaa mustan aukon tai p-braanin laskettua entropiaa. tapahtumahorisontin alue.

Kieliteorian kannalta tämä oli yksinkertaisesti fantastinen tulos. Mutta tarkoittaako tämä sitä, että D-braanit ovat vastuussa mustan aukon perustavanlaatuisista kvanttimikrotiloista, jotka ovat mustien aukkojen termodynamiikan taustalla? Laskelmat D-braneilla on helppo suorittaa vain supersymmetristen BPS mustien kohteiden tapauksessa. Suurin osa Universumin mustissa aukoissa on hyvin vähän (jos ollenkaan) sähkö- tai magneettivarausta, ja ne ovat yleensä melko kaukana BPS-objekteista. Ja toistaiseksi se ei ole ratkaistu ongelma - laskea mustan aukon entropia tällaisille kohteille käyttämällä D-braanien formalismia.

Mitä tapahtui ennen alkuräjähdystä?

Kaikki tosiasiat osoittavat sen Alkuräjähdys oli joka tapauksessa. Ainoa asia, jota voidaan pyytää selventämään tai määrittelemään selkeämpiä rajoja fysiikan ja metafysiikan välille, on se, mitä tapahtui ennen alkuräjähdystä?

Fyysikot määrittelevät fysiikan rajat kuvaamalla ne teoreettisesti ja sitten vertaamalla olettamustensa tuloksia havaintotietoihin. Havainnoitavamme universumimme kuvataan erittäin hyvin tasaiseksi tilaksi, jonka tiheys on yhtä suuri kuin kriittinen, pimeä aine ja kosmologinen vakio, joka on lisätty havaittuun aineeseen, joka laajenee ikuisesti.

Jos jatkamme tätä mallia menneisyyteen, jolloin maailmankaikkeus oli erittäin kuuma ja hyvin tiheä ja hallitsi säteilyä, meidän on ymmärrettävä fysiikka alkuainehiukkasia, joka toimi silloin noilla energiatiheyksillä. Hiukkasfysiikan ymmärtäminen kokein auta hyvin vähän jo sähköheikon yhdistämisasteikon luokkaa olevilla energioilla, ja teoreettiset fyysikot kehittävät malleja, jotka menevät hiukkasfysiikan standardimallia pidemmälle, kuten Grand Unified Theories, supersymmetriat, merkkijonomallit. , kvanttikosmologia.

Nämä vakiomallin laajennukset ovat välttämättömiä kolmen suuren alkuräjähdyksen ongelman vuoksi:
1. tasaisuusongelma
2. horisonttiongelma
3. Kosmologisten magneettisten monopolien ongelma

Tasaisuus ongelma

Havaintojen tulosten perusteella universumissamme kaiken aineen, mukaan lukien pimeän aineen ja kosmologisen vakion, energiatiheys on hyvällä tarkkuudella yhtä suuri kuin kriittinen, mikä tarkoittaa, että avaruudellisen kaarevuuden tulisi olla nolla. Einsteinin yhtälöistä seuraa, että mikä tahansa poikkeama tasaisuudesta vain tavallisella aineella ja säteilyllä täytetyssä universumissa vain kasvaa universumin laajenemisen myötä. Siten jopa hyvin pienen poikkeaman tasaisuudesta menneisyydessä on oltava hyvin suuri nyt. Nyt saatujen havaintojen mukaan poikkeama tasaisuudesta (jos sellaista on) on hyvin pieni, mikä tarkoittaa, että ennen alkuräjähdyksen alkuvaiheissa se oli vielä monta suuruusluokkaa pienempi.

Miksi alkuräjähdys alkoi niin mikroskooppisella poikkeamalla avaruuden litteästä geometriasta? Tätä ongelmaa kutsutaan tasaisuus ongelma alkuräjähdyksen kosmologia.

Huolimatta alkuräjähdystä edeltäneestä fysiikasta, se toi universumin tilakaarevuuden nollatilaan. Näin ollen alkuräjähdystä edeltäneen fyysisen kuvauksen pitäisi ratkaista tasaisuusongelma.

Horisontti ongelma

Kosminen mikroaaltosäteily on jäähtynyt jäännös säteilystä, joka "hallitsi" maailmankaikkeutta alkuräjähdyksen säteilyn hallitseman vaiheen aikana. Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn havainnot osoittavat, että se on yllättävän sama kaikkiin suuntiin tai, kuten sanotaan, erittäin hyvä. isotrooppinen lämpösäteilyä. Tämän säteilyn lämpötila on 2,73 Kelvin-astetta. Tämän säteilyn anisotropia on hyvin pieni.

Säteily voi olla näin homogeenista vain yhdessä tapauksessa - jos fotonit ovat erittäin hyvin "sekoittuneet" tai ovat termisessä tasapainossa törmäysten kautta. Ja tämä kaikki on Big Bang -mallin ongelma. Törmäävät hiukkaset eivät voi välittää tietoa valonnopeutta nopeammin. Mutta laajenevassa maailmankaikkeudessa, jossa elämme, valonnopeudella liikkuvilla fotoneilla ei ole aikaa lentää universumin "reunasta" toiseen ajassa, joka tarvitaan havaitun lämpösäteilyn isotropian muodostamiseen. Horisontin koko on etäisyys, jonka fotoni voi kulkea; Universumi laajenee samaan aikaan.

Universumin horisontin nykyinen koko on liian pieni selittämään kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn isotropiaa, jotta se muodostuisi luonnollisesti siirtymällä lämpötasapainoon. Tämä on horisonttiongelma.

Reliktisten magneettisten monopolien ongelma

Kun kokeilemme magneetteja maan päällä, niissä on aina kaksi napaa, pohjoinen ja etelä. Ja jos leikkaamme magneetin kahtia, niin tuloksena meillä ei ole magneettia, jossa on vain pohjoinen, eikä magneettia vain etelänavat. Ja meillä on kaksi magneettia, joista jokaisessa on kaksi napaa - pohjois- ja etelänapa.
Magneettinen monopoli olisi magneetti, jossa on vain yksi napa. Mutta kukaan ei ole koskaan nähnyt magneettisia monopoleja. Miksi?
Tämä tapaus on aivan erilainen kuin tapaus sähkövaraus, jossa on helppo jakaa varaukset positiivisiin ja negatiivisiin niin, että toisella puolella on vain positiivinen ja toisella vain negatiivinen.

Nykyaikaiset teoriat, kuten Big Unification -teoriat, supermerkkijonoteoriat ennustavat magneettisten monopolien olemassaolon, ja yhdessä suhteellisuusteorian kanssa käy ilmi, että niitä pitäisi tuottaa alkuräjähdyksen prosessissa. niin monta, niin paljon, että niiden tiheys voi ylittää havaitun tiheyden tuhat miljardia kertaa.

Kokeilijat eivät ole kuitenkaan toistaiseksi löytäneet yhtäkään.

Tämä on kolmas motiivi etsiä ulospääsyä alkuräjähdyksestä - meidän täytyy selittää, mitä tapahtui universumissa, kun se oli hyvin pieni ja erittäin kuuma.

Inflaatiouniversumi?

Aine ja säteily vetäytyvät gravitaatiovoimaisesti, joten painovoima väistämättä pakottaa aineen epähomogeenisuudet kasvamaan ja tiivistymään mahdollisimman symmetrisessä tilassa, joka on täynnä ainetta. Tällä tavalla vety siirtyi kaasumuodosta tähtien ja galaksien muotoon. Mutta tyhjiöenergialla on erittäin voimakas tyhjiöpaine, ja tämä tyhjiöpaine vastustaa painovoiman romahtamista ja toimii tehokkaasti hylkivänä voimana. painovoima, antigravitaatio. Tyhjiön paine tasoittaa epäsäännöllisyyksiä ja tekee tilasta tasaisemman ja tasaisemman sen laajentuessa.

Siten yksi mahdollinen ratkaisu tasaisuusongelmaan olisi, että universumimme käy läpi vaiheen, jota hallitsee tyhjiön energiatiheys (ja siten sen paine). Jos tämä vaihe tapahtui ennen säteilyn hallitsemaa vaihetta, niin evoluution alkaessa säteilyn hallitsemassa vaiheessa universumin olisi pitänyt olla jo erittäin korkeatasoinen, niin litteä, että säteilyn häiriöiden lisääntymisen jälkeen -dominoiva vaihe ja ainedominanssivaihe, nykyinen tasaisuus Universumi täytti havaintotiedot.

Ratkaisu tällaiseen tasaisuusongelmaan ehdotettiin vuonna 1980. kosmologi Alan Guth. Malli on ns inflaatiouniversumi. Inflaatiomallin puitteissa universumimme aivan evoluution alussa on puhtaan tyhjiöenergian laajeneva kupla, jossa ei ole muuta ainetta tai säteilyä. Nopean laajenemisjakson tai inflaation ja nopean jäähtymisen jälkeen tyhjiön potentiaalienergia muuttuu esiin tulevien hiukkasten ja säteilyn kineettiseksi energiaksi. Universumi lämpenee jälleen ja saamme alkuräjähdyksen.

Näin ollen alkuräjähdystä edeltänyt inflaatiovaihe voisi selittää, kuinka alkuräjähdys saattoi alkaa niin nollasta tarkaan avaruudellisella kaarevalla, että maailmankaikkeus on edelleen litteä.

Inflaatiomallit ratkaisevat myös horisonttiongelman. Tyhjiön paine kiihdyttää avaruuden laajenemista ajassa, joten fotoni voi kulkea paljon pidemmän matkan kuin aineella täytetyssä universumissa. Toisin sanoen aineen puolelta valoon vaikuttava vetovoima tietyssä mielessä hidastaa sitä, aivan kuten se hidastaa avaruuden laajenemista. Inflaatiovaiheessa avaruuden laajenemista kiihdyttää kosmologisen vakion tyhjiöpaine, mikä saa valon kulkemaan nopeammin, kun itse avaruus laajenee nopeammin.

Jos maailmankaikkeutemme historiassa todella oli inflaatiovaihe, joka edelsi säteilyn hallitsemaa vaihetta, niin inflaation lopussa valo voisi ohittaa koko maailmankaikkeuden. Joten CMB-isotropia ei ole enää big bang -ongelma.

Inflaatiomalli ratkaisee myös magneettisten monopolien ongelman, koska teorioissa, joissa ne syntyvät, täytyy olla yksi monopoli tyhjiöenergiakuplaa kohden. Ja tämä tarkoittaa, että yksi monopoli koko maailmankaikkeudelle.

Tästä syystä inflaatiouniversumin teoria on suosituin kosmologien keskuudessa alkuräjähdystä edeltäneenä teoriana.

Miten inflaatio toimii?

Tyhjiöenergia, joka ohjaa universumin nopeaa laajenemista inflaatiovaiheen aikana, tulee skalaarikentästä, joka johtuu spontaanin symmetrian rikkoutumisesta joissakin yleistetyissä hiukkasteorioissa, kuten Grand Unified Theory tai merkkijonoteoria.

Tätä kenttää kutsutaan joskus inflaatio. Inflatonin keskiarvo lämpötilassa T on sen potentiaalin minimiarvo lämpötilassa T. Tämän minimin sijainti muuttuu lämpötilan mukaan, kuten yllä olevassa animaatiossa näkyy.

Jos lämpötila T ylittää jonkin kriittisen lämpötilan T crit , potentiaalin minimi on sen nolla. Mutta kun lämpötila laskee, potentiaali alkaa muuttua ja toinen minimi ilmaantuu nollasta poikkeavan lämpötilan kanssa. Tätä käyttäytymistä kutsutaan faasisiirtymäksi, aivan kuten höyry jäähtyy ja tiivistyy vedeksi. Veden kriittinen lämpötilan T-kriteeri tälle faasimuutokselle on 100 celsiusastetta, mikä vastaa 373 Kelvin-astetta.
Potentiaalin kaksi minimiä heijastavat kahta mahdollista vaihetta inflaatiokentän tilasta universumissa kriittistä yhtä suuressa lämpötilassa. Yksi vaihe vastaa kentän minimiä f =0 ja toista vaihetta edustaa tyhjiöenergia, jos perustilassa f =f 0 .

Inflaatiomallin mukaan aika-avaruuden kriittisessä lämpötilassa alkaa siirtyä minimistä toiseen tämän faasisiirtymän vaikutuksesta. Mutta tämä prosessi on epätasainen, ja aina on alueita, joilla vanha "väärä" tyhjiö säilyy pitkään. Tätä kutsutaan alijäähdytykseksi analogisesti termodynamiikan kanssa. Nämä väärät tyhjiöalueet laajenevat eksponentiaalisesti nopeasti ja tämän väärän tyhjiön tyhjiöenergia on hyvällä tarkkuudella vakio (kosmologinen vakio) tämän laajenemisen aikana. Tätä prosessia kutsutaan inflaatioksi, ja hän ratkaisee tasaisuuden, horisontin ja monopolien ongelmat.

Tämä alue, jossa on väärä tyhjiö, laajenee, kunnes uuden vaiheen, jossa f = f 0, nousevat ja sulautuvat kuplat täyttävät koko universumin ja siten täydentävät inflaation luonnollisella tavalla. Tyhjiön potentiaalienergia muuttuu syntyneiden hiukkasten ja säteilyn kineettiseksi energiaksi ja universumi jatkaa kehittymistään edellä kuvatun alkuräjähdyksen mallin mukaisesti.

Testattavissa olevat ennusteet?

Onko kaikki ongelmat siis ratkaistu?

Mutta yllä käsitellyistä ennusteista ja niiden vahvistuksesta huolimatta yllä kuvattu inflaatio on vielä kaukana ihanteellisesta teoriasta. Inflaatiovaihetta ei ole niin helppo pysäyttää, ja monopolien ongelma nousee esille fysiikassa paitsi inflaation yhteydessä. Monet teoriassa käytetyt oletukset, kuten primäärivaiheen korkea alkulämpötila tai inflaatiokuplan yhtenäisyys, herättävät monia kysymyksiä ja hämmennystä, joten inflaation rinnalla kehitetään vaihtoehtoisia teorioita.

Nykyiset inflaatiomallit ovat jo kaukana alkuperäisistä oletuksista yhdestä inflaatiosta, joka synnytti yhden universumin. Nykyisissä inflaatiomalleissa uudet universumit voivat "itää" "pää"universumista, ja inflaatio tapahtuu jo niissä. Tällaista prosessia kutsutaan ikuinen inflaatio.

Mistä merkkijonoteoriassa on kyse?

Matalaten energioiden jousikosmologia

Suurin osa maailmankaikkeuden aineesta on meille tuntemattoman pimeän aineen muodossa. Yksi pääehdokkaista pimeän aineen rooliin on ns WIMPit, heikosti vuorovaikutuksessa massiivisia hiukkasia ( NYNNY - W eakly minä vuorovaikutuksessa M aggressiivinen P artikla). Pääehdokas WIMP:n rooliin on supersymmetriaehdokas. Minimum Supersymmetric Standard Model (MSSM tai englanniksi transkriptio MSSM - M vihamielinen S supersymmetrinen S tavallinen M odel) ennustaa hiukkasen olemassaolon, jonka spin 1/2 (fermion) kutsutaan neutralino, joka on sähköisesti neutraalien bosonien ja Higgsin skalaarien fermioninen superkumppani. Neutralinoilla tulisi olla suuri massa, mutta ne ovat vuorovaikutuksessa hyvin heikosti muiden hiukkasten kanssa. Ne voivat muodostaa merkittävän osan universumin tiheydestä eivätkä silti säteile valoa, mikä tekee niistä hyvän ehdokkaan universumin pimeälle aineelle.

Kieleteoriat vaativat supersymmetriaa, joten periaatteessa, jos neutralinoja löydettäisiin ja käy ilmi, että pimeä aine koostuu niistä, olisi hyvä. Mutta jos supersymmetriaa ei rikota, niin fermionit ja bosonit ovat identtisiä keskenään, eikä näin ole meidän maailmassamme. Todella vaikea osa Kaikista supersymmetrisistä teorioista on se, miten supersymmetria katkaistaan, mutta samalla ei menetetä kaikkia sen tarjoamia etuja.

Yksi syy siihen, miksi merkkijonofyysikot ja alkeisfyysikot rakastavat supersymmetrisiä teorioita, on se, että supersymmetristen teorioiden sisällä kokonaistyhjiöenergia on nolla, koska fermioninen ja bosoninen tyhjiö kumoavat toisensa. Ja jos supersymmetria rikkoutuu, niin bosonit ja fermionit eivät ole enää identtisiä toistensa kanssa, eikä tällaista keskinäistä supistumista enää tapahdu.

Kaukaisten supernovien havainnoista seuraa hyvällä tarkkuudella, että universumimme laajeneminen (ainakin nyt) on kiihtynyt esimerkiksi tyhjiöenergian tai kosmologisen vakion läsnäolon vuoksi. Riippumatta siitä, kuinka supersymmetria katkeaa merkkijonoteoriassa, sen on päätyttävä "oikeaan" määrään tyhjiöenergiaa kuvaamaan nykyistä kiihdytettyä laajenemista. Ja tämä on haaste teoreetiikoille, koska toistaiseksi kaikki menetelmät supersymmetrian rikkomiseksi antavat liikaa tyhjiöenergiaa.

Kosmologia ja lisämitat

Kielikosmologia on hyvin monimutkainen ja monimutkainen, mikä johtuu pääasiassa kuuden (tai M-teorian tapauksessa jopa seitsemän) ylimääräisen avaruudellisen ulottuvuuden läsnäolosta, joita tarvitaan teorian kvanttiyhtenäisyyteen. Ylimääräiset dimensiot ovat jo haaste itse merkkijonoteoriassa, ja kosmologisesta näkökulmasta nämä ylimääräiset ulottuvuudet kehittyvät alkuräjähdyksen ja sitä edeltäneen fysiikan mukaisesti. Mikä sitten estää ylimääräisiä ulottuvuuksia laajenemasta ja tulemasta yhtä suuriksi kuin kolme tilaulottuvuuttamme?

Korjauskertoimella on kuitenkin korjauskerroin: supermerkkijonon kaksoissymmetria, joka tunnetaan nimellä T-kaksoisisuus. Jos avaruusulottuvuus taitetaan ympyrään, jonka säde on R, tuloksena oleva merkkijonoteoria vastaa toista merkkijonoteoriaa, jonka avaruusulottuvuus on taitettu ympyrään, jonka säde on L st 2 /R, missä L st on merkkijonon pituusasteikko. Monissa näistä teorioista, kun ylimääräisen ulottuvuuden säde täyttää ehdon R = L st , merkkijonoteoria saa ylimääräisen symmetrian joidenkin massiivisten hiukkasten muuttuessa massattomaksi. Sitä kutsutaan itsenäinen kaksoispiste ja se on tärkeä monista muista syistä.

Tämä kaksoissymmetria johtaa erittäin mielenkiintoiseen olettamukseen maailmankaikkeudesta ennen alkuräjähdystä - tällainen merkkijonouniversumi alkaa litteä, kylmä ja hyvin pieni valtioita olemisen sijaan kierretty, kuuma ja hyvin pieni. Tämä varhainen universumi on hyvin epävakaa ja alkaa romahtaa ja supistua, kunnes se saavuttaa itsekaksoispisteen, minkä jälkeen se lämpenee ja alkaa laajentua ja johtaa laajentumisen seurauksena nykyiseen havaittavaan universumiin. Tämän teorian etuna on, että se sisältää edellä kuvatun T-duaalisuuden ja itsekaksoispisteen kielikäyttäytymisen, joten tämä teoria on melkoinen merkkijonokosmologian teoria.

Inflaatio vai jättiläisbranen törmäys?

Mitä merkkijonoteoria ennustaa tyhjiöenergian ja paineen lähteestä, jota tarvitaan kiihtyneen laajenemisen aikaansaamiseksi inflaatiojakson aikana? Skalaarikentät, jotka voisivat aiheuttaa universumin inflaatiolaajenemista, suuren yhdistymisteorian asteikoilla voivat olla mukana symmetrian rikkomisessa hieman sähköheikkoa korkeammilla asteikoilla, jotka määrittävät mittarikenttien kytkentävakiot ja ehkä jopa läpi. niistä saadaan kosmologisen vakion tyhjiöenergia. Säiteteorioissa on rakennuspalikoita supersymmetrian murtumis- ja inflaatiomallien rakentamiseen, mutta kaikki nämä rakennuspalikat on koottava yhteen, jotta ne toimivat yhdessä, ja tämä on edelleen, kuten sanotaan, kehitteillä.

Nyt yksi vaihtoehtoisista inflaation malleista on malli jättiläisbraanien törmäys, tunnetaan myös Ekpyroottinen universumi tai Iso puuvilla. Tässä mallissa kaikki alkaa kylmästä, staattisesta viisiulotteisesta aika-avaruudesta, joka on hyvin lähellä täysin supersymmetristä. Neljää tilaulottuvuutta rajoittavat kolmiulotteiset seinät tai kolmen braneen, ja yksi näistä seinistä on tila, jossa elämme. Toinen braani on piilossa havainnoltamme.

Tämän teorian mukaan toinen kolmibraani on "kadonnut" jonnekin kahden rajabraanin välissä neliulotteisessa ympäristöavaruudessa, ja kun tämä braani törmää braaniin, jolla elämme, tästä törmäyksestä vapautuva energia lämmittää braanimme. ja alkuräjähdys alkaa universumissamme yllä kuvattujen sääntöjen mukaisesti.

Tämä oletus on melko uusi, joten katsotaan kestääkö se tarkempia testejä.

Ongelma kiihtyvyyden kanssa

Universumin kiihtyneen laajenemisen ongelma on perustavanlaatuinen ongelma ei vain merkkijonoteorian, vaan jopa perinteisen hiukkasfysiikan puitteissa. Ikuisen inflaation malleissa universumin nopeutettu laajeneminen on rajatonta. Tämä rajoittamaton laajeneminen johtaa tilanteeseen, jossa ikuisesti maailmankaikkeuden halki matkustava hypoteettinen tarkkailija ei koskaan pysty näkemään osia maailmankaikkeuden tapahtumista.

Rajaa alueen välillä, jonka tarkkailija näkee ja jota hän ei näe, kutsutaan tapahtumahorisontti tarkkailija. Kosmologiassa tapahtumahorisontti on samanlainen kuin hiukkashorisontti, paitsi että se on tulevaisuudessa, ei menneisyydessä.

Ihmisfilosofian tai Einsteinin suhteellisuusteorian sisäisen johdonmukaisuuden näkökulmasta kosmologisen tapahtumahorisontin ongelmaa ei yksinkertaisesti ole olemassa. Entä jos emme koskaan näe maailmankaikkeutemme joitain kulmia, vaikka eläisimme ikuisesti?

Mutta kosmologinen tapahtumahorisonttiongelma on suuri tekninen ongelma korkean energian fysiikassa johtuen relativistisen kvanttiteorian määritelmästä sirontaamplitudien joukkona, ns. S-matriisi. Yksi kvanttirelativististen ja merkkijonoteorioiden perusoletuksista on, että saapuvat ja lähtevät tilat ovat ajallisesti äärettömän erotettuja ja että ne toimivat siten vapaina, vuorovaikuttamattomina tiloina.

Tapahtumahorisontin läsnäolo merkitsee rajallista Hawkingin lämpötilaa, joten S-matriisin määrittämisen edellytykset eivät enää täyty. S-matriisin puuttuminen on se muodollinen matemaattinen ongelma, ja se ei esiinny vain merkkijonoteoriassa, vaan myös alkuainehiukkasten teorioissa.

Jotkut viimeaikaiset yritykset tämän ongelman ratkaisemiseksi ovat käsittäneet kvanttigeometriaa ja muutoksia valonnopeudessa. Mutta nämä teoriat ovat edelleen kehitteillä. Useimmat asiantuntijat ovat kuitenkin yhtä mieltä siitä, että kaikki voidaan ratkaista ilman näin radikaaleja toimenpiteitä.

Superstring-teoria kansankielellä edustaa maailmankaikkeutta kokoelmana värähteleviä energiafilamentteja - kieleitä. Ne ovat luonnon perusta. Hypoteesi kuvaa myös muita elementtejä - braneja. Kaikki maailmassamme oleva aine koostuu merkkijonojen ja braenien värähtelyistä. Teorian luonnollinen seuraus on painovoiman kuvaus. Siksi tutkijat uskovat, että sillä on avain painovoiman yhdistämiseen muiden voimien kanssa.

Konsepti kehittyy

Yhdistetty kenttäteoria, supermerkkijonoteoria, on puhtaasti matemaattinen. Kuten kaikki fyysiset käsitteet, se perustuu yhtälöihin, jotka voidaan tulkita tietyllä tavalla.

Nykyään kukaan ei tiedä tarkalleen, mikä tämän teorian lopullinen versio tulee olemaan. Tutkijoilla on melko epämääräinen käsitys sen yleisistä elementeistä, mutta kukaan ei ole vielä keksinyt lopullista yhtälöä, joka kattaisi kaikki supermerkkijonoteoriat, eikä se ole vielä pystynyt kokeellisesti vahvistamaan (vaikka myös kumoamaan sen). Fyysikot ovat luoneet yksinkertaistettuja versioita yhtälöstä, mutta toistaiseksi se ei täysin kuvaa universumiamme.

Superstring Theory aloittelijoille

Hypoteesi perustuu viiteen keskeiseen ajatukseen.

1. Superstring teoria ennustaa, että kaikki esineet maailmassamme koostuvat värähtelevistä filamenteista ja energiakalvoista.
2. Se yrittää yhdistää yleisen suhteellisuusteorian (painovoiman) kanssa kvanttifysiikka.
3. Supermerkkijonoteoria yhdistää kaikki maailmankaikkeuden perusvoimat.
4. Tämä hypoteesi ennustaa uuden yhteyden, supersymmetrian, kahden pohjimmiltaan erilaisen hiukkastyypin, bosonien ja fermionien, välillä.
5. Käsite kuvaa useita muita, yleensä havaitsemattomia universumin ulottuvuuksia.

Kielet ja braneet

Kun teoria syntyi 1970-luvulla, siinä olevia energialankoja pidettiin yksiulotteisina esineinä - kieleinä. Sana "yksiulotteinen" tarkoittaa, että merkkijonolla on vain yksi ulottuvuus, pituus, toisin kuin esimerkiksi neliö, jolla on sekä pituus että korkeus.

Teoria jakaa nämä supermerkkijonot kahteen tyyppiin - suljettuun ja avoimeen. Avoimella merkkijonolla on päät, jotka eivät kosketa toisiaan, kun taas suljettu merkkijono on silmukka, jolla ei ole avoimia päitä. Tuloksena havaittiin, että nämä merkkijonot, joita kutsutaan ensimmäisen tyypin merkkijonoiksi, ovat vuorovaikutuksen viiden päätyypin alaisia.

Vuorovaikutukset perustuvat merkkijonon kykyyn yhdistää ja erottaa sen päät. Koska avoimien merkkijonojen päät voivat yhdistyä muodostaen suljettuja merkkijonoja, on mahdotonta rakentaa supermerkkijonoteoriaa, joka ei sisällä silmukkajonoja.

Tämä osoittautui tärkeäksi, koska fyysikot uskovat, että suljetuilla merkkijonoilla on ominaisuuksia, jotka voisivat kuvata painovoimaa. Toisin sanoen tiedemiehet ymmärsivät, että sen sijaan, että selittäisivät aineen hiukkasia, supermerkkijonoteoria voisi kuvata niiden käyttäytymistä ja painovoimaa.

Monia vuosia myöhemmin havaittiin, että teorialle tarvitaan kielten lisäksi muita elementtejä. Niitä voidaan pitää levyinä tai braineina. Nauhat voidaan kiinnittää yhdelle tai molemmille puolille.

kvanttipainovoima

Nykyfysiikassa on kaksi pääasiallista tieteellistä lakia: yleinen suhteellisuusteoria (GR) ja kvantti. Ne edustavat täysin eri tieteenaloja. Kvanttifysiikka tutkii pienimpiä luonnonhiukkasia, kun taas yleinen suhteellisuusteoria kuvaa pääsääntöisesti luontoa planeettojen, galaksien ja koko maailmankaikkeuden mittakaavassa. Hypoteesit, jotka yrittävät yhdistää niitä, kutsutaan kvanttigravitaatioteorioiksi. Lupaavin niistä tänään on merkkijono.

Suljetut langat vastaavat painovoiman käyttäytymistä. Erityisesti niillä on gravitonin ominaisuudet, hiukkanen, joka kuljettaa painovoimaa esineiden välillä.

Voimien yhdistäminen

Kieleteoria yrittää yhdistää neljä voimaa - sähkömagneettiset, vahvat ja heikot ydinvoimat sekä painovoima - yhdeksi. Maailmassamme ne ilmenevät neljänä eri ilmiönä, mutta jousiteoreetikot uskovat, että varhaisessa universumissa, kun he olivat uskomattoman korkeat tasot energiaa, kaikkia näitä voimia kuvaavat toistensa kanssa vuorovaikutuksessa olevat jouset.

supersymmetria

Kaikki maailmankaikkeuden hiukkaset voidaan jakaa kahteen tyyppiin: bosoneihin ja fermioneihin. Kieleteoria ennustaa, että näiden kahden välillä on suhde, jota kutsutaan supersymmetriaksi. Supersymmetriassa jokaiselle bosonille täytyy olla fermion ja jokaiselle fermionille bosoni. Valitettavasti tällaisten hiukkasten olemassaoloa ei ole kokeellisesti vahvistettu.

Supersymmetria on fysikaalisten yhtälöiden elementtien välinen matemaattinen suhde. Se löydettiin toiselta fysiikan alueelta, ja sen soveltaminen johti supersymmetrisen merkkijonoteorian (tai yleisellä kielellä supermerkkijonoteorian) uudelleennimeämiseen 1970-luvun puolivälissä.

Yksi supersymmetrian etu on, että se yksinkertaistaa yhtälöitä suuresti sallimalla joidenkin muuttujien eliminoinnin. Ilman supersymmetriaa yhtälöt johtavat fyysisiin ristiriitoihin, kuten äärettömiin arvoihin ja kuvitteellisiin

Koska tutkijat eivät ole havainneet supersymmetrian ennustamia hiukkasia, se on edelleen hypoteesi. Monet fyysikot uskovat, että syynä tähän on merkittävän energiamäärän tarve, joka liittyy massaan kuuluisalla Einsteinin yhtälöllä E = mc 2 . Nämä hiukkaset saattoivat olla olemassa varhaisessa universumissa, mutta kun se jäähtyi ja energia laajeni alkuräjähdyksen jälkeen, nämä hiukkaset siirtyivät alhaiselle energiatasolle.

Toisin sanoen korkeaenergisinä hiukkasina värähtelevät kielet menettivät energiansa, mikä muutti ne elementeiksi, joilla on alhaisempi värähtely.

Tiedemiehet toivovat, että tähtitieteelliset havainnot tai kokeet hiukkaskiihdyttimillä vahvistavat teorian paljastamalla joitain korkeamman energian supersymmetrisiä elementtejä.

Lisämittaukset

Toinen merkkijonoteorian matemaattinen seuraus on, että se on järkevä maailmassa, jossa on enemmän kuin kolme ulottuvuutta. Tällä hetkellä tälle on kaksi selitystä:

1. Ylimääräiset mitat (kuusi niistä) romahtivat, tai merkkijonoteorian terminologian mukaan tiivistyivät uskomattoman pieneen kokoon, jota ei koskaan havaita.
2. Olemme juuttuneet 3D-braaniin, ja muut ulottuvuudet ulottuvat sen ulkopuolelle eivätkä ole meidän ulottuvillamme.

Tärkeä teoreetikkojen tutkimuslinja on matemaattinen mallinnus siitä, kuinka nämä lisäkoordinaatit voivat liittyä meidän koordinaatteihimme. Uusimmat tulokset ennustavat, että tutkijat pystyvät pian havaitsemaan nämä ylimääräiset mitat (jos niitä on) tulevissa kokeissa, koska ne voivat olla aiemmin odotettua suurempia.

Tarkoituksen ymmärtäminen

Päämäärä, johon tiedemiehet pyrkivät tutkiessaan supermerkkijonoja, on "kaiken teoria", eli yksittäinen fyysinen hypoteesi, joka kuvaa koko fyysistä todellisuutta perustasolla. Jos se onnistuu, se voisi selventää monia kysymyksiä universumimme rakenteesta.

Aineen ja massan selitys

Yksi tärkeimmistä tehtävistä nykyaikainen tutkimus- Etsi ratkaisuja todellisille hiukkasille.

Kieleteoria alkoi käsitteenä, joka kuvaa hiukkasia, kuten hadroneja, kielen useissa korkeammissa värähtelytiloissa. Useimmissa nykyaikaisissa formulaatioissa maailmankaikkeudessamme havaittu aine on seurausta kielten ja pienienergisten braanien värähtelyistä. Värähtely, jossa on enemmän, synnyttää korkeaenergisiä hiukkasia, joita maailmassamme ei tällä hetkellä ole.

Näiden massa on osoitus siitä, kuinka kielet ja braneet kääritään tiivistyneisiin lisämittoihin. Esimerkiksi yksinkertaistetussa tapauksessa, jossa ne on taitettu donitsin muotoon, jota matemaatikot ja fyysikot kutsuvat torukseksi, merkkijono voi kääriä tämän muodon kahdella tavalla:

• lyhyt silmukka toruksen keskeltä;
• pitkä silmukka toruksen koko ulkokehän ympärillä.

Lyhyt silmukka on kevyt hiukkanen, ja suuri silmukka on raskas. Kun lankoja kiedotaan toroidimuotoisten tiivistettyjen mittojen ympärille, muodostuu uusia elementtejä, joilla on eri massat.

Supermerkkijonoteoria selittää lyhyesti ja selkeästi, yksinkertaisesti ja tyylikkäästi pituuden siirtymisen massaksi. Taitetut mitat ovat tässä paljon monimutkaisempia kuin torus, mutta periaatteessa ne toimivat samalla tavalla.

On jopa mahdollista, vaikka on vaikea kuvitella, että lanka kiertyy toruksen ympärille kahteen suuntaan samanaikaisesti, jolloin tuloksena on eri hiukkanen, jolla on eri massa. Branes voi myös kiertää ylimääräisiä mittoja, mikä luo entistä enemmän mahdollisuuksia.

Ajan ja tilan määritelmä

Monissa supermerkkijonoteorian versioissa mitat romahtavat, jolloin ne eivät ole havaittavissa nykyisellä teknologisen kehityksen tasolla.

Tällä hetkellä ei ole selvää, pystyykö merkkijonoteoria selittämään tilan ja ajan perustavanlaatuista luonnetta paremmin kuin Einstein. Siinä mittaukset ovat taustana merkkijonojen vuorovaikutukselle, eikä niillä ole itsenäistä todellista merkitystä.

On tarjottu selityksiä, joita ei ole täysin kehitetty, koskien aika-avaruuden esittämistä kaikkien merkkijonovuorovaikutusten kokonaissumman johdannaisena.

Tämä lähestymistapa ei täytä joidenkin fyysikkojen ajatuksia, mikä johti hypoteesin kritiikkiin. Kilpailuteoria käyttää lähtökohtana tilan ja ajan kvantisointia. Jotkut uskovat, että lopulta se osoittautuu vain erilaiseksi lähestymistavaksi samaan perushypoteesiin.

Painovoiman kvantisointi

Tämän hypoteesin tärkein saavutus, jos se vahvistetaan, on painovoiman kvanttiteoria. Nykyinen yleisen suhteellisuusteorian kuvaus on ristiriidassa kvanttifysiikan kanssa. Jälkimmäinen, joka asettaa rajoituksia pienten hiukkasten käyttäytymiselle, johtaa ristiriitaisuuksiin yritettäessä tutkia maailmankaikkeutta erittäin pienessä mittakaavassa.

Voimien yhdistäminen

Tällä hetkellä fyysikot tuntevat neljä perusvoimaa: painovoima, sähkömagneettinen, heikko ja vahva ydinvuorovaikutus. Kieliteoriasta seuraa, että ne kaikki olivat kerran yhden ilmentymiä.

Tämän hypoteesin mukaan, koska varhainen universumi jäähtyi alkuräjähdyksen jälkeen, tämä yksittäinen vuorovaikutus alkoi hajota erilaisiksi, jotka ovat aktiivisia nykyään.

Korkean energian kokeet antavat meille mahdollisuuden löytää jonakin päivänä näiden voimien yhdistäminen, vaikka tällaiset kokeet ovatkin paljon nykyisen tekniikan kehityksen ulkopuolella.

Viisi vaihtoehtoa

Vuoden 1984 supermerkkien vallankumouksen jälkeen kehitys on edennyt kuumeisella vauhdilla. Tuloksena yhden käsitteen sijasta saimme viisi, tyypit I, IIA, IIB, HO, HE, joista jokainen kuvasi maailmaamme lähes täydellisesti, mutta ei täysin.

Fyysikot, jotka lajittelivat merkkijonoteorian versioita toivoen löytävänsä universaalin todellisen kaavan, loivat 5 erilaista omavaraista versiota. Jotkut niiden ominaisuuksista heijastivat maailman fyysistä todellisuutta, toiset eivät vastanneet todellisuutta.

M-teoria

Konferenssissa vuonna 1995 fyysikko Edward Witten ehdotti rohkeaa ratkaisua viiden hypoteesin ongelmaan. Äskettäin löydetyn kaksinaisuuden perusteella niistä kaikista tuli erikoistapauksia yhdelle kattavalle konseptille, jota kutsutaan Wittenin supermerkkijonojen M-teoriaksi. Yksi sen keskeisistä käsitteistä oli branes (lyhenne sanoista kalvo), perusobjektit, joilla on enemmän kuin yksi ulottuvuus. Vaikka kirjoittaja ei ehdottanut täysversio, jota ei vielä ole olemassa, supermerkkijonojen M-teoria koostuu lyhyesti seuraavista ominaisuuksista:

• 11 ulottuvuutta (10 tila- ja 1 aikaulottuvuus);
• kaksinaisuudet, jotka johtavat viiteen teoriaan, jotka selittävät samaa fyysistä todellisuutta;
• braaneilla on enemmän kuin yksi ulottuvuus.

Seuraukset

Tuloksena oli, että yhden sijaan ratkaisuja oli 10 500. Joillekin fyysikoille tämä aiheutti kriisin, kun taas toiset hyväksyivät antrooppisen periaatteen, joka selittää universumin ominaisuudet läsnäolollamme siinä. Nähtäväksi jää, milloin teoreetikot löytävät toisen tavan orientoitua supermerkkijonoteoriassa.

Jotkut tulkinnat viittaavat siihen, että maailmamme ei ole ainoa. Radikaalimmat versiot mahdollistavat äärettömän määrän universumeja, joista osa sisältää tarkkoja kopioita omistamme.

Einsteinin teoria ennustaa kiertyneen avaruuden olemassaolon, jota kutsutaan madonreikiksi tai Einstein-Rosen-sillaksi. Tässä tapauksessa kaksi etäistä paikkaa on yhdistetty lyhyellä käytävällä. Superstring-teoria ei salli vain tätä, vaan myös kaukaisten pisteiden yhdistämistä rinnakkaisia ​​maailmoja. On jopa mahdollista siirtyä universumien välillä erilaisilla fysiikan laeilla. On kuitenkin todennäköistä, että painovoiman kvanttiteoria tekee niiden olemassaolon mahdottomaksi.

Monet fyysikot uskovat, että holografinen periaate, kun kaikki avaruuden tilavuuteen sisältyvät tiedot vastaavat sen pinnalle tallennettua tietoa, mahdollistaa energialankojen käsitteen syvemmän ymmärtämisen.

Jotkut uskovat, että supermerkkijonoteoria mahdollistaa useat ajan ulottuvuudet, mikä voi johtaa matkaan niiden läpi.

Lisäksi hypoteesissa on vaihtoehto big bang -mallille, jonka mukaan universumimme ilmestyi kahden braanin törmäyksen seurauksena ja käy läpi toistuvia luomis- ja tuhoutumiskiertoja.

Universumin lopullinen kohtalo on aina huolestuttanut fyysikot, ja merkkijonoteorian lopullinen versio auttaa määrittämään aineen tiheyden ja kosmologisen vakion. Tietäen nämä arvot kosmologit voivat määrittää, kutistuuko maailmankaikkeus, kunnes se räjähtää, niin että kaikki alkaa alusta.

Kukaan ei tiedä, mihin se voi johtaa, ennen kuin se on kehitetty ja testattu. Einstein, kirjoittaessaan yhtälöä E=mc 2 , ei olettanut, että se johtaisi ydinaseiden ilmestymiseen. Kvanttifysiikan luojat eivät tienneet, että siitä tulisi perusta laserin ja transistorin luomiselle. Ja vaikka ei vielä tiedetä, mihin tällainen puhtaasti teoreettinen käsitys johtaa, historia osoittaa, että jotain upeaa tulee varmasti esiin.

Voit lukea lisää tästä hypoteesista Andrew Zimmermanin artikkelista Superstring Theory for Dummies.

480 hieroa. | 150 UAH | 7,5 $ ", MOUSEOFF, FGCOLOR, "#FFFFCC",BGCOLOR, "#393939");" onMouseOut="return nd();"> Opinnäytetyö, - 480 ruplaa, toimitus 1-3 tuntia, klo 10-19 (Moskovan aikaa), paitsi sunnuntaina

Bulatov, Nikolai Vladimirovitš Kosmologiset mallit, jotka liittyvät jousien kenttäteoriaan: väitöskirja... Fysikaalisten ja matemaattisten tieteiden kandidaatti: 01.04.02 / Bulatov Nikolai Vladimirovich; [Suojapaikka: Mosk. osavaltio un-t im. M.V. Lomonosov. Phys. tiedekunta].- Moskova, 2011.- 115 s.: ill. RSL OD, 61 12-1/468

Johdatus työhön

Merkityksellisyys

Varhaisen universumin aikakaudella saavutettujen äärimmäisen korkeiden energioiden sekä valtavien etäisyyksien ansiosta, joilla kosmologinen evoluutio tapahtuu, kosmologiasta voi tulla työkalu fysiikan opiskeluun sellaisissa mittakaavassa, joihin suorat kokeet eivät pääse käsiksi. Lisäksi viime vuosikymmenen aikana tehdyt lukuisat korkean tarkkuuden astrofysikaaliset havainnot ovat tehneet kosmologiasta melko tarkan tieteen ja maailmankaikkeuden tehokkaaksi laboratorioksi perusfysiikan tutkimiseen.

WMAP-kokeen (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) tietojen yhdistetty analyysi sekä tyypin 1a supernovien havaintojen tulokset osoittavat vakuuttavasti universumin nopeutuneen laajentumisen nykyaikana. Kosmologinen kiihtyvyys viittaa siihen, että maailmankaikkeutta hallitsee tällä hetkellä suunnilleen tasaisesti jakautunut aine, jolla on negatiivinen paine, jota kutsutaan pimeäksi energiaksi.

Erilaisten kosmisen aineen määrittelyyn paineen fenomenologinen suhde R ja täynnä energiaa d : kirjoitettu tämän aineen jokaiselle komponentille

P \u003d WQ,

Missä w- tilayhtälöparametri tai lyhennettynä tilaparametri. Pimeälle energialle w 0. Nykyaikaisten kokeellisten tietojen mukaan pimeän energian tilan parametri on lähellä -1. Erityisesti nykyaikaisten kokeiden tuloksista seuraa, että pimeän energian tilaparametrin arvo kuuluu todennäköisimmin väliin

= -і-obі8:оі-

Teoreettisesta näkökulmasta tämä aikaväli vaikuttaa kolmeen olennaiseen eri tilaisuus: w > - 1, w = - 1 ja w 1.

Ensimmäinen tapaus w > - 1 on toteutettu kvintessenssimalleissa, jotka ovat kosmologisia malleja, joissa on skalaarikenttä. Tämäntyyppinen malli on varsin hyväksyttävä, paitsi että ne herättävät kysymyksen tämän skalaarikentän alkuperästä. Kokeellisen datan tyydyttämiseksi tämän skalaarikentän on oltava erittäin kevyt, eikä se siksi kuulu vakiomallin kenttien joukkoon.

Toinen tapaus w=- 1 toteutetaan ottamalla käyttöön kosmologinen vakio. Tämä skenaario on yleisestä näkökulmasta mahdollinen, mutta se nostaa esiin kosmologisen vakion pienuuden ongelman. Sen pitäisi olla 10 kertaa pienempi kuin luonnollinen teoreettinen ennuste.

kolmas tapaus, w 1:tä kutsutaan phantomiksi ja se voidaan toteuttaa käyttämällä skalaarikenttää haamukineettisellä termillä. Tässä tapauksessa kaikki luonnolliset energiaolosuhteet rikotaan ja epävakausongelmia syntyy klassisella ja kvanttitasolla. Koska kokeelliset tiedot eivät sulje pois mahdollisuutta w 1 ja lisäksi ehdotettiin strategiaa eriarvoisuuden tarkistamiseksi suoraan w - 1, erilaisia ​​malleja w - 1.

Muista tämä malleissa, joissa on vakiotilaparametri w : alle -1, ja avaruudellisesti litteä Friedman-Robertson-Walker-metriikka, skaalauskerroin pyrkii äärettömyyteen ja tämän seurauksena universumi venyy äärettömiin mittoihin rajallisella ajanhetkellä. Helpoin tapa välttää tämä ongelma on malleissa, joissa on w 1 on otettava huomioon skalaarikenttä f negatiivinen aikakomponentti kineettisessä termissä. Tällaisessa mallissa nollaenergiaehtoa rikotaan, mikä johtaa epävakauden ongelmaan.

Mahdollinen tapa kiertää mallien epävakausongelma w 1 on pitää haamumallia tehokkaana, joka johtuu perustavanlaatuisemmasta teoriasta ilman negatiivista kineettistä termiä. Erityisesti, jos tarkastelemme korkeampaa johdannaismallia, kuten fe f, sitten yksinkertaisimmalla approksimaatiolla fe~Jaf~ f 2 - 0П0, eli tällainen malli todella antaa kineettisen termin Ghost-merkillä. Osoittautuu, että tällainen mahdollisuus esiintyy merkkijonokenttäteorian puitteissa, joka näytettiin I.Yan työssä. Arefieva (2004). Koska tarkasteltu malli on likiarvo merkkijonoteoriasta, jossa ei ole vieraita, tässä mallissa ei ole Ghost-epävakauteen liittyviä ongelmia.

Tämä työ kannusti aktiivisesti tutkimaan ei-lokaalisia malleja, jotka ovat saaneet inspiraationsa merkkijonoteoriasta niiden soveltamisen kannalta kosmologiaan ja erityisesti pimeän energian kuvaamiseen. Tätä asiaa tutkitaan aktiivisesti useissa I.Yan teoksissa. Arefieva, S.Yu. Vernova, L.V. Zhukovskaya, A.S. Koshelev, G. Kalkagni, N. Barnaby, D. Mulrin, N. Nunes, M. Montobio ja muut. Erityisesti saatiin ratkaisuja erilaisiin merkkijonoteorian inspiroimiin malleihin ja tutkittiin joitakin niiden ominaisuuksia.

Tässä artikkelissa tutkimme merkkijonoteoriasta inspiroimien kosmologisten mallien ominaisuuksia, jotka soveltuvat kuvaamaan sekä maailmankaikkeuden nykyaikaista kehitystä että varhaisen universumin aikakautta.

Toisessa luvussa tutkitaan klassisten ratkaisujen stabiilisuutta kosmologisissa malleissa, jotka rikkovat nollaenergiaehtoa anisotrooppisten häiriöiden suhteen. Kuten huomautettiin, tällaiset mallit voivat olla ehdokkaita kuvaamaan pimeää energiaa tilaparametrilla w 1. Ensin tarkastellaan yhden kentän mallien tapausta, joissa on haamuskalaarikenttä. Nollaenergiaolosuhteita rikkovilla malleilla voi olla klassisen vakaat ratkaisut Friedmannin kosmologiassa

Robertson Walker. Erityisesti on olemassa klassisen vakaita ratkaisuja itsetoimiville malleille, jotka sisältävät Gost-kenttiä, jotka ovat minimaalisesti vuorovaikutuksessa painovoiman kanssa. Lisäksi attraktorikäyttäytyminen tapahtuu (ratkaisujen attraktorikäyttäytyminen epähomogeenisten kosmologisten mallien tapauksessa on kuvattu A.A. Starobinskyn teoksessa) kosmologisten fantomimallien luokassa, joka on kuvattu I.Yan teoksissa. Arefieva, S.Yu. Vernova, A.S. Kosheleva ja R. Laskos tekijöiden kanssa. Friedman-Robertson-Walker-metriikan vakautta voidaan tutkia määrittämällä häiriöiden muoto. On mielenkiintoista tietää, ovatko nämä ratkaisut stabiileja suhteessa Friedmann-Robertson-Walker-metriikan muodonmuutokseen anisotrooppiseksi, erityisesti Bianchi I. Bianchi-mallit ovat spatiaalisesti homogeenisia anisotrooppisia kosmologisia malleja. Anisotrooppisille malleille on asetettu tiukat rajoitukset astrofysikaalisten havaintojen perusteella. Näistä rajoituksista seuraa, että suuren anisotropian kehittävät mallit eivät voi olla malleja, jotka kuvaavat maailmankaikkeuden kehitystä. Siten olosuhteiden löytäminen isotrooppisten kosmologisten ratkaisujen stabiiliudelle suhteessa anisotrooppisiin häiriöihin on mielenkiintoista pimeää energiaa kuvaavien mallien valinnan kannalta.

Bianchin malleissa olevien isotrooppisten liuosten stabiilisuutta on tarkasteltu inflaatiomalleissa (S. Germani et al. ja T. Koivisto et al. teokset ja viitteet niissä). R. M. Wald (1983) osoitti, että olettaen, että energiaehdot täyttyvät, kaikista alun perin laajenevista Bianchi-malleista, tyyppiä IX lukuun ottamatta, tulee de Sitter-avaruusaikaa. Waldin teoreema osoittaa, että tyypin I-VIII Bianchin avaruus-ajalla, jolla on positiivinen kosmologinen vakio ja aine, joka täyttää perus- ja vahvan energian ehdot, tulevaisuuden ratkaisuilla on tiettyjä asymptoottisia ominaisuuksia. t-> oo. On mielenkiintoista pohtia samanlaista kysymystä fantomikosmologian ja sen inspiroimien mallien tapauksessa

jousikenttäteoria. Tässä artikkelissa saadaan olosuhteet, jotka ovat riittävät fantomiskalaarikentillä varustetuissa malleissa, jotta isotrooppiset kosmologiset ratkaisut ovat stabiileja, ja siten tarkasteltavat mallit voivat olla riittäviä kuvaamaan pimeää energiaa.

Kolmannessa luvussa käsitellään kosmologista evoluutiota malleissa, joissa on ei-positiiviset määrätyt potentiaalit, jotka ovat inspiroituneet merkkijonokenttäteoriasta. Tällaiset mallit osoittautuvat mielenkiintoisiksi niiden soveltamisen kannalta varhaisen universumin kosmologisen evoluution kuvaukseen.

Higgsin inflaatio herättää paljon huomiota inflaation mallina. Sen tutkimusta käsittelevät M. Shaposhnikov, F.L. Bezrukova, A.A. Starobinsky, H.L.F. Barbona, X. Espinoza, X. Garcia-Beyido ja muut, valmistettu 2007-2011.

Tässä artikkelissa tutkimme varhaisen kosmologian mallia, jonka Higgsin potentiaali on saanut inspiraationsa merkkijonoteoriasta. Alkumotivaatio työskennellä tämän tyyppisten ei-paikallisten mallien kanssa (I.Ya. Aref'evan malli, 2004) liittyi pimeän energian ongelmien tutkimiseen. Mahdollisuus harkita tämän tyyppisiä malleja varhaisen universumin aikakauden tutkimisen yhteydessä korostettiin J.E. Leadsey, N. Barnaby ja J.M. Klein (2007). Tässä tapauksessa skalaarikenttä on Neveu-Schwartz-Ramon-fermionisen merkkijonon takyoni, ja mallilla on ei-paikallinen Higgs-potentiaali. Skalaariaineen epäpaikallisuus johtaa merkittäviin muutoksiin vastaavien kosmologisten mallien ominaisuuksissa verrattuna puhtaasti paikallisiin kosmologisiin malleihin. Nämä muutokset johtuvat Lagrange-aineen kineettisen osan tehokkaasta ylivenytyksestä, kuten J.E. Leadsey, N. Barnaby ja J.M. Klein (2007). Kysymystä siitä, kuinka nämä muutokset tapahtuvat, käsitellään yksityiskohtaisemmin tämän artikkelin johdannossa.

Suurin muutos ominaisuuksissa on tarkastelun kohteena oleva

Tässä tehokkaassa paikallisteoriassa kytkentävakion, massatermin ja kosmologisen vakion arvon välinen suhde muuttuu, minkä seurauksena syntyy negatiivinen lisävakiotermi ja joudumme käsittelemään ei-positiivista määrättyä Higgsin potentiaalia. Potentiaalin ei-positiivinen määräys aiheuttaa kiellettyjen alueiden ilmaantumista vaihetasolle, mikä muuttaa merkittävästi järjestelmän dynamiikkaa verrattuna positiivisesti määrätyn potentiaalin tapaukseen.

Tässä artikkelissa tutkimme skalaarimallien dynamiikan klassisia puolia, joilla on ei-positiivinen, määrätty Higgs-potentiaali Friedman-Robertson-Walker-kosmologiassa. Koska epälokaliteetti voi tarjota tehokkaan teorian riittävän pienellä kytkentävakiolla, jotkin evoluution vaiheet voidaan kuvata käyttämällä vapaata takyonin approksimaatiota. Tästä syystä aloitamme kolmannen luvun tarkastelemalla vapaan takyonin dynamiikkaa Friedmann-Robertson-Walker-metriikassa. Siirrymme sitten keskusteluun mallin dynamiikasta Higgsin potentiaalin kanssa.

Työn tavoite

Ratkaisujen klassisen stabiilisuuden tutkiminen kosmologisissa malleissa, jotka rikkovat merkkijonoteoriaan liittyvää nollaenergiaehtoa suhteessa anisotrooppisiin häiriöihin Bianchi I -metriikassa. Stabiilisuusolosuhteiden saaminen yksi- ja kaksikenttämalleissa, jotka sisältävät fantomiskalaarikenttiä ja kylmää pimeyttä malliparametrien sekä superpotentiaalin kannalta. Dynaamiikan tutkimus varhaisissa kosmologisissa malleissa, jotka ovat saaneet inspiraationsa merkkijonoteoriasta, joilla on ei-positiiviset määrätyt potentiaalit.

Teoksen tieteellinen uutuus

Tässä työssä on ensimmäistä kertaa tutkittu ratkaisujen stabiilisuutta kosmologisissa malleissa, jotka rikkovat nollaenergiaehtoa suhteessa metriikan anisotrooppisiin häiriöihin. Vakausolosuhteet saadaan sekä mallin parametrien että

superpotentiaalin suhteen. Lisäksi muodostetaan seuraava yksimoodinen approksimaatio, joka kuvaa positiivisen kosmologisen vakion takyonin dynamiikkaa verrattuna aiemmin saatuun approksimaatioon. Myös tässä artikkelissa konstruoidaan ensimmäistä kertaa mallin ratkaisujen asymptotiikka, joissa on takyonipotentiaali ja positiivinen kosmologinen vakio lähellä kielletyn alueen rajaa.

Tutkimusmenetelmät

Väitöskirjassa käytetään yleisen suhteellisuusteorian, teorian, menetelmiä differentiaaliyhtälöt, numeerinen analyysi.

Työn tieteellinen ja käytännön merkitys

Tämä väitöskirja on luonteeltaan teoreettinen. Tämän työn tuloksia voidaan käyttää jatkotutkimuksessa kielekenttäteorian inspiroimana kosmologisissa malleissa. Luvun 2 tuloksia voidaan käyttää jatkotutkimuksissa liuosten stabiiliusominaisuuksista erilaisissa pimeän energian malleissa, lisäksi saadut tulokset antavat kriteerit mahdollisuudelle käyttää yhtä tai toista mallia kuvaamaan kosmologista evoluutiota. Lisäksi ehdotettu algoritmi stabiilien ratkaisujen rakentamiseksi superpotentiaalimenetelmällä mahdollistaa sellaisten mallien rakentamisen, joissa on ilmeisesti stabiileja ratkaisuja. Luvussa 3 saadut tulokset liittyvät suoraan sellaisten inflaatiomallien tutkimukseen, joilla on ei-positiivinen määrätty Higgs-potentiaali, ja niitä voidaan käyttää näiden mallien jatkotutkimukseen. Väitöskirjan tuloksia voidaan käyttää Moskovan valtionyliopiston fysiikan tiedekunnan työssä MIAN, FIAN, INR, BLTP OI-YaI, ITEP.

Työn hyväksyminen

Väitöskirjassa esitetyt tulokset on raportoitu tekijän toimesta seuraavissa kansainvälisissä konferensseissa:

1. Kansainvälinen konferenssi "Peruuttamattomuuden ongelma klassisissa ja kvanttidynaamisissa järjestelmissä", Moskova, Venäjä,

6 kesäkoulu ja modernin matemaattisen fysiikan konferenssi, Belgrad, Serbia, 2010.

XIX kansainvälinen korkean energian fysiikan ja kvanttikenttäteorian konferenssi, Golitsino, Venäjä, 2010.

Kansainvälinen konferenssi "Quarks-2010", Kolomna, Venäjä, 2010.

Kilpailu Moskovan fyysisen seuran nuorille fyysikoille, Moskova, Venäjä, 2009.

Julkaisut

Esitetyt päätulokset ovat tämän väitöskirjan tekijän itsenäisesti hankkimia, uusia ja julkaistuja papereissa.

Työn rakenne ja laajuus

Yksi tekijä, joka vaikeuttaa suuresti merkkijonokosmologian ymmärtämistä, on merkkijonoteorioiden ymmärtäminen. Kieleteoriat ja jopa M-teoria ovat vain äärimmäisiä tapauksia jostain suuremmasta, perustavanlaatuisemmasta teoriasta.
Kuten jo mainittiin, merkkijonokosmologia esittää useita tärkeitä kysymyksiä:
1. Voiko merkkijonoteoria tehdä ennusteita alkuräjähdyksen fysiikasta?
2. Mitä ylimääräisille mitoille tapahtuu?
3. Onko merkkijonoteoriassa inflaatiota?
4. Mitä merkkijonoteoria voi kertoa kvanttigravitaatiosta ja kosmologiasta?

Matalaten energioiden jousikosmologia

Kosmologia ja lisämitat

Inflaatio vai jättiläisbranen törmäys?

Ongelma kiihtyvyyden kanssa