Teoria corzilor. Spațiul, timpul, teoria corzilor și câteva întrebări de cosmologie Modele cosmologice legate de teoria câmpului corzilor

Dacă teoria corzilor este, printre altele, teoria gravitației, atunci cum se compară cu teoria gravitației a lui Einstein? Cum se leagă între șirurile și geometria spațiu-timp?

Corzi și gravitoni

Cel mai simplu mod de a-ți imagina un șir care călătorește în spațiu-timp plat d-dimensional este să-ți imaginezi că călătorește prin spațiu pentru o perioadă de timp. Șirul este un obiect unidimensional, așa că dacă decideți să călătoriți de-a lungul șirului, puteți călători doar înainte sau înapoi de-a lungul șirului, nu există alte direcții precum sus sau jos pentru el. Cu toate acestea, în spațiu, șirul în sine se poate mișca după cum doriți, chiar dacă în sus sau în jos, iar în mișcarea sa în spațiu-timp, șirul acoperă o suprafață numită șiruri de foi de lume (aproximativ transl. numele este format prin analogie cu linia mondială a unei particule, o particulă este un obiect 0-dimensional), care este o suprafață bidimensională în care o dimensiune este spațială și a doua este temporală.

Foaia mondială a unui șir este un concept cheie pentru toate fizica șirurilor. Pe măsură ce călătorește prin spațiu-timp d-dimensional, șirul oscilează. Din punctul de vedere al foii lumii bidimensionale a șirului în sine, aceste oscilații pot fi reprezentate ca oscilații în teoria gravitației cuantice bidimensionale. Pentru a face aceste oscilații cuantificate compatibile cu mecanica cuantică și relativitatea specială, numărul de dimensiuni spațiu-timp trebuie să fie 26 pentru o teorie care conține doar forțe (bosoni) și 10 pentru o teorie care conține atât forțe, cât și materie (bosoni și fermioni).
Deci de unde vine gravitația?

Dacă un șir care călătorește prin spațiu-timp este închis, atunci printre alte oscilații din spectrul său va exista o particulă cu un spin egal cu 2 și masa zero, aceasta va fi graviton, o particulă care este purtătoare de interacțiune gravitațională.
Și acolo unde există gravitoni, trebuie să existe gravitație.. Deci, unde este gravitația în teoria corzilor?

Corzi și geometrie spațiu-timp

Teoria clasică a geometriei spațiu-timp, pe care o numim gravitație, se bazează pe ecuația lui Einstein, care leagă curbura spațiu-timpului cu distribuția materiei și a energiei în spațiu-timp. Dar cum apar ecuațiile lui Einstein în teoria corzilor?
Dacă un șir închis călătorește într-un spațiu-timp curbat, atunci coordonatele sale în spațiu-timp „simt” această curbură pe măsură ce șirul se mișcă. Și din nou, răspunsul se află pe foaia mondială a șirului. Pentru a fi în concordanță cu teoria cuantică, spațiu-timp curbat în acest caz trebuie să fie o soluție a ecuațiilor lui Einstein.

Și încă ceva, care a fost un rezultat foarte convingător pentru jucătorii de coarde. Teoria corzilor nu numai că prezice existența gravitonului în spațiu-timp plat, ci și că ecuațiile lui Einstein trebuie să fie valabile în spațiu-timp curbat în care șirul se propagă.

Dar sfori și găuri negre?

Găurile negre sunt soluții la ecuația lui Einstein, așa că teoriile corzilor care conțin gravitația prezic, de asemenea, existența găurilor negre. Dar, spre deosebire de teoria relativității einsteiniană obișnuită, există mult mai multe simetrii și tipuri de materie interesante în teoria corzilor. Acest lucru duce la faptul că, în contextul teoriilor corzilor, găurile negre sunt mult mai interesante, deoarece sunt mult mai multe și sunt mai diverse.

Este spațiu-timp fundamental?

Răspuns din teoria corzilor

Care este entropia unei găuri negre?

Cele mai importante două mărimi termodinamice sunt temperaturaȘi entropie. Toată lumea este familiarizată cu temperatura de la boli, prognozele meteo, mâncarea caldă etc. Dar conceptul de entropie este destul de departe Viata de zi cu zi majoritatea oamenilor.

Considera vas umplut cu gaz o anumită moleculă M. Temperatura gazului din vas este un indicator al energiei cinetice medii a moleculelor de gaz din vas. Fiecare moleculă este particulă cuantică are un set cuantificat de stări energetice, iar dacă înțelegem teoria cuantică a acestor molecule, atunci teoreticienii pot numără numărul de microstări cuantice posibile aceste molecule și primesc un anumit număr ca răspuns. Entropie numit logaritmul acestui număr.

Se poate presupune că există doar o corespondență parțială între teoria gravitației în interiorul unei găuri negre și teoria gauge. În acest caz, gaura neagră poate capta informații pentru totdeauna - sau chiar poate transporta informații către un nou univers născut dintr-o singularitate din centrul găurii negre (John Archibald Wheeler și Bruce De Witt). Deci informațiile nu se pierd în cele din urmă în ceea ce privește viața ei în noul univers, dar informațiile se pierd pentru totdeauna pentru un observator la marginea unei găuri negre. Această pierdere este posibilă dacă teoria gabaritului de la limită conține doar informații parțiale despre interiorul găurii. Cu toate acestea, se poate presupune că corespondența dintre cele două teorii este exactă. Teoria gauge nu conține nici orizont, nici singularitate și nu există niciun loc unde informațiile s-ar putea pierde. Dacă aceasta corespunde exact spațiu-timp cu o gaură neagră, nici acolo informația nu se poate pierde. În primul caz, observatorul pierde informația, în al doilea, o reține. Aceste presupuneri științifice necesită cercetări suplimentare.

Când a devenit clar că găurile negre se evaporă într-un mod cuantic, s-a dovedit, de asemenea, că găurile negre au proprietăți termodinamice similare temperaturii și entropiei. Temperatura unei găuri negre este invers proporțională cu masa ei, astfel încât pe măsură ce se evaporă, gaura neagră devine din ce în ce mai fierbinte.

Entropia unei găuri negre este de un sfert din aria orizontului său de evenimente, astfel încât entropia devine din ce în ce mai mică pe măsură ce gaura neagră se evaporă, pe măsură ce orizontul devine din ce în ce mai mic pe măsură ce evaporarea continuă. Cu toate acestea, în teoria corzilor, încă nu există o relație clară între microstările cuantice ale teoriei cuantice și entropia unei găuri negre.

Există o speranță rezonabilă că astfel de reprezentări pretind să fie Descriere completași o explicație a fenomenelor care au loc în găurile negre, deoarece acestea sunt descrise folosind teoria supersimetriei, care joacă un rol fundamental în teoria corzilor. Teoriile de corzi construite în afara supersimetriei conțin instabilități care vor fi inadecvate, emițând din ce în ce mai mulți tahioni într-un proces care nu are sfârșit până când teoria se prăbușește. Supersimetria elimină acest comportament și stabilizează teoriile. Cu toate acestea, supersimetria presupune că există simetrie în timp, ceea ce înseamnă că o teorie supersimetrică nu poate fi construită pe un spațiu-timp care evoluează în timp. Astfel, aspectul teoriei necesar pentru a o stabiliza face dificilă, de asemenea, studiul întrebărilor legate de problemele teoriei gravitației cuantice (de exemplu, ce s-a întâmplat în univers imediat după Big Bang sau ce se întâmplă în adâncul orizontului unui negru). gaură). În ambele cazuri, „geometria” evoluează rapid în timp. Aceste probleme științifice necesită investigații și soluții suplimentare.

Găuri negre și brane în teoria corzilor

În cadrul teoriei superstringurilor, este posibil să se studieze găurile negre datorită branelor. O brană este un obiect fizic fundamental (o membrană p-dimensională extinsă, unde p este numărul de dimensiuni spațiale). Witten, Townsend și alți fizicieni au adăugat varietăți spațiale șirurilor unidimensionale cu un numar mare măsurători. Obiectele bidimensionale se numesc membrane sau 2-brane, obiectele tridimensionale se numesc 3-brane, structurile cu dimensiunea p sunt numite p-brane. Branele au făcut posibilă descrierea unor găuri negre speciale în cadrul teoriei superstringurilor. Dacă setați constanta de cuplare a șirului la zero, atunci teoretic puteți „dezactiva” forța gravitațională. Acest lucru ne permite să luăm în considerare geometriile în care multe brane sunt înfășurate în jurul dimensiunilor suplimentare. Branele poartă sarcini electrice și magnetice (există o limită la cât de multă sarcină poate avea o brană, această limită este legată de masa branei). Configurațiile cu încărcare maximă posibilă sunt foarte specifice și se numesc extreme (cuprind una dintre situațiile în care există simetrii suplimentare care permit calcule mai precise). Găurile negre extreme sunt acele găuri care au suma maxima sarcină electrică sau magnetică pe care o gaură neagră o poate avea și rămâne stabilă. Prin studierea termodinamicii branelor extreme învelite în dimensiuni suplimentare, se pot reproduce proprietățile termodinamice ale găurilor negre extreme.

Un tip special de găuri negre care sunt foarte importante în teoria corzilor sunt așa-numitele Găuri negre BPS. O gaură neagră BPS are atât o sarcină (electrică și/sau magnetică) cât și o masă, iar masa și sarcina sunt legate printr-o relație, a cărei îndeplinire duce la supersimetrie neîntreruptăîn spațiu-timp lângă o gaură neagră. Această supersimetrie este foarte importantă deoarece face ca o grămadă de corecții cuantice divergente să dispară, permițându-ne să obținem un răspuns precis despre fizica din apropierea orizontului găurii negre cu calcule simple.

În capitolele anterioare, am aflat că există obiecte în teoria corzilor numite p-braneleȘi D-branele. Întrucât punctul poate fi luat în considerare brană nulă, atunci generalizarea naturală a unei găuri negre este p-brană neagră. În plus, un obiect util este P-brană neagră BPS.

În plus, există o relație între p-branele negre și D-branele. Pentru valori mari de sarcină, geometria spațiu-timp este bine descrisă de p-branele negre. Dar dacă taxa este mică, atunci sistemul poate fi descris printr-un set de D-brane care interacționează slab.

În această limită de D-brane slab cuplate, în condițiile BPS, se poate calcula numărul de stări cuantice posibile. Acest răspuns depinde de încărcările D-branelor din sistem.

Dacă ne întoarcem la limita geometrică a echivalenței găurii negre cu un sistem p-brană cu aceleași sarcini și mase, aflăm că entropia sistemului D-brană corespunde entropiei calculate a găurii negre sau p-branei ca zona orizontului evenimentului.

Pentru teoria corzilor, acesta a fost pur și simplu un rezultat fantastic. Dar asta înseamnă că D-branele sunt responsabile pentru microstările cuantice fundamentale ale unei găuri negre, care stau la baza termodinamicii găurilor negre? Calculele cu D-brane sunt ușor de efectuat doar în cazul obiectelor negre BPS supersimetrice. Majoritatea găurile negre din Univers poartă foarte puțină sarcină electrică sau magnetică (dacă există) și sunt în general destul de departe de obiectele BPS. Și până acum nu este o problemă rezolvată - să se calculeze entropia unei găuri negre pentru astfel de obiecte folosind formalismul D-branelor.

Ce s-a întâmplat înainte de Big Bang?

Toate faptele arată asta Big bang era oricum. Singurul lucru care poate fi cerut pentru clarificare sau pentru a defini granițele mai clare între fizică și metafizică este ce s-a întâmplat înainte de Big Bang?

Fizicienii definesc limitele fizicii prin descrierea lor teoretică și apoi comparând rezultatele ipotezelor lor cu datele observaționale. Universul nostru pe care îl observăm este foarte bine descris ca un spațiu plat cu o densitate egală cu materia critică, întunecată și constanta cosmologică adăugată la materia observată, care se va extinde pentru totdeauna.

Dacă continuăm acest model înapoi în trecut, când universul era foarte fierbinte și foarte dens și dominat de radiații, atunci trebuie să înțelegem fizica particule elementare, care a funcționat atunci, la acele densități de energie. Înțelegerea fizicii particulelor în termeni de experimente este de foarte puțin ajutor deja la energii de ordinul scării de unificare electroslabă, iar fizicienii teoreticieni dezvoltă modele care depășesc modelul standard al fizicii particulelor, cum ar fi Grand Unified Theories, supersimetrie, modele de corzi. , cosmologie cuantică.

Aceste extensii la modelul standard sunt necesare din cauza a trei mari probleme cu Big Bang:
1. problema de planeitate
2. problema orizontului
3. Problema monopolurilor magnetice cosmologice

Problemă de planeitate

Judecând după rezultatele observațiilor, în Universul nostru densitatea energetică a întregii materie, inclusiv materia întunecată și constanta cosmologică, este egală cu cea critică cu o bună acuratețe, ceea ce implică că curbura spațială ar trebui să fie egală cu zero. Din ecuațiile lui Einstein rezultă că orice abatere de la planeitate într-un univers în expansiune plin doar cu materie obișnuită și radiații crește doar odată cu expansiunea universului. Astfel, chiar și o abatere foarte mică de la planeitate în trecut trebuie să fie foarte mare acum. Conform rezultatelor observațiilor de acum, abaterea de la planeitate (dacă există) este foarte mică, ceea ce înseamnă că în trecut, în primele etape ale Big Bang-ului, era încă cu multe ordine de mărime mai mică.

De ce a început Big Bang-ul cu o abatere atât de microscopică de la geometria plată a spațiului? Această problemă se numește problema de planeitate cosmologia Big Bang-ului.

Indiferent de fizica care a precedat Big Bang-ul, acesta a adus universul într-o stare de curbură spațială zero. Astfel, o descriere fizică a ceea ce a precedat Big Bang-ul ar trebui să rezolve problema planeității.

Problema orizontului

Radiația cosmică cu microunde este o rămășiță răcită a radiației care a „dominat” universul în timpul etapei dominate de radiații a Big Bang-ului. Observațiile radiației cosmice de fond cu microunde arată că este surprinzător la fel în toate direcțiile sau, după cum se spune, este foarte bună. izotrop Radiație termala. Temperatura acestei radiații este de 2,73 grade Kelvin. Anizotropia acestei radiații este foarte mică.

Radiația poate fi atât de omogenă decât într-un caz - dacă fotonii sunt foarte bine „amestecati”, sau sunt în echilibru termic, prin ciocniri. Și aceasta este o problemă pentru modelul Big Bang. Particulele care se ciocnesc nu pot transmite informații mai repede decât viteza luminii. Dar în Universul în expansiune în care trăim, fotonii care se deplasează cu viteza luminii nu au timp să zboare de la o „margine” la alta a Universului în timpul necesar formării izotropiei observate a radiației termice. Mărimea orizontului este distanța pe care o poate parcurge un foton; Universul se extinde în același timp.

Dimensiunea actuală a orizontului din Univers este prea mică pentru a explica izotropia radiației cosmice de fond cu microunde, pentru ca aceasta să se formeze în mod natural prin tranziția la echilibrul termic. Aceasta este problema orizontului.

Problema monopolurilor magnetice relicve

Când experimentăm cu magneți pe Pământ, aceștia au întotdeauna doi poli, nord și sud. Și dacă tăiem magnetul în jumătate, atunci ca rezultat nu vom avea un magnet doar cu nordul și un magnet cu doar polii sudici. Și vom avea doi magneți, fiecare dintre care va avea doi poli - nord și sud.
Un monopol magnetic ar fi un magnet cu un singur pol. Dar nimeni nu a văzut vreodată monopoli magnetici. De ce?
Acest caz este destul de diferit de cazul incarcare electrica, unde este ușor să împărțiți sarcinile în pozitive și negative, astfel încât pe o parte să fie doar pozitive, iar pe cealaltă doar negative.

Teoriile moderne, cum ar fi teoriile Marii Unificare, teoriile superstringurilor prezic existența monopolurilor magnetice și, împreună cu teoria relativității, se dovedește că în procesul Big Bang-ului ar trebui să fie produse. asa de mult, atât de mult încât densitatea lor poate depăși de o mie de miliarde de ori densitatea observată.

Cu toate acestea, până acum experimentatorii nu au găsit niciunul.

Acesta este al treilea motiv pentru a căuta o cale de ieșire din Big Bang - trebuie să explicăm ce s-a întâmplat în Univers când era foarte mic și foarte cald.

Un univers inflaționist?

Materia și radiația sunt atrase gravitațional, astfel încât, într-un spațiu maxim simetric umplut cu materie, gravitația va forța inevitabil orice neomogenitate a materiei să crească și să se condenseze. În acest fel, hidrogenul a trecut de la forma unui gaz în forma de stele și galaxii. Dar energia de vid are o presiune de vid foarte puternică, iar această presiune de vid rezistă colapsului gravitațional, acționând efectiv ca o forță de respingere. forta gravitationala, anti gravitație. Presiunea vidului netezește neregulile și face spațiul mai plat și mai uniform pe măsură ce se extinde.

Astfel, o posibilă soluție la problema planeității ar fi ca universul nostru să treacă printr-o etapă dominată de densitatea de energie a vidului (și astfel presiunea acestuia). Dacă această etapă a avut loc înainte de stadiul dominat de radiații, atunci până la începutul evoluției în stadiul dominat de radiații, Universul ar fi trebuit deja să fie plat cu un grad foarte mare, atât de plat încât, după creșterea perturbațiilor la radiație -etapa dominată și stadiul de dominanță a materiei, planeitatea actuală. Universul a satisfăcut datele observaționale.

O soluție la acest tip de problemă de planeitate a fost propusă în 1980. cosmologul Alan Guth. Modelul se numește univers inflaționist. În cadrul modelului inflaționist, Universul nostru, aflat la începutul evoluției sale, este o bulă în expansiune de energie pură a vidului, fără nicio altă materie sau radiație. După o perioadă rapidă de expansiune sau inflație și răcire rapidă, energia potențială a vidului se transformă în energia cinetică a particulelor și radiației emergente. Universul se încălzește din nou și avem începutul Big Bang-ului standard.

Astfel, etapa inflaționistă care a precedat Big Bang-ul ar putea explica modul în care Big Bang-ul ar putea începe cu o curbură spațială atât de precisă, încât universul este încă plat.

Modelele inflaționiste rezolvă și problema orizontului. Presiunea vidului accelerează expansiunea spațiului în timp, astfel încât un foton poate parcurge o distanță mult mai mare decât într-un univers plin de materie. Cu alte cuvinte, forța de atracție care acționează din partea materiei asupra luminii, într-un fel, o încetinește, la fel cum încetinește expansiunea spațiului. În timpul etapei inflaționiste, expansiunea spațiului este accelerată de presiunea de vid a constantei cosmologice, ceea ce face ca lumina să călătorească mai repede pe măsură ce spațiul însuși se extinde mai repede.

Dacă într-adevăr a existat o etapă inflaționistă în istoria Universului nostru care a precedat etapa dominată de radiații, atunci până la sfârșitul inflației, lumina ar putea ocoli întregul Univers. Deci izotropia CMB nu mai este o problemă de tip big bang.

Modelul inflaționist rezolvă și problema monopolurilor magnetice, deoarece în teoriile în care apar, trebuie să existe câte un monopol pe bulă de energie de vid. Și asta înseamnă că un monopol pentru întreg universul.

Acesta este motivul pentru care teoria universului inflaționist este cea mai populară printre cosmologi ca teoria a ceea ce a precedat Big Bang-ul.

Cum funcționează inflația?

Energia vidului care conduce expansiunea rapidă a universului în timpul etapei inflaționiste provine din câmpul scalar care rezultă din ruperea spontană a simetriei în unele teorii generalizate ale particulelor, cum ar fi Teoria Marelui Unificat sau teoria corzilor.

Acest câmp este uneori numit inflaton. Valoarea medie a inflatonului la temperatura T este valoarea la minimul potențialului său la temperatura T. Poziția acestui minim se schimbă cu temperatura, așa cum se arată în animația de mai sus.

Pentru o temperatură T peste o temperatură critică T crit , minimul potențialului va fi zero. Dar pe măsură ce temperatura scade, potențialul începe să se schimbe și apare un al doilea minim cu o temperatură diferită de zero. Acest comportament se numește tranziție de fază, așa cum aburul se răcește și se condensează în apă. Pentru apă, temperatura critică T crit pentru această tranziție de fază este de 100 de grade Celsius, ceea ce este echivalent cu 373 de grade Kelvin.
Două minime în potențial reflectă două faze posibile ale stării câmpului de inflație din Univers la o temperatură egală cu cea critică. O fază corespunde minimului câmpului f =0, iar cealaltă fază este reprezentată de energia de vid dacă în starea fundamentală f =f 0 .

În conformitate cu modelul inflaționist, la o temperatură critică în spațiu-timp începe să se deplaseze de la un minim la altul sub influența acestei tranziții de fază. Dar acest proces este neuniform și există întotdeauna regiuni în care vechiul vid „fals” rămâne mult timp. Aceasta se numește suprarăcire, prin analogie cu termodinamica. Aceste regiuni de vid fals se extind exponențial rapid și energia de vid a acestui vid fals este, cu o precizie bună, o constantă (constantă cosmologică) în timpul acestei expansiuni. Acest proces se numește inflație și el este cel care rezolvă problemele planeității, orizontului și monopolurilor.

Această regiune cu un vid fals se extinde până când bulele emergente și care fuzionează ale unei noi faze cu f = f 0 umplu întregul Univers și astfel termină inflația într-un mod natural. Energia potențială a vidului se transformă în energia cinetică a particulelor născute și a radiațiilor, iar Universul continuă să evolueze conform modelului Big Bang descris mai sus.

Previziuni testabile?

Deci toate problemele sunt rezolvate?

Dar, în ciuda predicțiilor discutate mai sus și a confirmării lor, inflația descrisă mai sus este încă departe de o teorie ideală. Etapa inflaționistă nu este atât de ușor de oprit, iar problema monopolurilor se pune în fizică nu numai în legătură cu inflația. Multe dintre ipotezele folosite în teorie, precum temperatura inițială ridicată a fazei primare sau unitatea bulei inflaționiste, ridică multe întrebări și nedumerire, astfel că odată cu inflația se dezvoltă teorii alternative.

Modelele inflaționiste actuale sunt deja departe de ipotezele originale ale unei inflații care a dat naștere unui singur univers. În modelele inflaționiste actuale, noi Universuri pot „încolți” din Universul „principal”, iar inflația va apărea deja în ele. Un astfel de proces se numește eternă inflație.

Despre ce este teoria corzilor?

Cosmologie de corzi a energiilor joase

Cea mai mare parte a materiei din univers este sub formă de materie întunecată necunoscută nouă. Unul dintre principalii candidați pentru rolul materiei întunecate este așa-zisa WIMP-uri, particule masive care interacționează slab ( WIMP - W eakly eu interacționând M agresiv P articol). Principalul candidat pentru rolul WIMP este candidatul supersimetriei. Minimum Supersymmetric Standard Model (MSSM, sau în transcriere în engleză MSSM - M animală S supersimetric S standard M odel) prezice existența unei particule cu spin 1/2 (fermion) numită neutralino, care este superpartenerul fermionic al bosonilor gauge neutri din punct de vedere electric și al scalarilor Higgs. Neutralinos ar trebui să aibă o masă mare, dar interacționează foarte slab cu alte particule. Ele pot constitui o parte semnificativă din densitatea universului și încă nu emit lumină, făcându-le un bun candidat pentru materia întunecată din univers.

Teoriile corzilor necesită supersimetrie, așa că, în principiu, dacă se descoperă neutralinoși și se dovedește că materia întunecată este formată din ei, ar fi bine. Dar dacă supersimetria nu este ruptă, atunci fermionii și bosonii sunt egali unul cu celălalt, iar acest lucru nu este cazul în lumea noastră. Într-adevăr parte dificilă dintre toate teoriile supersimetrice este modul de a rupe supersimetria, dar în același timp să nu se piardă toate avantajele pe care le oferă.

Unul dintre motivele pentru care fizicienii și fizicienii elementare iubesc teoriile supersimetrice este că în cadrul teoriilor supersimetrice nu există energie totală a vidului, deoarece vidurile fermionice și bosonice se anulează reciproc. Și dacă supersimetria este ruptă, atunci bosonii și fermionii nu mai sunt identici unul cu celălalt și o astfel de contracție reciprocă nu mai are loc.

Din observațiile unor supernove îndepărtate, rezultă cu bună acuratețe că expansiunea Universului nostru (cel puțin acum) este accelerată din cauza prezenței a ceva de genul energiei de vid sau a unei constante cosmologice. Deci, indiferent de cât de ruptă este supersimetria în teoria corzilor, aceasta trebuie să ajungă la cantitatea „corectă” de energie a vidului pentru a descrie expansiunea accelerată actuală. Și aceasta este o provocare pentru teoreticieni, pentru că până acum toate metodele de rupere a supersimetriei dau prea multă energie de vid.

Cosmologie și dimensiuni suplimentare

Cosmologia șirurilor este foarte complicată și complexă, în principal datorită prezenței a șase (sau chiar șapte în cazul teoriei M) dimensiuni extraspațiale care sunt necesare pentru consistența cuantică a teoriei. Dimensiunile suplimentare sunt deja o provocare în cadrul teoriei corzilor în sine și, din punct de vedere cosmologic, aceste dimensiuni suplimentare evoluează în conformitate cu fizica Big Bang-ului și a ceea ce a apărut înaintea lui. Atunci ce împiedică dimensiunile suplimentare să se extindă și să devină la fel de mari ca cele trei dimensiuni ale noastre spațiale?

Cu toate acestea, există un factor de corecție pentru factorul de corecție: simetria duală a superstringurilor cunoscută sub numele de dualitate T. Dacă dimensiunea spațiului este pliată la un cerc cu raza R, teoria corzilor rezultată va fi echivalentă cu o altă teorie a șirurilor cu dimensiunea spațiului pliată la un cerc cu raza L st 2 /R, unde L st este scara lungimii șirului. Pentru multe dintre aceste teorii, atunci când raza dimensiunii suplimentare satisface condiția R = L st , teoria corzilor câștigă o simetrie suplimentară, unele particule masive devin lipsite de masă. Se numeste punct auto-dualși este important din multe alte motive.

Această dublă simetrie duce la o presupunere foarte interesantă despre universul dinaintea Big Bang-ului - un astfel de univers de șiruri începe cu plat, rece și foarte mic state în loc să fie răsucite, fierbinți și foarte mici. Acest univers timpuriu este foarte instabil și începe să se prăbușească și să se contracte până când ajunge la punctul auto-dual, după care se încălzește și începe să se extindă, iar ca urmare a expansiunii duce la universul observabil actual. Avantajul acestei teorii este că include comportamentul șirului dualității T și punctul auto-dual descris mai sus, astfel încât această teorie este o teorie a cosmologiei șirurilor.

Inflație sau coliziunea uriașă a branelor?

Ce prezice teoria corzilor despre sursa de energie a vidului și a presiunii necesare pentru a produce o expansiune accelerată în timpul unei perioade inflaționiste? Câmpurile scalare, care ar putea provoca expansiunea inflaționistă a Universului, la scara Teoriei Marii Unificări pot fi implicate în procesul de rupere a simetriei pe scale puțin mai mari decât electroslabele, determinând constantele de cuplare ale câmpurilor gauge, și poate chiar prin ei se obţine energia vidului pentru constanta cosmologică. Teoriile șirurilor au elemente de bază pentru construirea modelelor de ruptură și inflație a supersimetriei, dar este necesar să punem toate aceste blocuri împreună, astfel încât să funcționeze împreună, iar acest lucru este încă în dezvoltare, după cum se spune.

Acum, unul dintre modelele alternative de inflație este modelul cu ciocnire de brane gigantice, de asemenea cunoscut ca si Universul epirotic sau Bumbac mare. În cadrul acestui model, totul începe cu un spațiu-timp bidimensional rece, static, care se apropie foarte mult de a fi complet supersimetric. Cele patru dimensiuni spațiale sunt limitate de pereți tridimensionali sau trei-brane, iar unul dintre acești pereți este spațiul în care trăim. A doua brană este ascunsă de percepția noastră.

Conform acestei teorii, există o altă „pierdută” cu trei brane undeva între cele două brane limită în spațiul ambiental cu patru dimensiuni, iar când această brană se ciocnește cu brana în care trăim, energia eliberată din această ciocnire ne încălzește brana și Big Bang-ul începe în Universul nostru conform regulilor descrise mai sus.

Această ipoteză este destul de nouă, așa că să vedem dacă rezistă unor teste mai precise.

Problema cu acceleratia

Problema expansiunii accelerate a Universului este o problemă fundamentală nu numai în cadrul teoriei corzilor, ci chiar și în cadrul fizicii tradiționale a particulelor. În modelele de inflație perpetuă, expansiunea accelerată a Universului este nelimitată. Această expansiune nerestricționată duce la o situație în care un observator ipotetic, care călătorește mereu prin univers, nu va putea niciodată să vadă părți ale evenimentelor din univers.

Se numește granița dintre o regiune pe care un observator o poate vedea și una pe care nu o poate vedea orizontul evenimentelor observator. În cosmologie, orizontul evenimentelor este similar cu orizontul particulelor, cu excepția faptului că este în viitor, nu în trecut.

Din punctul de vedere al filozofiei umane sau al consistenței interne a teoriei relativității a lui Einstein, problema orizontului de evenimente cosmologic pur și simplu nu există. Și dacă nu putem vedea niciodată unele colțuri ale universului nostru, chiar dacă trăim pentru totdeauna?

Dar problema orizontului de evenimente cosmologic este o problemă tehnică majoră în fizica energiei înalte datorită definiției teoriei cuantice relativiste în termenii unui set de amplitudini de împrăștiere numite S-matrice. Una dintre ipotezele fundamentale ale teoriilor relativiste cuantice și ale corzilor este că stările de intrare și de ieșire sunt infinit separate în timp și, astfel, se comportă ca stări libere, care nu interacționează.

Prezența unui orizont de evenimente, pe de altă parte, implică o temperatură Hawking finită, astfel încât condițiile pentru determinarea matricei S nu mai pot fi îndeplinite. Absența matricei S este acea problemă matematică formală și apare nu numai în teoria corzilor, ci și în teoriile particulelor elementare.

Unele încercări recente de a rezolva această problemă au implicat geometria cuantică și modificări ale vitezei luminii. Dar aceste teorii sunt încă în dezvoltare. Cu toate acestea, majoritatea experților sunt de acord că totul poate fi rezolvat fără a recurge la măsuri atât de drastice.

Teoria superstringurilor, în limbajul popular, reprezintă universul ca o colecție de filamente vibrante de energie - șiruri. Ele sunt temelia naturii. Ipoteza descrie și alte elemente - brane. Toată materia din lumea noastră este alcătuită din vibrații ale corzilor și branelor. O consecință naturală a teoriei este descrierea gravitației. De aceea oamenii de știință cred că deține cheia unificării gravitației cu alte forțe.

Conceptul evoluează

Teoria câmpului unificat, teoria superstringurilor, este pur matematică. Ca toate conceptele fizice, se bazează pe ecuații care pot fi interpretate într-un anumit mod.

Astăzi, nimeni nu știe exact care va fi versiunea finală a acestei teorii. Oamenii de știință au o idee destul de vagă despre elementele sale generale, dar nimeni nu a venit încă cu o ecuație definitivă care să acopere toate teoriile superstringurilor și, experimental, nu a fost încă în măsură să confirme (deși să o infirme și ea). Fizicienii au creat versiuni simplificate ale ecuației, dar până acum nu descrie prea bine universul nostru.

Teoria superstringurilor pentru începători

Ipoteza se bazează pe cinci idei cheie.

1. Teoria superstringurilor prezice că toate obiectele din lumea noastră sunt formate din filamente vibrante și membrane de energie.
2. Încearcă să combine teoria generală a relativității (gravitația) cu fizică cuantică.
3. Teoria superstringurilor va unifica toate forțele fundamentale ale universului.
4. Această ipoteză prezice o nouă legătură, supersimetria, între două tipuri fundamental diferite de particule, bozoni și fermioni.
5. Conceptul descrie o serie de dimensiuni suplimentare ale Universului, de obicei neobservabile.

Corzi și brane

Când teoria a apărut în anii 1970, firele de energie din ea erau considerate obiecte unidimensionale - șiruri. Cuvântul „unidimensional” spune că șirul are o singură dimensiune, lungimea, spre deosebire, de exemplu, de un pătrat, care are atât o lungime, cât și o înălțime.

Teoria împarte aceste superstringuri în două tipuri - închise și deschise. Un șir deschis are capete care nu se ating, în timp ce un șir închis este o buclă fără capete deschise. Ca urmare, s-a constatat că aceste șiruri, numite șiruri de primul tip, sunt supuse a 5 tipuri principale de interacțiuni.

Interacțiunile se bazează pe capacitatea unui șir de a-și conecta și separa capetele. Deoarece capetele șirurilor deschise se pot combina pentru a forma șiruri închise, este imposibil să se construiască o teorie a superstringurilor care să nu includă șiruri în buclă.

Acest lucru s-a dovedit a fi important, deoarece corzile închise au proprietăți, cred fizicienii, care ar putea descrie gravitația. Cu alte cuvinte, oamenii de știință și-au dat seama că, în loc să explice particulele de materie, teoria superstringurilor le-ar putea descrie comportamentul și gravitația.

Mulți ani mai târziu, s-a descoperit că, pe lângă coarde, sunt necesare și alte elemente pentru teorie. Ele pot fi gândite ca foi, sau brane. Sforile pot fi atașate de una sau de ambele părți ale acestora.

gravitația cuantică

Fizica modernă are două legi științifice principale: relativitatea generală (GR) și cuantică. Ele reprezintă domenii complet diferite ale științei. Fizica cuantică studiază cele mai mici particule naturale, în timp ce relativitatea generală, de regulă, descrie natura la scara planetelor, galaxiilor și a universului în ansamblu. Ipotezele care încearcă să le unifice sunt numite teorii gravitaționale cuantice. Cel mai promițător dintre ele astăzi este șirul.

Firele închise corespund comportamentului gravitației. În special, au proprietățile unui graviton, o particulă care poartă gravitația între obiecte.

Unirea Forțelor

Teoria corzilor încearcă să combine cele patru forțe - electromagnetice, forțe nucleare puternice și slabe și gravitație - într-una singură. În lumea noastră, ele se manifestă ca patru fenomene diferite, dar teoreticienii corzilor cred că la începutul Universului, când erau incredibil de niveluri înalte energie, toate aceste forțe sunt descrise de șiruri care interacționează între ele.

supersimetrie

Toate particulele din univers pot fi împărțite în două tipuri: bosoni și fermioni. Teoria corzilor prezice că există o relație între cele două numită supersimetrie. În supersimetrie, pentru fiecare boson trebuie să existe un fermion, iar pentru fiecare fermion, un boson. Din păcate, existența unor astfel de particule nu a fost confirmată experimental.

Supersimetria este o relație matematică între elementele ecuațiilor fizice. A fost descoperit într-o altă zonă a fizicii, iar aplicarea sa a dus la redenumirea teoriei corzilor supersimetrice (sau a teoriei superstringurilor, în limbajul popular) la mijlocul anilor 1970.

Un avantaj al supersimetriei este că simplifică foarte mult ecuațiile, permițând eliminarea unor variabile. Fără supersimetrie, ecuațiile conduc la contradicții fizice, cum ar fi valori infinite și imaginare

Deoarece oamenii de știință nu au observat particulele prezise de supersimetrie, este încă o ipoteză. Mulți fizicieni cred că motivul pentru aceasta este necesitatea unei cantități semnificative de energie, care este legată de masă prin celebra ecuație Einstein E = mc 2 . Aceste particule ar fi putut exista în universul timpuriu, dar pe măsură ce s-a răcit și energia sa extins după Big Bang, aceste particule s-au mutat la niveluri scăzute de energie.

Cu alte cuvinte, corzile care vibrau ca particule de înaltă energie și-au pierdut energia, ceea ce le-a transformat în elemente cu o vibrație mai mică.

Oamenii de știință speră că observațiile astronomice sau experimentele cu acceleratoare de particule vor confirma teoria prin dezvăluirea unora dintre elementele supersimetrice cu energie mai mare.

Măsurători suplimentare

O altă consecință matematică a teoriei corzilor este că are sens într-o lume cu mai mult de trei dimensiuni. În prezent, există două explicații pentru aceasta:

1. Dimensiunile suplimentare (șase dintre ele) s-au prăbușit sau, în terminologia teoriei corzilor, s-au compactat la o dimensiune incredibil de mică care nu va fi niciodată percepută.
2. Suntem blocați într-o brană 3D, iar alte dimensiuni se extind dincolo de ea și ne sunt inaccesibile.

O linie importantă de cercetare în rândul teoreticienilor este modelarea matematică a modului în care aceste coordonate suplimentare ar putea fi legate de ale noastre. Cele mai recente rezultate prevăd că oamenii de știință vor putea în curând să detecteze aceste dimensiuni suplimentare (dacă există) în experimentele viitoare, deoarece ar putea fi mai mari decât se aștepta anterior.

Înțelegerea scopului

Scopul pentru care se străduiesc oamenii de știință atunci când explorează superstringurile este o „teorie a tuturor”, adică o singură ipoteză fizică care descrie întreaga realitate fizică la un nivel fundamental. Dacă are succes, ar putea clarifica multe întrebări despre structura universului nostru.

Explicația materiei și a masei

Una dintre sarcinile principale cercetare contemporană- căutarea de soluții pentru particule reale.

Teoria corzilor a început ca un concept care descrie particule precum hadronii în diferite stări de vibrație superioară ale unei corzi. În majoritatea formulărilor moderne, materia observată în universul nostru este rezultatul vibrațiilor corzilor și branelor cu cea mai mică energie. Vibrațiile cu mai multe generează particule de înaltă energie care în prezent nu există în lumea noastră.

Masa acestora este o manifestare a modului în care corzile și branele sunt înfășurate în dimensiuni suplimentare compactate. De exemplu, într-un caz simplificat în care sunt pliate într-o formă de gogoașă, numită torus de către matematicieni și fizicieni, un șir poate înfășura această formă în două moduri:

• o buclă scurtă prin mijlocul torusului;
• o buclă lungă în jurul întregii circumferințe exterioare a torului.

O buclă scurtă va fi o particulă ușoară, iar o buclă mare va fi una grea. Când șirurile sunt înfășurate în jurul dimensiunilor compactate toroidale, se formează noi elemente cu mase diferite.

Teoria superstringurilor explică pe scurt și clar, simplu și elegant trecerea lungimii în masă. Dimensiunile pliate aici sunt mult mai complicate decât torul, dar în principiu funcționează la fel.

Este chiar posibil, deși este greu de imaginat, ca șirul să se înfășoare în jurul torusului în două direcții în același timp, rezultând o particulă diferită cu o masă diferită. De asemenea, Branes se poate înfășura în jurul dimensiunilor suplimentare, creând și mai multe posibilități.

Definiția spațiului și timpului

În multe versiuni ale teoriei superstringurilor, dimensiunile se prăbușesc, făcându-le neobservabile la nivelul actual de dezvoltare tehnologică.

În prezent, nu este clar dacă teoria corzilor poate explica natura fundamentală a spațiului și a timpului mai mult decât a făcut-o Einstein. În ea, măsurătorile sunt fundalul interacțiunii șirurilor și nu au o semnificație reală independentă.

Au fost oferite explicații, nu pe deplin dezvoltate, cu privire la reprezentarea spațiu-timpului ca derivat al sumei totale a tuturor interacțiunilor șirurilor.

Această abordare nu corespunde ideilor unor fizicieni, ceea ce a dus la critica ipotezei. Teoria competiției folosește cuantizarea spațiului și timpului ca punct de plecare. Unii cred că în cele din urmă se va dovedi a fi doar o abordare diferită a aceleiași ipoteze de bază.

Cuantificare gravitațională

Principala realizare a acestei ipoteze, dacă se va confirma, va fi teoria cuantică a gravitației. Descrierea actuală în relativitatea generală este incompatibilă cu fizica cuantică. Acesta din urmă, prin impunerea de restricții asupra comportamentului particulelor mici, duce la contradicții atunci când se încearcă explorarea Universului la scară extrem de mică.

Unificarea forțelor

În prezent, fizicienii cunosc patru forțe fundamentale: gravitația, electromagnetice, interacțiuni nucleare slabe și puternice. Din teoria corzilor rezultă că toate au fost cândva manifestări ale unuia.

Conform acestei ipoteze, pe măsură ce universul timpuriu s-a răcit după Big Bang, această interacțiune unică a început să se despartă în diferite care sunt active astăzi.

Experimentele de înaltă energie ne vor permite cândva să descoperim unificarea acestor forțe, deși astfel de experimente depășesc cu mult dezvoltarea actuală a tehnologiei.

Cinci opțiuni

De la revoluția superstring din 1984, dezvoltarea a progresat într-un ritm febril. Drept urmare, în loc de un singur concept, am primit cinci, numite tipuri I, IIA, IIB, HO, HE, fiecare dintre ele descriind aproape complet lumea noastră, dar nu complet.

Fizicienii, triind prin versiuni ale teoriei corzilor în speranța de a găsi o formulă universală adevărată, au creat 5 versiuni diferite autosuficiente. Unele dintre proprietățile lor reflectau realitatea fizică a lumii, altele nu corespundeau realității.

Teoria M

La o conferință din 1995, fizicianul Edward Witten a propus o soluție îndrăzneață la problema celor cinci ipoteze. Pe baza dualității recent descoperite, toate au devenit cazuri speciale ale unui singur concept general, numit teoria M a superstringurilor a lui Witten. Unul dintre conceptele sale cheie a fost branele (prescurtare de la membrană), obiecte fundamentale cu mai mult de o dimensiune. Deși autorul nu a sugerat versiunea completa, care nu există până acum, teoria M a superstringurilor constă pe scurt din următoarele caracteristici:

• 11 dimensiuni (10 dimensiuni spațiale plus 1 dimensiune temporală);
• dualități care duc la cinci teorii care explică aceeași realitate fizică;
• branele sunt șiruri cu mai mult de 1 dimensiune.

Consecințe

Drept urmare, în loc de una, au fost 10.500 de soluții. Pentru unii fizicieni, acest lucru a provocat o criză, în timp ce alții au acceptat principiul antropic, care explică proprietățile universului prin prezența noastră în el. Rămâne de văzut când teoreticienii vor găsi o altă modalitate de a se orienta în teoria superstringurilor.

Unele interpretări sugerează că lumea noastră nu este singura. Cele mai radicale versiuni permit existența unui număr infinit de universuri, dintre care unele conțin copii exacte ale noastre.

Teoria lui Einstein prezice existența unui spațiu încolăcit, care se numește o gaură de vierme sau un pod Einstein-Rosen. În acest caz, două locuri îndepărtate sunt conectate printr-un pasaj scurt. Teoria superstringurilor permite nu numai acest lucru, ci și conectarea punctelor îndepărtate lumi paralele. Este chiar posibilă tranziția între universuri cu legi diferite ale fizicii. Cu toate acestea, este probabil ca teoria cuantică a gravitației să facă imposibilă existența lor.

Mulți fizicieni cred că principiul holografic, atunci când toate informațiile conținute în volumul spațiului corespund informațiilor înregistrate pe suprafața acestuia, va permite o înțelegere mai profundă a conceptului de fire energetice.

Unii cred că teoria superstringurilor permite dimensiuni multiple de timp, ceea ce ar putea duce la călătoria prin ele.

În plus, există o alternativă la modelul big bang în ipoteză, conform căreia universul nostru a apărut ca urmare a ciocnirii a două brane și trece prin cicluri repetate de creație și distrugere.

Soarta finală a universului i-a preocupat întotdeauna pe fizicieni, iar versiunea finală a teoriei corzilor va ajuta la determinarea densității materiei și a constantei cosmologice. Cunoscând aceste valori, cosmologii vor putea determina dacă universul se va micșora până când va exploda, astfel încât totul să înceapă din nou.

Nimeni nu știe la ce poate duce până când nu este dezvoltat și testat. Einstein, notând ecuația E=mc 2 , nu a presupus că aceasta ar duce la apariția armelor nucleare. Creatorii fizicii cuantice nu știau că aceasta va deveni baza pentru crearea unui laser și a unui tranzistor. Și deși nu se știe încă la ce va duce un astfel de concept pur teoretic, istoria arată că cu siguranță se va ieși ceva remarcabil.

Puteți citi mai multe despre această ipoteză în Teoria superstringurilor pentru dumies a lui Andrew Zimmerman.

480 de ruble. | 150 UAH | 7,5 USD ", MOUSEOFF, FGCOLOR, "#FFFFCC",BGCOLOR, "#393939");" onMouseOut="return nd();"> Teză, - 480 de ruble, livrare 1-3 ore, de la 10-19 (ora Moscovei), cu excepția zilei de duminică

Bulatov, Nikolai Vladimirovici Modele cosmologice asociate cu teoria câmpului a corzilor: disertație... Candidat la științe fizice și matematice: 01.04.02 / Bulatov Nikolay Vladimirovici; [Locul de protecție: Mosk. stat un-t im. M.V. Lomonosov. Fiz. facultate].- Moscova, 2011.- 115 p.: ill. RSL OD, 61 12-1/468

Introducere în muncă

Relevanţă

Datorită energiilor extrem de mari atinse în epoca Universului timpuriu, precum și distanțelor mari pe care are loc evoluția cosmologică, cosmologia poate deveni un instrument pentru studierea fizicii la scări inaccesibile experimentelor directe. Mai mult, numeroase observații astrofizice de înaltă precizie efectuate în ultimul deceniu au transformat cosmologia într-o știință destul de precisă, iar Universul într-un laborator puternic pentru studiul fizicii fundamentale.

O analiză combinată a datelor din experimentul WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), precum și rezultatele observațiilor supernovelor de tip 1a, indică în mod convingător o expansiune accelerată a Universului în epoca modernă. Accelerația cosmologică sugerează că universul este dominat în prezent de o materie distribuită aproximativ uniform, cu presiune negativă, numită energie întunecată.

Pentru specificarea diferitelor tipuri de materie cosmică, relația fenomenologică dintre presiune R si plina de energie d : scris pentru fiecare dintre componentele acestei substanțe

P \u003d WQ,

Unde w- parametrul ecuației de stare sau, pe scurt, parametrul de stare. Pentru energie întunecată w 0. Conform datelor experimentale moderne, parametrul stării energiei întunecate este aproape de -1. În special, din rezultatele experimentelor moderne rezultă că valoarea parametrului stării energiei întunecate aparține cel mai probabil intervalului

= -і-obі8:оі-

Din punct de vedere teoretic, acest interval afectează trei esențiale ocazie diferită: w > - 1, w = - 1 și w 1.

Primul caz w > - 1 este implementat în modele de chintesență, care sunt modele cosmologice cu un câmp scalar. Acest tip de model este destul de acceptabil, cu excepția faptului că ridică problema originii acestui câmp scalar. Pentru a satisface datele experimentale, acest câmp scalar trebuie să fie extrem de ușor și, prin urmare, să nu fie în setul de câmpuri al Modelului Standard.

Al doilea caz w=- 1 este implementat prin introducerea unei constante cosmologice. Acest scenariu este posibil din punct de vedere general, dar ridică problema micimii constantei cosmologice. Ar trebui să fie de 10 ori mai mic decât predicția teoretică naturală.

al treilea caz, w 1 se numește fantomă și poate fi implementat folosind un câmp scalar cu un termen cinetic Ghost (fantomă). În acest caz, toate condițiile de energie naturală sunt încălcate și apar probleme de instabilitate la nivel clasic și cuantic. Deoarece datele experimentale nu exclud posibilitatea w 1 și, în plus, a fost propusă o strategie pentru verificarea directă a inegalității w - 1, diverse modele cu w - 1.

Amintiți-vă că în modelele cu un parametru de stare constantă w : mai mic de -1 și metrica Friedman-Robertson-Walker spațial plată, factorul de scară tinde spre infinit și, în consecință, Universul este întins la dimensiuni infinite la un moment finit de timp. Cel mai simplu mod de a evita această problemă este în modelele cu w 1 este de a considera câmpul scalar f cu o componentă de timp negativă în termenul cinetic. Într-un astfel de model, condiția de energie zero va fi încălcată, ceea ce va duce la problema instabilității.

O posibilă modalitate de a ocoli problema instabilității la modele cu w 1 este de a considera modelul fantomă ca fiind eficient, care decurge dintr-o teorie mai fundamentală fără un termen cinetic negativ. În special, dacă luăm în considerare un model derivat superior, cum ar fi fe f, apoi în cea mai simplă aproximare fe~Șif~ f 2 - 0П0, adică un astfel de model oferă într-adevăr un termen cinetic cu un semn Ghost. Se pare că o astfel de posibilitate apare în cadrul teoriei câmpului de corzi, care a fost arătată în lucrarea lui I.Ya. Arefieva (2004). Deoarece modelul considerat este o aproximare a teoriei câmpului șirurilor în care nu există oaspeți, acest model nu are probleme asociate cu instabilitatea Ghost.

Această lucrare a stimulat studiul activ al modelelor nelocale inspirate de teoria câmpului corzilor în ceea ce privește aplicarea lor în cosmologie și, în special, pentru descrierea energiei întunecate. Această problemă este studiată activ în numeroase lucrări ale lui I.Ya. Arefieva, S.Yu. Vernova, L.V. Zhukovskaya, A.S. Koshelev, G. Kalkagni, N. Barnaby, D. Mulrin, N. Nunes, M. Montobio și alții. În special, s-au obținut soluții în diverse modele inspirate din teoria câmpului corzilor și au fost investigate unele dintre proprietățile acestora.

În această lucrare, studiem proprietățile modelelor cosmologice inspirate de teoria câmpului corzilor, care sunt aplicabile atât pentru a descrie evoluția modernă a Universului, cât și pentru a descrie epoca Universului timpuriu.

Al doilea capitol studiază stabilitatea soluțiilor clasice în modelele cosmologice cu încălcarea Condiției de Energie Zero în raport cu perturbațiile anizotrope. După cum sa subliniat, astfel de modele pot fi candidate pentru descrierea energiei întunecate cu parametrul de stare w 1. În primul rând, luăm în considerare cazul modelelor cu un câmp cu câmp scalar fantomă. Modelele care încalcă condițiile cu energie zero pot avea soluții clasice stabile în cosmologia Friedmann

Robertson Walker. În special, există soluții clasice stabile pentru modelele cu acțiune automată care conțin câmpuri Gost care interacționează minim cu gravitația. Mai mult, comportamentul atractor are loc (comportamentul atractor al soluțiilor în cazul modelelor cosmologice neomogene este descris în lucrarea lui A.A. Starobinsky) în clasa modelelor cosmologice fantomă, descrisă în lucrările lui I.Ya. Arefieva, S.Yu. Vernova, A.S. Kosheleva și R. Laskos cu co-autori. Se poate studia stabilitatea metricii Friedman-Robertson-Walker prin specificarea formei perturbațiilor. Este interesant de știut dacă aceste soluții sunt stabile în ceea ce privește deformarea metricii Friedmann-Robertson-Walker într-una anizotropă, în special metrica Bianchi I. Modelele Bianchi sunt modele cosmologice anizotrope omogene spațial. Există restricții stricte asupra modelelor anizotrope în urma observațiilor astrofizice. Din aceste limitări rezultă că modelele care dezvoltă o anizotropie mare nu pot fi modele care descriu evoluția Universului. Astfel, găsirea condițiilor pentru stabilitatea soluțiilor cosmologice izotrope în raport cu perturbațiile anizotrope este de interes din punctul de vedere al selectării modelelor capabile să descrie energia întunecată.

Stabilitatea soluțiilor izotrope în modelele lui Bianchi a fost luată în considerare în modelele inflaționiste (lucrări de S. Germani și colab. și T. Koivisto și colab. și referințe din acestea). În R. M. Wald (1983), presupunând că sunt îndeplinite condițiile energetice, s-a arătat că toate modelele Bianchi care se extind inițial, cu excepția tipului IX, devin spațiu-timp de Sitter. Teorema lui Wald arată că pentru un spațiu-timp Bianchi de tipurile I-VIII cu o constantă cosmologică pozitivă și materie care satisface Condițiile Energiei de bază și Puternice, soluțiile viitoare au anumite proprietăți asimptotice la t-> oo. Este interesant să luăm în considerare o întrebare similară în cazul cosmologiei fantomă și a modelelor inspirate de

teoria câmpului corzilor. În această lucrare, obținem condiții care sunt suficiente în cazul modelelor cu câmpuri scalare fantomă pentru ca soluțiile cosmologice izotrope să fie stabile și astfel modelele luate în considerare pot fi adecvate pentru descrierea energiei întunecate.

Al treilea capitol se ocupă de evoluția cosmologică în modele cu potențiale definite nepozitive inspirate de teoria câmpului corzilor. Astfel de modele se dovedesc a fi interesante din punctul de vedere al aplicării lor la descrierea evoluției cosmologice în Universul timpuriu.

Inflația Higgs atrage multă atenție ca model de inflație. Studiul său este subiectul lucrărilor lui M. Shaposhnikov, F.L. Bezrukova, A.A. Starobinsky, H.L.F. Barbona, X. Espinoza, X. Garcia-Beyido și alții, realizat în 2007-2011.

În această lucrare, studiem un model de cosmologie timpurie cu potențialul Higgs inspirat de teoria câmpului corzilor. Motivația inițială pentru a lucra cu modele non-locale de acest tip (modelul lui I.Ya. Aref'eva, 2004) a fost legată de studiul problemelor de energie întunecată. Posibilitatea de a lua în considerare modele de acest tip în contextul studierii epocii Universului timpuriu a fost evidențiată în lucrările lui J.E. Leadsey, N. Barnaby și J.M. Klein (2007). În acest caz, câmpul scalar este tahionul unui șir fermionic Neveu-Schwartz-Ramon, iar modelul are forma unui potențial Higgs non-local. Nelocalitatea materiei scalare duce la modificări semnificative ale proprietăților modelelor cosmologice corespunzătoare în comparație cu modelele cosmologice pur locale. Aceste modificări apar din cauza supraîntinderii efective a părții cinetice a materiei lagrangiane, așa cum este indicat în lucrările lui J.E. Leadsey, N. Barnaby și J.M. Klein (2007). Întrebarea modului în care apar aceste schimbări este discutată mai detaliat în introducerea acestei lucrări.

Principala modificare a proprietăților este aceea în considerare

În această teorie locală eficientă, relația dintre constanta de cuplare, termenul de masă și valoarea constantei cosmologice se modifică, în urma cărora apare un termen constant negativ suplimentar și avem de a face cu un potențial Higgs definit nepozitiv. Definitivitatea nepozitivă a potențialului determină apariția unor regiuni interzise pe planul de fază, ceea ce modifică semnificativ dinamica sistemului în comparație cu cazul unui potențial definit pozitiv.

În această lucrare, studiem aspectele clasice ale dinamicii modelelor scalare cu potențiale Higgs nepozitive definite în cosmologia Friedman-Robertson-Walker. Deoarece nonlocalitatea poate oferi o teorie eficientă cu o constantă de cuplare suficient de mică, unele etape ale evoluției pot fi descrise folosind aproximarea tahionică liberă. Din acest motiv, începem al treilea capitol luând în considerare dinamica unui tahion liber în metrica Friedmann-Robertson-Walker. Apoi trecem la o discuție despre dinamica modelului cu potențialul Higgs.

Scopul lucrării

Studierea stabilității clasice a soluțiilor în modele cosmologice cu încălcarea Condiției de Energie Zero asociată cu teoria câmpului de corzi în raport cu perturbațiile anizotrope în metrica Bianchi I. Obținerea condițiilor de stabilitate în modele cu unul și două câmpuri care conțin câmpuri scalare fantomă și întuneric rece materie din punct de vedere al parametrilor modelului, precum și din punct de vedere al superpotențialului. Studiul dinamicii în modelele cosmologice timpurii inspirate din teoria câmpului de corzi cu potențiale definite nepozitive.

Noutatea științifică a lucrării

În lucrarea de față, pentru prima dată, a fost studiată stabilitatea soluțiilor în modele cosmologice cu încălcarea Condiției de Energie Zero în raport cu perturbațiile anizotrope ale metricii. Condițiile de stabilitate se obțin atât în ​​ceea ce privește parametrii modelului, cât și

din punct de vedere al superpotenţialului. În plus, se construiește următoarea aproximare unimodală, care descrie dinamica unui tahion cu o constantă cosmologică pozitivă, în comparație cu aproximarea obținută anterior. Tot în această lucrare este construită pentru prima dată asimptoticele soluțiilor din modelul cu potențial tahionic și constantă cosmologică pozitivă în apropierea graniței regiunii interzise.

Metode de cercetare

Disertația folosește metodele teoriei generale a relativității, teoria ecuatii diferentiale, analiza numerica.

Semnificația științifică și practică a lucrării

Această disertație este de natură teoretică. Rezultatele acestei lucrări pot fi folosite pentru studii suplimentare ale modelelor cosmologice inspirate de teoria câmpului corzilor. Rezultatele capitolului 2 pot fi folosite în studii ulterioare ale proprietăților de stabilitate ale soluțiilor în diferite modele de energie întunecată; în plus, rezultatele obținute oferă criterii pentru posibilitatea utilizării unuia sau altuia model pentru a descrie evoluția cosmologică. În plus, algoritmul propus pentru construirea de soluții stabile folosind metoda superpotențialului face posibilă construirea de modele care au în mod evident soluții stabile. Rezultatele obținute în Capitolul 3 sunt direct legate de studiul modelelor inflaționiste cu un potențial Higgs definit nepozitiv și pot fi folosite pentru a studia în continuare aceste modele. Rezultatele disertației pot fi utilizate în lucrările desfășurate la Facultatea de Fizică a Universității de Stat din Moscova, la MIAN, FIAN, INR, BLTP OI-YaI, ITEP.

Aprobarea lucrării

Rezultatele prezentate în disertație au fost raportate de autor la următoarele conferințe internaționale:

1. Conferința internațională „Problema ireversibilității în sistemele dinamice clasice și cuantice”, Moscova, Rusia,

al 6-lea școală de varăși conferință despre fizica matematică modernă, Belgrad, Serbia, 2010.

XIX Conferință internațională privind fizica energiei înalte și teoria câmpului cuantic, Golitsino, Rusia, 2010.

Conferința internațională „Quarks-2010”, Kolomna, Rusia, 2010.

Concurs pentru tinerii fizicieni ai Societății de Fizică din Moscova, Moscova, Rusia, 2009.

Publicații

Principalele rezultate prezentate sunt obținute de către autorul acestei disertații în mod independent, sunt noi și publicate în lucrări.

Structura și domeniul de activitate

Un factor care complică foarte mult înțelegerea cosmologiei corzilor este înțelegerea teoriilor corzilor. Teoriile șirurilor și chiar teoria M sunt doar cazuri extreme ale unei teorii mai mari și mai fundamentale.
După cum am menționat deja, cosmologia șirurilor pune câteva întrebări importante:
1. Poate teoria corzilor să facă predicții despre fizica Big Bang?
2. Ce se întâmplă cu dimensiunile suplimentare?
3. Există inflație în teoria corzilor?
4. Ce poate spune teoria corzilor despre gravitația cuantică și cosmologie?

Cosmologie de corzi a energiilor joase

Cosmologie și dimensiuni suplimentare

Inflație sau coliziunea uriașă a branelor?

Problema cu acceleratia