Mit o početku vremena Gabriel Veneziano
Prema teoriji struna, Veliki prasak nije bio početak formiranja Univerzuma, već samo posljedica njegovog prethodnog stanja.
Da li je Veliki prasak bio početak vremena ili je Univerzum postojao prije njega? Prije deset godina takvo pitanje je izgledalo smiješno. Kosmolozi nisu vidjeli više smisla u razmišljanju o onome što se dogodilo prije Velikog praska nego u potrazi za stazom koja ide sjeverno od Sjevernog pola. Ali razvoj teorijske fizike i, posebno, pojava teorije struna primorali su naučnike da ponovo razmisle o predprimarnoj eri.
Pitanje početka zaokuplja filozofe i teologe od davnina. Isprepletena je sa mnogim fundamentalnim problemima, koji se ogledaju u čuvenoj slici Paula Gauguina "D"ou venons-nous? Que somes-nous? Ou allons-nous?" ("Odakle dolazimo? Ko smo mi? Kuda idemo?"). Na platnu je prikazan vječni ciklus: rođenje, život i smrt - porijeklo, identifikacija i svrha svakog pojedinca. da bismo razumjeli svoje porijeklo, pratimo svoje porijeklo do prošlih generacija, ranih oblika života i praživota, hemijskih elemenata koji su nastali u mladom Univerzumu i, konačno, do amorfne energije koja je nekada ispunjavala prostor. Da li naše porodično stablo vratiti se u beskonačnost ili prostor nije vječan kao A mi?
| RECENZIJA: STRING KOSMOLOGIJA
|
Čak su i stari Grci žestoko raspravljali o porijeklu vremena. Aristotel je odbacio ideju postojanja određenog početka, objašnjavajući to činjenicom da ništa ne nastaje ni iz čega. A pošto Univerzum nije mogao nastati iz ništavila, to znači da je oduvijek postojao. Stoga se vrijeme mora beskrajno protezati u prošlost i budućnost. Kršćanski teolozi su branili suprotno gledište. Stoga je sveti Augustin tvrdio da Bog postoji izvan prostora i vremena i da ih može stvoriti na isti način kao i druge aspekte našeg svijeta. Na pitanje "Šta je Bog radio prije nego što je stvorio svijet?" poznati teolog je odgovorio: „Samo vrijeme je dio Božje tvorevine, jednostavno prije nije postojalo!“
Moderni kosmolozi došli su do sličnog zaključka na osnovu Ajnštajnove teorije opšte relativnosti, prema kojoj su prostor i vreme mekani, savitljivi entiteti. Na univerzalnoj skali, prostor je po prirodi dinamičan: tokom vremena se širi ili skuplja, noseći sa sobom materiju. 1920-ih godina Astronomi su potvrdili da se naš svemir trenutno širi: galaksije se udaljavaju jedna od druge. Iz ovoga proizilazi da se vrijeme ne može beskrajno protezati u prošlost – unazad do 1960-ih. ovo su dokazali Steven Hawking i Roger Penrose. Ako pogledamo kosmičku historiju obrnutim redoslijedom, vidjet ćemo kako se čini da sve galaksije padaju u crnu rupu i sabijaju se u jednu beskonačno malu tačku - singularitet. U ovom slučaju, gustoća materije, njena temperatura i zakrivljenost prostor-vremena pretvaraju se u beskonačnost. U singularnosti, naša kosmička loza se završava i ne može se produžiti dalje u prošlost.
Čudna koincidencija
Neizbežna singularnost predstavlja ozbiljan kosmološki problem. Posebno se ne uklapa dobro sa visokim stepenom homogenosti i izotropije koji karakteriše Univerzum na globalnom nivou. Budući da je prostor u širem smislu riječi postao svuda isti, to znači da je postojala neka vrsta veze između udaljenih područja prostora koja je koordinirala njegova svojstva. Međutim, ovo je u suprotnosti sa starom kosmološkom paradigmom.
Pogledajmo šta se dogodilo u 13,7 milijardi godina koliko je prošlo od nastanka kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja. Zbog širenja Univerzuma, razmak između galaksija se povećao za 10 hiljada puta, dok se radijus opserviranog Univerzuma povećao znatno više - otprilike 1 milion puta (jer je brzina svjetlosti veća od brzine širenja). Danas vidimo područja Univerzuma koje nismo mogli vidjeti prije 13,7 milijardi godina. Po prvi put u kosmičkoj istoriji, svetlost iz najudaljenijih galaksija stigla je do Mlečnog puta.
Međutim, svojstva Mliječnog puta su u suštini ista kao i svojstva udaljenih galaksija. Ako na zabavi sretnete dvoje ljudi koji su identično obučeni, to se može objasniti jednostavnom slučajnošću. Međutim, ako je deset ljudi u sličnim odjevnim kombinacijama, to znači da su se unaprijed dogovorili o obliku odjeće. Danas posmatramo desetine hiljada nezavisnih delova nebeske sfere sa statistički identičnim karakteristikama reliktne pozadine. Možda su takve površine prostora već bile iste pri rođenju, tj. Homogenost Univerzuma je puka slučajnost. Međutim, fizičari su došli do još dva uvjerljiva objašnjenja: u ranim fazama svog razvoja, Univerzum je bio ili mnogo manji ili mnogo stariji nego što se mislilo.
Najčešće se prednost daje prvoj alternativi. Smatra se da je mladi Univerzum prošao kroz period inflacije, tj. ubrzanje širenja. Prije njega, galaksije (tačnije, njihovi preci) bile su vrlo gusto zbijene i stoga su postale slične jedna drugoj. Tokom inflacije, izgubili su kontakt jer svjetlost nije mogla pratiti bjesomučnu ekspanziju. Kada je inflacija završila, ekspanzija je počela da se usporava i galaksije su se vratile jedna drugoj u vid.
Fizičari smatraju da je krivac za brzi inflatorni talas potencijalna energija akumulirana 10-35 s nakon Velikog praska u posebnom kvantnom polju - inflatonu. Potencijalna energija i, za razliku od mase mirovanja i kinetičke energije i, dovodi do gravitacionog odbijanja. Gravitacija obične materije bi usporila širenje, a naduvavanje bi ga, naprotiv, ubrzala. Teorija inflacije, koja se pojavila 1981. godine, tačno objašnjava rezultate brojnih zapažanja (videti specijalni izveštaj „Četiri ključa za kosmologiju“, „U svetu nauke“, br. 5, 2004). Međutim, još uvijek nije jasno šta je bila inflaton i odakle joj tolika potencijalna energija.
Druga alternativa uključuje odbacivanje singularnosti. Da vrijeme nije počelo u trenutku Velikog praska, a da je Univerzum nastao mnogo prije nego što je počela trenutna kosmička ekspanzija, onda bi materija imala dovoljno vremena da se glatko organizira. Stoga su naučnici odlučili da preispitaju razloge koji su doveli do ideje singularnosti.
| DVIJE VERZIJE POČETKA |
| U našem svemiru koji se širi, galaksije se rasipaju poput gomile koja se raspršuje. Udaljavaju se jedna od druge brzinom koja je proporcionalna udaljenosti između njih: galaksije razdvojene 500 miliona svjetlosnih godina udaljavaju se dvostruko brže od galaksija koje su udaljene 250 miliona svjetlosnih godina. Dakle, sve galaksije koje smo posmatrali moraju istovremeno krenuti sa istog mesta u trenutku Velikog praska. Ovo je tačno čak i ako kosmička ekspanzija prolazi kroz periode ubrzanja i usporavanja. U prostorno-vremenskim dijagramima (vidi dolje), galaksije se kreću krivudavim putevima u i izvan vidljivog dijela svemira (žuti klin). Međutim, još se ne zna tačno šta se dogodilo u trenutku kada su galaksije (ili njihove prethodnice) počele da se raspadaju. |
Pretpostavka da je teorija relativnosti uvijek validna čini se vrlo sumnjivom. Na kraju krajeva, ne uzima u obzir kvantne efekte koji su trebali dominirati u blizini singularnosti. Da biste konačno sve razumjeli, morate uključiti opću teoriju relativnosti u kvantnu teoriju gravitacije. Teoretičari se s ovim problemom bore još od vremena Ajnštajna, ali tek sredinom 1980-ih. stvar je krenula.
Evolucija revolucije
Danas se razmatraju dva pristupa. U teoriji kvantne gravitacije u petlji, teorija relativnosti ostaje suštinski netaknuta, samo se mijenja postupak njene primjene u kvantnoj mehanici (vidi članak Lee Smolina "Atomi prostora i vremena", "U svijetu nauke", br. 4 , 2004). Posljednjih godina, zagovornici kvantne gravitacije u petlji napravili su veliki napredak i postigli veliko razumijevanje, ali njihov pristup nije dovoljno radikalan da riješi fundamentalne probleme kvantizacije gravitacije. Teoretičari elementarnih čestica suočili su se sa sličnim problemom. Enriko Fermi je 1934. predložio efikasnu teoriju slabe nuklearne sile, ali pokušaji da se konstruiše njena kvantna verzija u početku su propali. Nije bila potrebna nova tehnika, već konceptualna promjena, koja je oličena u teoriji elektroslabe sile koju su predložili Sheldon Glashow, Steven Weinberg i Abdus Salam kasnih 1960-ih.
Drugi pristup mi se čini obećavajućim – teorija struna, istinski revolucionarna modifikacija Ajnštajnove teorije. Izrastao je iz modela koji sam predložio 1968. da opiše nuklearne čestice (protone i neutrone) i njihove interakcije. Nažalost, model nije bio sasvim uspješan, te je nakon nekoliko godina napušten, preferirajući kvantnu kromodinamiku, prema kojoj se protoni i neutroni sastoje od kvarkova. Potonji se ponašaju kao da su povezani elastičnim žicama. U početku je teorija struna bila posvećena opisivanju svojstava struna nuklearnog svijeta. Međutim, ubrzo se počelo razmatrati kao moguća opcija za kombinovanje opšte teorije relativnosti i kvantne mehanike.
Osnovna ideja je da elementarne čestice nisu točkaste čestice, već beskonačno tanki jednodimenzionalni objekti koji se nazivaju nizovi. Ogromna porodica raznovrsnih elementarnih čestica odražava se u mnogim mogućim modovima vibracija strune. Kako tako jednostavna teorija opisuje složeni svijet čestica i njihove interakcije? Tajna je u takozvanim magičnim i kvantnim strunama. Jednom kada se pravila kvantne mehanike primjenjuju na vibrirajuću strunu duž koje se vibracije šire brzinom svjetlosti, ona razvija nova svojstva koja su usko povezana s fizikom čestica i kosmologijom.
Prvo, kvantne žice imaju konačnu veličinu. Obična (nekvantna) violinska žica se mogla prepoloviti, zatim se jedna od polovina ponovo razbiti na dvije, i tako sve dok se ne dobije tačkasta čestica nulte mase. Međutim, Heisenbergov princip nesigurnosti ne dozvoljava nam da podijelimo strunu na dijelove manje od približno 10-34 m. Najmanji kvant dužine označava se ls i predstavlja prirodnu konstantu, koja je u teoriji struna jednaka brzini svjetlo c i Plankova konstanta h.
Drugo, čak i kvantne žice bez mase mogu imati ugaoni moment. U klasičnoj fizici, tijelo sa nultom masom ne može imati ugaoni moment, jer je definiran kao proizvod brzine, mase i udaljenosti do ose. Ali kvantne fluktuacije mijenjaju situaciju. Ugaoni moment male strune može dostići 2h čak i ako je njena masa nula, što tačno odgovara svojstvima nosilaca svih poznatih fundamentalnih sila, kao što su foton i graviton. Istorijski gledano, upravo je ova karakteristika ugaonog momenta privukla pažnju na teoriju struna kao kandidata za teoriju kvantne gravitacije.
Treće, kvantne žice zahtijevaju postojanje dodatnih prostornih dimenzija. Klasična violinska žica će vibrirati bez obzira na svojstva prostora i vremena. Kvantni niz je izbirljiviji: jednadžbe koje opisuju njegove oscilacije ostaju konzistentne samo ako je prostor-vrijeme jako zakrivljen (što je u suprotnosti sa zapažanjima) ili sadrži šest dodatnih dimenzija.
Četvrto, fizičke konstante koje određuju svojstva prirode i uključene su u jednačine koje odražavaju Coulombov zakon i zakon univerzalne gravitacije prestaju biti nezavisne, fiksne konstante. U teoriji struna, njihove vrijednosti se dinamički postavljaju poljima sličnim elektromagnetnim poljima. Možda jačine polja nisu bile iste tokom različitih kosmoloških era ili u udaljenim oblastima svemira. Teorija struna će dobiti ozbiljnu eksperimentalnu potvrdu ako naučnici uspeju da registruju čak i malu promenu u fizičkim konstantama.
Jedno takvo polje, dilaton, zauzima centralno mjesto u teoriji struna. On određuje ukupnu snagu svih interakcija. Veličina dilatona se može tumačiti kao veličina dodatne prostorne dimenzije – 11. po redu.
| TEORIJA STRUNA |
| Teorija struna je najperspektivnija (iako ne i jedina) teorija koja pokušava da opiše šta se dogodilo u Velikom prasku. Gudači su materijalni objekti slični žicama violine. Kada violinista pomiče prste duž ploče instrumenta, on smanjuje dužinu žica i izaziva povećanje frekvencije vibracija, a samim tim i njihove energije i. Ako se struna skrati na subatomske dimenzije, kvantni efekti počinju da deluju, sprečavajući dalje smanjenje dužine.
Subatomska struna ne samo da se može kretati kao cjelina ili oscilirati, već se i uvijati poput opruge. Pretpostavimo da je prostor cilindričan. Ako je obim veći od minimalno dozvoljene dužine strune, povećanje brzine kretanja zahtijeva mali prirast energije, a svaki okret zahtijeva veliki. Međutim, ako je krug kraći od minimalne dužine, manje energije se troši na dodatni okret nego na povećanje brzine. Dakle, ukupna efektivna energija I ostaje nepromijenjena. Niz ne može biti kraći od kvanta dužine, tako da materija, u principu, ne može biti beskonačno gusta.
|
Vezati labave krajeve
Konačno, kvantne žice su pomogle fizičarima da otkriju novu vrstu prirodne simetrije - dualizam - koji mijenja naše intuitivno razumijevanje onoga što se događa kada objekti postanu izuzetno mali. Već sam pomenuo jedan oblik dualizma: obično je duga struna teža od kratke, ali ako pokušamo da je učinimo kraćom od osnovne dužine ls, ona ponovo počinje da postaje teža.
Budući da se strune mogu kretati na složenije načine od točkastih čestica, postoji još jedan oblik simetrije koji se zove T-dualizam, koji kaže da su male i velike dodatne dimenzije ekvivalentne. Razmotrimo zatvoreni niz (petlju) koji se nalazi u cilindričnom prostoru, čiji kružni presjek predstavlja jednu konačnu dodatnu dimenziju. Žica može ne samo da vibrira, već se može i rotirati oko cilindra ili omotati oko njega (vidi sliku iznad).
Troškovi energije oba stanja niza zavise od veličine dodatne dimenzije. Energija namotaja je direktno proporcionalna njegovom radijusu: što je cilindar veći, to se struna više rasteže i više energije pohranjuje. S druge strane, energija povezana s rotacijom je obrnuto proporcionalna polumjeru: cilindri većeg radijusa odgovaraju dužim valovima, a samim tim nižim frekvencijama i nižim vrijednostima energije. Ako se veliki cilindar zamijeni malim, dva stanja kretanja mogu zamijeniti uloge: energija povezana s rotacijom može se osigurati namotajem i obrnuto. Spoljni posmatrač primećuje samo veličinu energije, ali ne i njeno poreklo, stoga su za njega veliki i mali radijusi fizički ekvivalentni.
Iako se T-dualizam obično opisuje u terminima cilindričnih prostora u kojima je jedna od dimenzija (krug) konačna, jedna njegova varijanta se odnosi na obične tri dimenzije, za koje se čini da se protežu beskonačno. O širenju beskonačnog prostora mora se govoriti s oprezom. Njegova ukupna veličina se ne može promijeniti i ostaje beskonačna. Ali još uvijek se može širiti u smislu da se tijela koja se nalaze u njemu (na primjer, galaksije) mogu udaljavati jedno od drugog. U ovom slučaju nije bitna veličina prostora u cjelini, već njegov faktor skale, prema kojem se mijenjaju udaljenosti između galaksija i njihovih klastera, što je uočljivo po crvenom pomaku. Prema principu T-dualizma, univerzumi sa faktorima malih i velikih razmjera su ekvivalentni. Ne postoji takva simetrija u Ajnštajnovim jednačinama; to je posljedica ujedinjenja sadržanog u teoriji struna, pri čemu dilaton ovdje igra centralnu ulogu.
Nekada je postojalo mišljenje da je T-dualizam svojstven samo zatvorenim žicama, budući da se otvorene žice ne mogu namotati, jer su im krajevi slobodni. Godine 1995. Joseph Polchinski sa Kalifornijskog univerziteta, Santa Barbara, pokazao je da se princip T-dualizma primjenjuje na otvorene žice kada je prijelaz s velikih na male polumjere praćen promjenom uslova na krajevima žice. Prije toga, fizičari su vjerovali da na krajeve struna ne djeluju nikakve sile i da su oni apsolutno slobodni. U isto vrijeme, T-dualizam je osiguran takozvanim Dirichletovim graničnim uvjetima, pod kojima su krajevi žica fiksirani.
Uslovi na granici niza mogu se miješati. Na primjer, elektroni se mogu pokazati kao žice čiji su krajevi fiksirani u sedam prostornih dimenzija, ali se slobodno kreću unutar ostale tri, formirajući podprostor poznat kao Dirichletova membrana ili D-membrana. Godine 1996. Petr Horava sa Kalifornijskog univerziteta i Edward Witten sa Instituta za napredne studije u Princetonu, New Jersey, sugerirali su da se naš svemir nalazi upravo na takvoj membrani (vidi članke "Informacije u holografskom univerzumu", "U svijet nauke", br. 11, 2003. i "Ko je prekršio zakon gravitacije?", "U svijetu nauke", br. 5, 2004.). Naša nesposobnost da percipiramo punu 10-dimenzionalnu raskoš prostora je zbog ograničene pokretljivosti elektrona i drugih čestica.
| SCENARIJ PRE-EKPLOZIJE | ||||||||||||
 Prvi pokušaj primjene teorije struna na kosmologiju bio je razvoj takozvanog scenarija prije eksplozije, prema kojem Veliki prasak nije bio trenutak nastanka Univerzuma, već jednostavno prelazna faza. Prije nje ekspanzija se ubrzavala, a nakon nje usporavala (barem na početku). Put galaksije kroz prostor-vreme (desno) je u obliku stakla.
|
||||||||||||
Taming the Infinity
Sva magična svojstva kvantnih struna ukazuju na to da mrze beskonačnost. Nizovi se ne mogu skupiti na beskonačno malu tačku, pa stoga nisu podložni paradoksima povezanim s kolapsom. Razlika u njihovoj veličini od nule i novih tipova simetrije postavljaju gornje granice za povećanje fizičkih veličina i donje granice za opadajuće. Teoretičari struna vjeruju da će se zakrivljenost prostor-vremena povećati ako reproduciramo istoriju svemira. Međutim, neće postati beskonačan, kao u tradicionalnoj singularnosti Velikog praska: u nekom trenutku njegova vrijednost će dostići maksimum i ponovo početi da se smanjuje. Prije teorije struna, fizičari su očajnički pokušavali smisliti mehanizam koji bi mogao tako čisto eliminirati singularnost.
 |
|
| Privučene jedna drugoj, dvije gotovo prazne membrane su komprimirane u smjeru okomitom na smjer kretanja. | Membrane se sudaraju i njihova kinetička energija se pretvara u materiju i zračenje. Ovaj sudar je Veliki prasak. |
 |
|
Uslovi blizu vremena nula, što odgovara početku Velikog praska, toliko su ekstremni da niko još ne zna kako da reši odgovarajuće jednačine. Ipak, teoretičari struna uzimaju slobodu da spekulišu o tome kakav je svemir bio prije Velikog praska. Trenutno su u upotrebi dva modela.
Prvi od njih, poznat kao scenario pre eksplozije, počeli smo da razvijamo 1991. On kombinuje princip T-dualizma sa poznatijom simetrijom vremenskog preokreta, pri čemu fizičke jednačine rade podjednako dobro bez obzira na smer vremena. Ova kombinacija nam omogućava da govorimo o novim mogućim verzijama kosmologije, u kojoj se Univerzum, recimo, 5 s prije Velikog praska širio istom brzinom kao 5 s nakon njega. Međutim, promjena brzine širenja u tim trenucima dogodila se u suprotnim smjerovima: ako se nakon Velikog praska širenje usporilo, onda se prije njega ubrzalo. Ukratko, Veliki prasak možda nije bio trenutak kada je svemir počeo, već jednostavno iznenadni prijelaz sa ubrzanja na usporavanje.
Ljepota ove slike je u tome što automatski podrazumijeva dublje razumijevanje teorije inflacije: Univerzum je morao proći kroz period ubrzanja da bi postao tako homogen i izotropan. U standardnoj teoriji, ubrzanje nakon Velikog praska nastaje pod uticajem inflacije uvedene posebno za ovu svrhu. U scenariju prije eksplozije, javlja se prije eksplozije kao prirodna posljedica novih tipova simetrija u teoriji struna.
Prema ovom modelu, Univerzum prije Velikog praska bio je gotovo savršena zrcalna slika samog sebe nakon njega (vidi sliku iznad). Ako Univerzum bezgranično juri u budućnost, u kojoj se njegov sadržaj ukapljuje u oskudnu kašu, onda se i on neograničeno proteže u prošlost. Beskonačno dugo je bio gotovo prazan: bio je ispunjen samo nevjerovatno rijetkim, haotičnim plinom radijacije i materije. Sile prirode koje kontrolira dilaton bile su toliko slabe da čestice ovog plina praktički nisu međusobno djelovale.
Ali vrijeme je prolazilo, snage su se povećavale i spajale stvar. Materija se nasumično nakupila u nekim područjima svemira. Tamo je njegova gustina na kraju postala tolika da su počele da se formiraju crne rupe. Ispostavilo se da je materija unutar takvih prostora odsječena od okolnog prostora, tj. Univerzum se raspadao na odvojene dijelove.
Unutar crne rupe, prostor i vrijeme mijenjaju uloge: njeno središte nije tačka u prostoru, već trenutak u vremenu. Materija koja pada u crnu rupu postaje sve gušća kako se približava centru. Ali, nakon dostizanja maksimalnih vrijednosti koje dozvoljava teorija struna, gustoća, temperatura i zakrivljenost prostor-vremena odjednom počinju da opadaju. Trenutak takvog preokreta je ono što zovemo Veliki prasak. Unutrašnjost jedne od opisanih crnih rupa postala je naš Univerzum.
Nije iznenađujuće da je tako neobičan scenario izazvao mnogo kontroverzi. Dakle, Andrei Linde sa Univerziteta Stanford tvrdi da je, da bi takav model bio u skladu sa zapažanjima, svemir morao nastati iz crne rupe gigantskih dimenzija, mnogo veće od skale dužine u teoriji struna. Ali naše jednadžbe ne nameću nikakva ograničenja na veličinu crnih rupa. Desilo se da se Univerzum formirao unutar prilično velike rupe.
Ozbiljniji prigovor dolazi od Thibaulta Damoura iz Instituta za viša naučna istraživanja u Bourg-sur-Yves u Francuskoj i Marc Henneauxa sa Slobodnog univerziteta u Briselu: materija i prostor-vrijeme u blizini trenutka Velikog praska trebali su se ponašati haotično, što je svakako u suprotnosti sa uočenom pravilnošću ranog Univerzuma. Nedavno sam predložio da bi takav haos mogao proizvesti gust plin minijaturnih "strunastih rupa" - izuzetno malih i masivnih struna na ivici da postanu crne rupe. Ovo može biti ključ za rješavanje problema koje su opisali Damour i Annaud. Sličan prijedlog dali su Thomas Banks iz Rutgersa i Willy Fischler sa Univerziteta Teksas u Austinu. Postoje i druga kritična razmatranja, ali ostaje da se vidi da li otkrivaju neke fundamentalne nedostatke u opisanom modelu.
| ZAPAŽANJA | ||
 |
Sudar membrane
Još jedan popularan model koji implicira postojanje Univerzuma prije Velikog praska je ekpirotski scenario (od grčkog ekpyrotic - „dolazi iz vatre“), koji su prije tri godine razvili Justin Khoury sa Univerziteta Columbia i Paul Steinhardt sa Univerziteta Princeton, Burt A. Ovrut sa Univerziteta Pensilvanije, Nathan Seiberg sa Instituta za napredne studije i Neil Turok sa Univerziteta Cambridge. Zasnovan je na pretpostavci da je naš svemir jedna od mnogih D-membrana koje lebde u višedimenzionalnom prostoru. Membrane se privlače jedna drugoj i kada se sudare mogu stvoriti ono što nazivamo Veliki prasak (vidi sliku iznad).
Moguće je da se sudari događaju ciklično. Dvije membrane se mogu sudarati, odbijati jedna od druge, razdvojiti se, biti privučene jedna drugoj, ponovo se sudariti itd. Razilazeći se nakon udara, malo se protežu, a kada se ponovo približe, ponovo se stisnu. Kada je smjer kretanja membrane obrnut, ona se širi ubrzanjem, tako da uočeno ubrzano širenje Univerzuma može ukazivati na predstojeći sudar.
Predeksplozivni i ekpirotični scenariji imaju zajedničke karakteristike. Oboje počinju sa velikim, hladnim, skoro praznim univerzumom, i oboje imaju težak (i još nerešen) problem prelaska sa pre Velikog praska na posle njega. Matematički, glavna razlika između ova dva modela je ponašanje dilatona. U scenariju prije eksplozije, ovo polje i, shodno tome, sve sile prirode su u početku vrlo slabe i postepeno jačaju, dostižući maksimum u trenutku Velikog praska. Za ekpirotski model vrijedi suprotno: do sudara dolazi kada su sile minimalne.
Programeri ekpirotičke šeme u početku su se nadali da će slabost sila olakšati analizu sudara, ali moraju se suočiti s velikom zakrivljenošću prostor-vremena, pa još nije jasno hoće li moći izbjeći singularnost. Štaviše, ovaj scenario se mora dogoditi u vrlo specifičnim okolnostima. Na primjer, neposredno prije sudara, membrane moraju biti gotovo savršeno paralelne jedna s drugom, inače rezultirajući Veliki prasak neće biti dovoljno homogen. U cikličnoj verziji ovaj problem nije toliko akutan: uzastopni udari bi omogućili poravnanje membrana.
Ostavljajući za sada po strani poteškoće potpunog matematičkog potkrepljivanja oba modela, naučnici moraju shvatiti da li će ikada moći da budu eksperimentalno testirani. Na prvi pogled, opisani scenariji su vrlo slični vježbama ne iz fizike, već iz metafizike: puno zanimljivih ideja koje se nikada ne mogu potvrditi ili opovrgnuti rezultatima opservacije. Ovo gledište je previše pesimistično. I faza inflacije i doba prije eksplozije trebali su ostaviti za sobom artefakte koji se i danas mogu vidjeti, na primjer, u malim varijacijama temperature kosmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja.
Prvo, zapažanja pokazuju da su temperaturna odstupanja nastala akustičnim talasima tokom nekoliko stotina hiljada godina. Pravilnost fluktuacija ukazuje na koherentnost zvučnih talasa. Kosmolozi su već odbacili brojne kosmološke modele koji ne mogu objasniti sinhronicitet talasa. Scenariji inflacije, prije Velikog praska i sudara membrane prolaze ovaj prvi test. U njima, talasi u fazi nastaju kvantnim procesima koji su se intenzivirali tokom ubrzane kosmičke ekspanzije.
Drugo, svaki model predviđa različitu raspodjelu temperaturnih fluktuacija ovisno o njihovoj kutnoj veličini. Pokazalo se da velike i male fluktuacije imaju istu amplitudu. (Odstupanja od ovog pravila se uočavaju samo na vrlo malim skalama, u kojima su se početna odstupanja promijenila pod uticajem kasnijih procesa.) Inflatorni modeli ovu distribuciju reprodukuju sa velikom tačnošću. Tokom inflacije, zakrivljenost prostora se mijenjala relativno sporo, tako da su fluktuacije različitih veličina nastajale u gotovo identičnim uslovima. Prema oba modela struna, zakrivljenost se brzo mijenjala. Kao rezultat toga, amplituda malih fluktuacija se povećala, ali su drugi procesi pojačali velika odstupanja temperature, izravnavajući ukupnu distribuciju. U ekpirotičkom scenariju, ovo je olakšano dodatnom prostornom dimenzijom koja razdvaja membrane u sudaru. U shemi prije eksplozije, aksion, kvantno polje povezano s dilatonom, odgovorno je za izravnavanje distribucije fluktuacija. Ukratko, sva tri modela su u skladu sa uočenim rezultatima.
Treće, u ranom svemiru, temperaturne varijacije su mogle nastati zbog fluktuacija u gustini materije i zbog slabih fluktuacija uzrokovanih gravitacionim talasima. U inflaciji su oba uzroka podjednako važna, au scenarijima niza, varijacije gustoće igraju veliku ulogu. Gravitacioni talasi su trebali ostaviti traga na polarizaciji kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja. U budućnosti bi to moglo biti moguće otkriti pomoću svemirskih opservatorija kao što je Planck satelit Evropske svemirske agencije.
Četvrta provjera se odnosi na raspodjelu fluktuacija. U inflatornom i ekpirotičkom scenariju opisano je Gaussovim zakonom. Istovremeno, model prije eksplozije dozvoljava značajna odstupanja od normalne distribucije.
Analiza kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja nije jedini način da se testiraju teorije o kojima se raspravlja. Scenario prije Velikog praska uključuje pojavu nasumične pozadine gravitacijskih valova u određenom frekvencijskom opsegu, koji se u budućnosti može detektirati pomoću gravitacijskih opservatorija. Osim toga, budući da modeli struna mijenjaju dilaton, koji je usko povezan s elektromagnetnim poljem, oba bi trebala pokazati velike fluktuacije magnetnog polja. Moguće je da se njihovi ostaci mogu naći u galaktičkim i međugalaktičkim magnetnim poljima.
Dakle, kada je vrijeme počelo? Nauka još ne daje konačan odgovor. Ipak, prema dvije potencijalno provjerene teorije, svemir – a time i vrijeme – postojao je mnogo prije Velikog praska. Ako je jedan od ovih scenarija istinit, onda je prostor oduvijek postojao. Možda će se jednog dana ponovo urušiti, ali nikada neće nestati.
O AUTORU:
Gabriel Veneziano Gabriele Veneziano, teorijski fizičar u CERN-u, stvorio je teoriju struna kasnih 1960-ih. Međutim, ubrzo je prepoznata kao pogrešna, jer nije objasnila sva svojstva atomskog jezgra. Stoga je Veneziano preuzeo kvantnu hromodinamiku, kojoj je dao veliki doprinos. Kada je 1980-ih O teoriji struna se počelo govoriti kao o teoriji kvantne gravitacije; Veneziano ju je prvi primijenio na crne rupe i kosmologiju.
DODATNA LITERATURA
Faktor koji uvelike komplikuje razumijevanje kosmologije struna je razumijevanje teorija struna. Teorije struna, pa čak i M-teorija su samo ograničavajući slučajevi neke veće, fundamentalnije teorije.
Kao što je već rečeno, kosmologija struna postavlja nekoliko važnih pitanja:
1. Može li teorija struna dati bilo kakva predviđanja o fizici Velikog praska?
2. Šta se dešava sa dodatnim dimenzijama?
3. Postoji li inflacija unutar teorije struna?
4. Šta nam teorija struna može reći o kvantnoj gravitaciji i kosmologiji?
Kosmologija niskoenergetskih struna
Većina materije u Univerzumu je u obliku nama nepoznate tamne materije. Jedan od glavnih kandidata za ulogu tamne materije su tzv WIMPs, slabo interakcijske masivne čestice ( WIMP - W eakly I interakciju M pasivno Pčlanak). Glavni kandidat za ulogu WIMP-a je kandidat iz supersimetrije. Minimalni supersimetrični standardni model (MSSM, ili u engleskoj transkripciji MSSM - M minimalno S supersimetrično S tandard M odel) predviđa postojanje čestice sa spinom 1/2 (fermion) tzv neutralino, koji je fermionski superpartner električno neutralnih bozona i Higsovih skalara. Neutralino mora imati veliku masu, ali u isto vrijeme vrlo slabo djeluje s drugim česticama. Oni mogu činiti značajan dio gustoće u svemiru bez emitiranja svjetlosti, što ih čini dobrim kandidatom za tamnu materiju u svemiru.Teorije struna zahtijevaju supersimetriju, tako da bi u principu bilo lijepo ako se otkriju neutralini i ispostavi se da su oni ono od čega je napravljena tamna materija. Ali ako supersimetrija nije narušena, onda su fermioni i bozoni identično jednaki jedni drugima, a to nije slučaj u našem svijetu. Zaista težak dio svih supersimetričnih teorija je kako razbiti supersimetriju bez gubitka svih prednosti koje ona pruža.
Jedan od razloga zašto fizičari struna i elementarne fizike vole supersimetrične teorije je taj što supersimetrične teorije proizvode nultu ukupnu energiju vakuuma jer se fermion i bozonski vakum međusobno poništavaju. A ako je supersimetrija narušena, tada bozoni i fermioni više nisu identični jedni drugima i takvo međusobno poništavanje više ne dolazi.
Iz zapažanja udaljenih supernova s dobrom tačnošću slijedi da je širenje našeg svemira (barem za sada) ubrzano zbog prisustva nečega poput energije vakuuma ili kosmološke konstante. Dakle, bez obzira na to koliko je supersimetrija narušena u teoriji struna, ona mora završiti sa "pravom" količinom energije vakuuma da opiše trenutnu ubrzanu ekspanziju. A to je izazov za teoretičare, jer do sada sve metode razbijanja supersimetrije daju previše energije vakuuma.
Kosmologija i dodatne dimenzije
Kosmologija struna je vrlo zbrkana i složena, uglavnom zbog prisustva šest (ili čak sedam u slučaju M-teorije) dodatnih prostornih dimenzija koje su potrebne za kvantnu konzistentnost teorije. predstavljaju izazov čak iu okviru same teorije struna, a sa stanovišta kosmologije, ove dodatne dimenzije evoluiraju u skladu sa fizikom Velikog praska i onoga što je bilo prije njega. Šta onda sprečava dodatne dimenzije da se prošire i postanu velike kao naše tri prostorne dimenzije?Međutim, postoji faktor korekcije faktora korekcije: dualnost superstruna poznata kao T-dualnost. Ako se dimenzija prostora skupi na krug radijusa R, rezultirajuća teorija struna se ispostavi da je ekvivalentna drugoj drugoj teoriji struna sa dimenzijom prostora skupljenom na krug radijusa L st 2 /R, gdje je L st dužina žice skala. Za mnoge od ovih teorija, kada radijus dodatne dimenzije zadovolji uslov R = L st, teorija struna dobija dodatnu simetriju sa nekim masivnim česticama koje postaju bez mase. To se zove self-dual point a važan je iz mnogih drugih razloga.
Ova dualna simetrija dovodi do vrlo zanimljive pretpostavke o Univerzumu prije Velikog praska - takav string Univerzum počinje sa ravna, hladna i veoma mala stanje umesto da bude uvrnuta, vruća i vrlo mala. Ovaj rani Univerzum je vrlo nestabilan i počinje da se urušava i skuplja sve dok ne dostigne samo-dualnu tačku, u kojoj se tački zagrijava i počinje širiti, što rezultira trenutnim vidljivim Univerzumom. Prednost ove teorije je što uključuje ponašanje strune T-dualnosti i samodualne tačke opisane gore, tako da je ova teorija prilično teorija kosmologije struna.
Inflacija ili sudar ogromnih brana?
Šta teorija struna predviđa o izvoru energije vakuuma i pritisku potrebnom da izazove ubrzanu ekspanziju tokom perioda inflacije? Skalarna polja koja bi mogla uzrokovati inflatornu ekspanziju Univerzuma na skalama Velike ujedinjene teorije mogu biti uključena u proces narušavanja simetrije na skalama malo iznad elektroslabe, određujući konstante spajanja mjernih polja, a možda čak i kroz njih dobijanje energije vakuuma za kosmološka konstanta. Teorije struna imaju gradivne blokove za izgradnju modela sa kršenjem supersimetrije i inflacijom, ali je neophodno sve te gradivne blokove spojiti tako da rade zajedno, za šta se još kaže da je u toku.Sada je jedan od alternativnih modela inflacije model sa sudara džinovskih brana, također poznat kao Ecpyrotic Universe ili Big Cotton. U ovom modelu, sve počinje sa hladnim, statičnim petodimenzionalnim prostor-vreme koje je vrlo blizu da bude potpuno supersimetrično. Četiri prostorne dimenzije su ograničene trodimenzionalnim zidovima ili tri brane, a jedan od tih zidova je prostor u kojem živimo. Druga brana je skrivena od naše percepcije.
Prema ovoj teoriji, postoji još jedna trobrana, "izgubljena" negdje između dvije granične brane u četverodimenzionalnom ambijentalnom prostoru, a kada se ta brana sudari s branom na kojoj živimo, energija oslobođena ovog sudara se zagrijava. našoj brani iu našem svemiru Veliki prasak počinje prema gore opisanim pravilima.
Ova pretpostavka je prilično nova, pa ćemo vidjeti hoće li izdržati rigoroznije testiranje.
Problem sa ubrzanjem
Problem sa ubrzanim širenjem Univerzuma je fundamentalni problem ne samo u okviru teorije struna, već čak iu okviru tradicionalne fizike čestica. U modelima vječne inflacije, ubrzana ekspanzija Univerzuma je neograničena. Ovo neograničeno širenje dovodi do situacije u kojoj hipotetički posmatrač koji vječno putuje kroz Univerzum nikada neće moći vidjeti dijelove događaja u Univerzumu.Granica između regije koju posmatrač može vidjeti i one koju ne može vidjeti naziva se horizont događaja posmatrač. U kosmologiji, horizont događaja je sličan horizontu čestica, osim što je u budućnosti, a ne u prošlosti.
Sa stanovišta ljudske filozofije ili unutrašnje konzistentnosti Ajnštajnove teorije relativnosti, problem kosmološkog horizonta događaja jednostavno ne postoji. Pa šta ako nikada nećemo moći vidjeti neke kutke našeg Univerzuma, čak i ako živimo zauvijek?
Ali problem kosmološkog horizonta događaja je glavni tehnički problem u fizici visokih energija zbog definicije relativističke kvantne teorije u smislu skupa amplituda raspršenja tzv. S-matrica. Jedna od osnovnih pretpostavki kvantnih relativističkih i teorija struna je da su dolazna i odlazeća stanja beskonačno razdvojena u vremenu, i da se stoga ponašaju kao slobodna stanja koja nisu u interakciji.
Prisustvo horizonta događaja implicira konačnu Hawkingovu temperaturu, tako da se uslovi za određivanje S-matrice više ne mogu ispuniti. Odsustvo S-matrice je taj formalni matematički problem, a javlja se ne samo u teoriji struna, već iu teorijama elementarnih čestica.
Neki nedavni pokušaji rješavanja ovog problema uključivali su kvantnu geometriju i promjenu brzine svjetlosti. Ali ove teorije su još u razvoju. Međutim, većina stručnjaka se slaže da se sve može riješiti bez pribjegavanja ovako radikalnim mjerama. 1
Razmatraju se kosmološka rješenja jednačina kretanja za efektivne modove polja u modelu sigma stringa Univerzuma. Konstruirana su kosmološka rješenja za izotropni univerzum na D-brani. Pokazano je da se deflatorno rješenje u string metrici poklapa sa Friedmanovim rješenjem u metrici svemira koji se širi.
teorija struna
jednačine gravitacionog polja
zakrivljeni prostor - vreme
D – brane
širenje svemira
Friedmanova kosmološka rješenja
1. Ashtekar A., Petkov V. (ur.). Springer Handbook of Spacetime. Springer-Verlag. Berlin – Hajdelberg, 2014. – P. 1–839.
2. Grishkan Yu.S. Utjecaj kršenja Lorentzove invarijantnosti na fizičke procese u kasnom svemiru i tvrdo kosmičko gama zračenje / A.A. Petrukhin, M.Kh. Khokonov // Zbornik radova 5. BMS ETF-2004. – M: MEPHI, 2005. – tom 2. – str. 68–78.
3. Ellis J.R., Mavromatos N.E. i D.V. Nanopoulos, Physical Review Letters, – 1992. – v. B 293, str. 37–42/.
4. Antoniadis I., Bachas C., Ellis J.R., D.V. Nanopoulos. Liouville niza dokaze. Physical Review Letters -1988- v. B 211 – str. 393-397.
5. Grishkan Yu.S. // Zbornik radova 6. BMS ETF-2005 tom 2 - 2005, - Moskva, MEPhI - str. 72–86.
6. John Ellis, N.E. Mavromatos i D.V. Nanopoulos. Spajanje struna ubrzava širenje svemira./ . – 2005. – Str. 1–6.
7. Khriplovič I.B. Opća teorija relativnosti: udžbenik. za univerzitete - 1. izdanje, - M: Institut za kompjuterska istraživanja, 2002. - P. 1–128.
8. Landau L.D., Lifshits E.M. Teorija polja: udžbenik. za univerzitete – 4. izdanje. – M: Nauka, 1988. – str. 1–503.
Po pravilu, kosmološka rješenja koja opisuju evoluciju Univerzuma konstruiraju se za polja (gravitacijsko polje i polje tamne energije) koja opisuju prostor-vrijeme svemira koji se širi u različitim fazama evolucije. Međutim, nedavno je postojalo uvjerenje da, zbog činjenice da teorija polja, kako klasična tako i kvantna, ne opisuje neka bitna svojstva vidljivog makroskopskog svijeta i, posebno, kvantne fluktuacije.
Fundamentalnija struktura od one polja je string struktura prostor-vremena. U ovoj teoriji, strune zauzimaju mjesto polja i koriste se za opisivanje i elementarnih čestica i kvantnih fluktuacija vakuuma.
Jednačine kretanja za efektivne modove polja u modelu niza sigma prema tome imaju oblik:
gdje je μ, ν,.. = 0,1,2,3, G μν - metrika na struni, R μν - Einsteinova zakrivljenost prostor-vremena na brani, F - skalarno nelinearno dilatonsko polje, H μνρ - antisimetrični tenzor koji opisuje pseudoskalarno polje B, α' konstanta je Reggeov nagib.
Pitanje konstruisanja kosmoloških rješenja u ovom modelu je potpuno netrivijalno. Ako se u modelu polja vrijeme određuje istovremeno s poljem, tada u efektivnom modelu Liouville stringa kao vrijeme djeluje samo dilatonsko polje F, jedno od pozadinskih polja modela. Stoga je potrebno poistovjetiti ovo pseudo-vrijeme F sa svjetskim vremenom t. U nizu radova dobijena je veza između t i F:
. (2)
Kao rezultat toga, kao što je prikazano u Einsteinovom vremenu u svemiru koji se širi, ono je povezano s vremenom na svjetskoj brani modela niza sigma relacijom
gdje su c 1,0 pozitivne konstante.
Prilikom konstruisanja rješenja jednadžbi (1), prati se dinamička evolucija ovih rješenja u vremenu t D - brana, za koje vrijede jednadžbe (1). Bilo koje tačno kosmološko rješenje može se prevesti iz ovog vremena u vrijeme vidljivog nestacionarnog Ajnštajnovog univerzuma koristeći formulu (3). Glavna poteškoća u izgradnji kosmologije struna je poteškoća povezana sa klasifikacijom faza dinamičke evolucije strukture struna. Ovaj problem nastaje zbog činjenice da aparat koji se koristi za opisivanje evolucije strunaste strukture u vremenu sadrži karakteristične karakteristike dva različita pristupa opisivanju mikro i makrokosmosa - teorije raspršenja i dinamičke teorije evolucije u vremenu.
Odraz ove dileme u matematičkom aparatu teorije je odsustvo funkcionalne dinamičke veze između vremena raspršenja čestica na D-brani, koje je fiksirano u metrici niza G ik (t) (i koja opisuje dinamičku evolucija svijeta na brane) s vremenom širenja Univerzuma.
Naša ideja je da konstruiramo kosmološka rješenja u vremenu t, a zatim ih prenesemo u kosmološko vrijeme vidljivog svijeta t E koristeći formulu (3). Ako se dobiju fizički smislena poznata kosmološka rješenja, tada će biti moguće konstruirati slijed u vremenu evolucije svijeta na brani, koji odgovara evoluciji kolektivnih modusa strunog kosmološkog modela, uzimajući u obzir fluktuacije u geometriji svijeta.
Hajdemo na naizgled paradoksalan korak. Konstruirajmo kosmološka rješenja koja opisuju fazu inflacije na brani. U tu svrhu identificirajmo dilatonsko polje s vremenom prema formuli:
gdje je Q konstanta koja se zove "centralni naboj brane"
Radi praktičnosti, postavimo Reggeovu konstantu nagiba α’ = 1. Tada će, prema (1) i (4), jednadžbe poprimiti oblik:
. (5)
Tražićemo rješenje za polje B, kao u radu, u obliku:
gdje je β = konst.
Definirajmo metriku na D-brani u standardnom 4. kosmološkom obliku
Tada se determinanta metrike može predstaviti kao:
Dakle, jačina pseudoskalarnog polja može se zapisati kao
gdje je E μνρσ 4-dimenzionalni kovarijantni antisimetrični Levi-Civita simbol.
Slijedeći (6) i (11) dobijamo:
Sada su jednadžbe (1) koje opisuju evoluciju svijeta u vremenu D-brane pojednostavljene:
(14)
Kao rezultat proračuna, dalje ćemo dobiti komponente tenzora R 00 , R ij kao funkciju faktora skale modela a(t) i izračunati ih. Broj nezavisnih konstanti modela može se smanjiti ako pretpostavimo da smjer vremena na brani nije zakrivljen R 00 = 0 i da se centralni naboj na brani izrazi tako da rješenje ima inflatorni karakter:
Tada će komponente Riccijevog tenzora zakrivljenosti poprimiti oblik:
gdje tačka označava vremenski izvod
Transformirajmo proizvod jačine polja:
Dakle, možemo pisati na osnovu (17) i (18):
(19)
Tražit ćemo rješenje za ove kosmološke jednadžbe u obliku:
gdje su nepoznate konstante.
Zamjenom ovih formula u (19), (20) dobijamo sljedeće odnose između zavisnih konstanti modela:
Tada kosmološka rješenja poprimaju oblik:
Konstruirano rješenje opisuje brzu eksponencijalnu kompresiju (deflaciju svemira na D-brani). Sada je potrebno prenijeti ova rješenja iz vremena na brani u Einsteinovo vrijeme širenja Univerzuma. Da bismo to učinili, koristimo relaciju (3).
Izračunajmo izraz za faktor skale a(t E) u vidljivom Univerzumu.
Iz (3), (24) slijedi
Konstanta c 1 je tada početak vremena t E . Samo Ajnštajnovo kosmološko vreme
Uvedemo notaciju usvojenu u Friedmanovoj teoriji kosmoloških modela. Označimo trenutak početka širenja Univerzuma kao t 0 = c 1 . Onda
Iz (27), (28) slijedi
Rješenje (29) je Friedmanovo kosmološko rješenje za fizičko vrijeme t E, koje opisuje širenje Univerzuma u fazi dinamičke prevlasti materije nad tamnom materijom, tj. faza brze kompresije („deflacija“ D-brane) odgovara, za posmatrača povezanog sa materijom koja formira svet koji se širi, ekspanziji Univerzuma po stepenu potencijskog zakona prema Friedmannovom zakonu u Einsteinovoj Općoj teoriji relativnosti.
Konstruirano rješenje (29) omogućava nam da povežemo završnu fazu evolucije svijeta koji se širi s jednom od faza dinamičke evolucije nelokalnih defekata koji su dio njega, opisujući kvantne fluktuacije metrike. Naime, deflatorno ponašanje nestacionarne D-brane metrike odgovara širenju inkluzivnog vanjskog svijeta prema Friedmannovom zakonu za barionsku materiju.
Bibliografska veza
Grishkan Yu.S. KOSMOLOŠKO RJEŠENJE SIGMA STRUCA – MODELI Univerzuma U STADIJU DOMINANCIJE MATERIJE NAD ZRAČENJEM // Međunarodni časopis za primijenjena i fundamentalna istraživanja. – 2015. – br. 12-1. – str. 31-33;URL: https://applied-research.ru/ru/article/view?id=7809 (datum pristupa: 15.06.2019.). Predstavljamo Vam časopise koje izdaje izdavačka kuća "Akademija prirodnih nauka"
Možda su naučnici bliži rješavanju najintrigantnije misterije svemira: postoje li drugi svemiri osim našeg?
Albert Ajnštajn je tokom svog života pokušavao da stvori “teoriju svega” koja bi opisala sve zakone univerzuma. Nisam imao vremena.
Danas astrofizičari sugerišu da je najbolji kandidat za ovu teoriju teorija superstruna. To ne samo da objašnjava procese širenja našeg Univerzuma, već i potvrđuje postojanje drugih svemira koji se nalaze pored nas. "Kosmičke žice" predstavljaju izobličenja prostora i vremena. Oni mogu biti veći od samog Univerzuma, iako njihova debljina ne prelazi veličinu atomskog jezgra.
Međutim, uprkos svojoj nevjerovatnoj matematičkoj ljepoti i integritetu, teorija struna još nije našla eksperimentalnu potvrdu. Sva nada leži u Velikom hadronskom sudaraču. Naučnici ga čekaju ne samo da otkrije Higgsovu česticu, već i neke supersimetrične čestice. Ovo će biti ozbiljna podrška teoriji struna, a samim tim i drugim svjetovima. U međuvremenu, fizičari grade teorijske modele drugih svjetova.
Pisac naučne fantastike Herbert Wells prvi je pričao zemljanima o paralelnim svjetovima 1895. godine u svojoj priči “Vrata u zidu”. 62 godine kasnije, diplomac Univerziteta Princeton Hugh Everett zadivio je svoje kolege temom svoje doktorske disertacije o cijepanju svjetova.
Evo njegove suštine: svaki trenutak, svaki univerzum je podijeljen na ne-
zamisliv broj svoje vrste, a već sljedećeg trenutka svako od ovih novorođenčadi je podijeljeno na potpuno isti način. I u ovom ogromnom mnoštvu postoji mnogo svjetova u kojima vi postojite. U jednom svijetu, dok čitate ovaj članak, putujete podzemnom željeznicom, u drugom, letite avionom. U jednom si kralj, u drugom si rob.
Poticaj za proliferaciju svjetova su naše akcije, objasnio je Everett. Čim napravimo bilo kakav izbor — „biti ili ne biti“, na primjer — kako u tren oka iz jednog ispadnu dva univerzuma. Mi živimo u jednom, a drugi je sam za sebe, iako smo i tamo prisutni.
Zanimljivo, ali... Čak je i otac kvantne mehanike, Niels Bohr, ostao ravnodušan na ovu suludu ideju.
1980-ih. Lindeovi svetovi
Teorija mnogih svjetova mogla je biti zaboravljena. Ali opet je naučnicima u pomoć pritekao pisac naučne fantastike. Michael Moorcock je iz nekog hira naselio sve stanovnike svog bajkovitog grada Tanelorna u Multiverse. Termin Multiverzum se odmah pojavio u radovima ozbiljnih naučnika.
Činjenica je da su 1980-ih mnogi fizičari već bili uvjereni da bi ideja o paralelnim svemirima mogla postati jedan od kamena temeljaca nove paradigme u nauci o strukturi svemira. Glavni zagovornik ove lijepe ideje bio je Andrej Linde, bivši zaposlenik Instituta za fiziku. Lebedeva akademije nauka, a sada je profesor fizike na Univerzitetu Stanford.
Linde svoje razmišljanje zasniva na modelu Velikog praska, kao rezultat kojeg se pojavio mjehur koji se brzo širio - embrion našeg Univerzuma. Ali ako se pokazalo da je neko kosmičko jaje sposobno da rodi Univerzum, zašto onda ne možemo pretpostaviti mogućnost postojanja drugih sličnih jaja? Postavljajući ovo pitanje, Linde je izgradio model u kojem inflatorni univerzumi nastaju neprekidno, odvajajući se od svojih roditelja.
Za ilustraciju, možete zamisliti određeni rezervoar ispunjen vodom u svim mogućim agregatnim stanjima. Postojaće tečne zone, blokovi leda i mjehurići pare - oni se mogu smatrati analozima paralelnih univerzuma inflatornog modela. Predstavlja svijet kao ogroman fraktal, koji se sastoji od homogenih dijelova s različitim svojstvima. Krećući se po ovom svijetu, moći ćete se nesmetano kretati iz jednog univerzuma u drugi. Istina, vaše putovanje će trajati dugo - desetine miliona godina.
1990-ih. Rhysovi svjetovi
Logika rezonovanja Martina Reesa, profesora kosmologije i astrofizike na Univerzitetu u Kembridžu, otprilike je sljedeća.
Vjerovatnoća nastanka života u Univerzumu je a priori toliko mala da izgleda kao čudo, tvrdi profesor Ris. A ako ne polazimo od hipoteze Stvoritelja, zašto onda ne pretpostaviti da Priroda nasumično rađa mnoge paralelne svjetove, koji služe kao polje za eksperimente u stvaranju života.
Prema naučniku, život je nastao na maloj planeti koja kruži oko obične zvijezde u jednoj od običnih galaksija našeg svijeta iz jednostavnog razloga što je njena fizička struktura bila pogodna za to. Drugi svjetovi u Multiverzumu su najvjerovatnije prazni.
2000-te. Svetovi Tegmarka
Profesor fizike i astronomije na Univerzitetu Pensilvanije Maks Tegmark uvjeren je da se svemiri mogu razlikovati ne samo po lokaciji, kosmološkim svojstvima, već i po zakonima fizike. Oni postoje izvan vremena i prostora i gotovo ih je nemoguće prikazati.
Zamislite jednostavan univerzum koji se sastoji od Sunca, Zemlje i Mjeseca, predlaže fizičar. Za objektivnog posmatrača takav univerzum izgleda kao prsten: Zemljina orbita, "razmazana" vremenom, kao da je umotana u pletenicu - stvorena je putanjom Mjeseca oko Zemlje. A drugi oblici personificiraju druge fizičke zakone.
Naučnik voli da ilustruje svoju teoriju na primjeru igranja ruskog ruleta. Po njegovom mišljenju, svaki put kada čovjek povuče okidač, njegov univerzum se podijeli na dva: gdje se pucao, a gdje nije. Ali sam Tegmark ne rizikuje da provede takav eksperiment u stvarnosti - barem u našem Univerzumu.
Andrei Linde je fizičar, tvorac teorije o naduvavanju (inflatornog) svemira. Diplomirao na Moskovskom državnom univerzitetu. Radio u Fizičkom institutu po imenu. Lebedeva akademija nauka (FIAN). Od 1990. godine je profesor fizike na Univerzitetu Stanford. Autor više od 220 radova iz oblasti fizike čestica i kosmologije.
Žuborenje prostora
— Andrej Dmitrijeviču, u kom delu višestrukog univerzuma smo mi, zemljani, „registrovani“?
- U zavisnosti od toga gde smo završili. Univerzum se može podijeliti na velike regije, od kojih svaka po svim svojim svojstvima lokalno izgleda kao ogroman Univerzum. Svaki od njih je ogromne veličine. Ako živimo u jednom od njih, onda nećemo znati da postoje drugi dijelovi Univerzuma.
— Da li su zakoni fizike svuda isti?
- Mislim da se razlikuju. To jest, u stvarnosti, zakon fizike može biti isti. To je kao voda, koja može biti tečna, gasovita i čvrsta. Međutim, ribe mogu živjeti samo u tekućoj vodi. Mi smo u drugačijem okruženju. Ali ne zato što ne postoje drugi dijelovi Univerzuma, već zato što možemo živjeti samo u njima
pogodan segment „mnogolikog univerzuma“.
— Kakav je ovaj naš segment?
- Na balonu.
— Ispada da su, po vašem mišljenju, kada su se ljudi pojavili, svi sjedili u jednom balonu?
- Niko još nije seo. Ljudi su rođeni kasnije, nakon što je prestala inflacija. Tada se energija koja je bila odgovorna za brzo širenje Univerzuma pretvorila u energiju običnih elementarnih čestica. To se dogodilo zbog činjenice da je Univerzum proključao, pojavili su se mjehurići, kao u kotlu koji ključa. Zidovi mjehurića su udarali jedni u druge, oslobađali svoju energiju i uslijed oslobađanja energije nastajale su normalne čestice. Univerzum je postao vruć. I nakon toga su se pojavili ljudi. Pogledali su okolo i rekli: „O, kakav veliki Univerzum!”
Možemo li preći iz jednog univerzuma mehurića u drugi?
— Teoretski, da. Ali usput ćemo naići na barijeru. Ovo će biti domenski zid, energetski veoma velik. Da biste došli do zida, morate biti dugotrajna jetra, jer je udaljenost do njega oko 10 milionitih svjetlosnih godina. A da bismo prešli granicu trebamo imati puno energije da dobro ubrzamo i preskočimo je. Iako je vjerovatno da ćemo umrijeti upravo tamo, jer čestice našeg zemaljskog tipa mogu se raspasti u drugom svemiru. Ili promijenite svoja svojstva.
— Pojavljuju li se univerzumi balončića stalno?
- Ovo je vječan proces. Univerzumu nikad neće biti kraja. U različitim njegovim dijelovima nastaju različiti dijelovi Univerzuma različitih tipova. To se dešava ovako. Na primjer, pojavljuju se dva mjehurića. Svaki od njih se vrlo brzo širi, ali Univerzum između njih nastavlja da se naduvava, tako da razmak između mehurića ostaje veoma velik i oni se gotovo nikada ne sudaraju. Pojavljuje se više mjehurića i Univerzum se još više širi. Neki od ovih mehurića nemaju nikakvu strukturu – nisu formirani. A u drugom dijelu su iz ovih mehurića nastale galaksije, u jednom od kojih živimo. I postoji oko 10 na hiljaditu potenciju ili 10 na stotu potenciju ovih različitih tipova Univerzuma. Naučnici još uvijek broje.
— Šta se dešava u ovim mnogim kopijama istog Univerzuma?
„Svemir je sada ušao u novu fazu inflacije, ali veoma sporu. Ovo još neće uticati na našu galaksiju. Zato što je materija unutar naše Galaksije gravitaciono veoma snažno privučena jedna drugoj. I druge galaksije će odletjeti od nas, a mi ih više nećemo vidjeti.
-Gde će leteti?
- Do takozvanog horizonta sveta, koji se nalazi na udaljenosti od 13,7 milijardi svetlosnih godina od nas. Sve ove galaksije će se držati horizonta i nestati za nas, postajući ravne. Signal od njih više neće dolaziti, a ostat će samo naša Galaksija. Ali ovo neće dugo trajati. Vremenom će energetski resursi u našoj galaksiji postepeno presušiti i zadesit će nas tužna sudbina.
- Kada će se ovo dogoditi?
"Srećom, nećemo uskoro raskinuti." Za 20 milijardi godina, ili čak i više. Ali budući da se Univerzum samoregenerira, jer proizvodi sve više i više novih dijelova u svim svojim mogućim kombinacijama, Univerzum kao cjelina i život u cjelini nikada neće nestati.
Ako je teorija struna i teorija gravitacije, kako se onda ona odnosi na Ajnštajnovu teoriju gravitacije? Kako su strune i geometrija prostor-vremena povezani jedni s drugima?
Žice i gravitoni
Najlakši način da zamislite strunu koja putuje u ravnom d-dimenzionalnom prostor-vremenu je zamisliti da neko vrijeme putuje kroz prostor. Žica je jednodimenzionalni objekt, tako da ako odlučite putovati duž žice, možete putovati samo naprijed ili nazad duž žice, nema drugih smjerova za to kao gore ili dolje. Međutim, u prostoru se sama struna može kretati kako želi, čak i gore ili dolje, a u svom kretanju u prostor-vremenu struna pokriva površinu tzv. string world sheet (cca. prevod naziv je formiran po analogiji sa svjetskom linijom čestice, čestica je 0-dimenzionalni objekt), što je dvodimenzionalna površina u kojoj je jedna dimenzija prostorna, a druga vremenska.
Svjetski list struna je ključni koncept za svu fiziku struna. Putujući u d-dimenzionalnom prostor-vremenu, struna oscilira. Sa tačke gledišta samog dvodimenzionalnog svetskog lista struna, ove oscilacije se mogu smatrati oscilacijama u dvodimenzionalnoj kvantnoj teoriji gravitacije. Da bi ove kvantizovane oscilacije bile u skladu s kvantnom mehanikom i specijalnom relativnošću, broj prostorno-vremenskih dimenzija mora biti 26 za teoriju koja sadrži samo sile (bozone) i 10 za teoriju koja sadrži i sile i materiju (bozone i fermione).
Dakle, odakle dolazi gravitacija?
Ako je struna koja putuje kroz prostor-vreme zatvorena, tada će se među ostalim oscilacijama u njegovom spektru nalaziti čestica sa spinom od 2 i nultom masom, to će biti graviton, čestica koja nosi gravitacionu interakciju.
A gde postoje gravitoni, mora postojati i gravitacija. Dakle, gdje je gravitacija u teoriji struna?
Žice i geometrija prostor-vremena
Klasična teorija geometrije prostora-vremena, koju nazivamo gravitacijom, zasniva se na Ajnštajnovoj jednadžbi, koja povezuje zakrivljenost prostor-vremena sa distribucijom materije i energije u prostor-vremenu. Ali kako se Ajnštajnove jednačine pojavljuju u teoriji struna?
Ako zatvorena struna putuje u zakrivljenom prostor-vremenu, tada njene koordinate u prostor-vremenu "osećaju" ovu zakrivljenost dok se niz kreće. Opet, odgovor leži na string world listu. Da bi bio konzistentan s kvantnom teorijom, zakrivljeni prostor-vrijeme u ovom slučaju mora biti rješenje za Ajnštajnove jednačine.
I još nešto što je bio vrlo uvjerljiv rezultat za gudače. Teorija struna predviđa ne samo postojanje gravitona u ravnom prostor-vremenu, već i to da Ajnštajnove jednačine moraju biti istinite u zakrivljenom prostor-vremenu kroz koje se struna širi.
Šta je sa žicama i crnim rupama?
Crne rupe su rješenja Ajnštajnove jednačine, tako da teorije struna koje sadrže gravitaciju takođe predviđaju postojanje crnih rupa. Ali za razliku od uobičajene Einsteinove teorije relativnosti, teorija struna ima mnogo zanimljivije simetrije i vrste materije. To dovodi do činjenice da su u kontekstu teorija struna crne rupe mnogo interesantnije, budući da ih ima mnogo više i da su raznovrsnije.
Da li je prostor-vrijeme fundamentalno?
Međutim, nije sve tako jednostavno u odnosu između nizova i prostor-vremena. Teorija struna ne predviđa da Ajnštajnove jednačine vrijede apsolutno. To je zbog činjenice da teorija struna dodaje beskonačan niz amandmana na teoriju gravitacije. U "normalnim uslovima", kada radimo sa udaljenostima mnogo većim od dimenzija strune, većina ovih korekcija je zanemarljiva. Ali sa opadajućom skalom vrijednosti korekcije počinju brzo rasti do Ajnštajnove jednačine nikada ne prestaju da adekvatno opisuju rezultat.Uopšteno govoreći, kada ovi termini korekcije postanu veliki, više ne postoji geometrija prostor-vreme koja bi garantovala opis rezultata. Jednadžbe za određivanje geometrije prostor-vremena postaju nemoguće riješiti osim u nekoliko posebnih slučajeva s vrlo strogim uvjetima simetrije, kao što je neprekinuta simetrija, u kojoj se veliki korektivni članovi mogu ili poništiti ili, u najgorem slučaju, smanjiti.
Ovo je nešto od karakteristika teorije struna, da možda geometrija prostor-vremena nije nešto fundamentalno, već nešto što se pojavljuje u teoriji na velikim skalama ili pod slabom spregom. Međutim, ovo je više filozofsko pitanje.
Odgovor iz teorije struna
Kolika je entropija crne rupe?
Dvije najvažnije termodinamičke veličine su temperaturu I entropija. Svima je poznata temperatura iz bolesti, vremenske prognoze, tople hrane itd. Ali koncept entropije je prilično daleko od svakodnevnog života većine ljudi.
Hajde da razmotrimo posuda punjena gasom određeni molekul M. Temperatura plina u posudi je pokazatelj prosječne kinetičke energije molekula plina u posudi. Svaki molekul, kao kvantna čestica, ima kvantizirani skup energetskih stanja, a ako razumijemo kvantnu teoriju ovih molekula, teoretičari mogu izbrojati broj mogućih kvantnih mikrostanja ovih molekula i dobiju određeni broj kao odgovor. Entropija pozvao logaritam ovog broja.
Može se pretpostaviti da postoji samo djelomična korespondencija između teorije gravitacije unutar crne rupe i teorije mjerača. U ovom slučaju, crna rupa može zauvijek hvatati informacije - ili čak prenositi informacije u novi univerzum rođen iz singularnosti u centru crne rupe (John Archibald Wheeler i Bruce DeWitt). Dakle, informacija nije konačno izgubljena u smislu njenog života u novom univerzumu, već je informacija zauvijek izgubljena za posmatrača na rubu crne rupe. Ovaj gubitak je moguć ako teorija mjerača na granici sadrži samo djelomične informacije o unutrašnjosti rupe. Međutim, može se pretpostaviti da je korespondencija između dvije teorije tačna. Teorija mjerača ne sadrži horizont ili singularnost, i ne postoji mjesto gdje se informacija može izgubiti. Ako ovo tačno odgovara prostor-vremenu sa crnom rupom, ni tu se informacija ne može izgubiti. U prvom slučaju, posmatrač gubi informaciju, u drugom je zadržava. Ove naučne pretpostavke zahtevaju dalja istraživanja.
Kada je to postalo jasno crne rupe kvantno isparavaju, također je otkriveno da crne rupe imaju termodinamička svojstva slična temperaturi i entropiji. Temperatura crne rupe je obrnuto proporcionalna njenoj masi, pa kako crna rupa isparava, postaje sve toplija.
Entropija crne rupe jednaka je jednoj četvrtini površine njenog horizonta događaja, tako da entropija postaje sve manja kako crna rupa isparava kako horizont postaje sve manji i manji kako isparava. Međutim, u teoriji struna još uvijek ne postoji jasna veza između kvantnih mikrostanja kvantne teorije i entropije crne rupe.
Postoji razumna nada da takve ideje pretenduju da budu potpuni opis i objašnjenje fenomena koji se dešavaju u crnim rupama, budući da se teorija supersimetrije, koja igra fundamentalnu ulogu u teoriji struna, koristi da ih opiše. Teorije struna izgrađene izvan supersimetrije sadrže nestabilnosti koje će kvariti, emitujući sve više i više tahiona u procesu koji nema kraja sve dok teorija ne propadne. Supersimetrija eliminiše ovo ponašanje i stabilizuje teorije. Međutim, supersimetrija implicira da postoji simetrija u vremenu, što znači da se supersimetrična teorija ne može izgraditi na prostor-vremenu koje evoluira u vremenu. Dakle, aspekt teorije koji je potreban za stabilizaciju takođe otežava proučavanje pitanja vezanih za probleme u kvantnoj teoriji gravitacije (na primjer, ono što se dogodilo u svemiru neposredno nakon Velikog praska ili šta se događa duboko unutar horizonta crna rupa). U oba slučaja, "geometrija" se brzo razvija tokom vremena. Ovi naučni problemi zahtijevaju dalje istraživanje i rješavanje.
Crne rupe i brane u teoriji struna
Crna rupa je objekt koji je opisan geometrijom prostor-vremena i rješenje je Einsteinove jednadžbe. U teoriji struna, na velikim skalama, rješenja Ajnštajnove jednačine su modifikovana vrlo malim korekcijama. Ali, kako smo gore saznali, geometrija prostor-vremena nije fundamentalni koncept u teoriji struna, pored toga, relacije dualiteta nude alternativni opis na malim skalama ili sa jakom spregom istog sistema, samo što će izgledati potpuno drugačije.
U okviru teorije superstruna moguće je proučavati crne rupe zahvaljujući branama. Brane se shvata kao fundamentalni fizički objekat (proširena p-dimenzionalna membrana, gde je p broj prostornih dimenzija). Witten, Townsend i drugi fizičari dodali su jednodimenzionalnim strunama prostorne mnogostrukosti sa velikim brojem dimenzija. Dvodimenzionalni objekti se nazivaju membrane, ili 2-brane, trodimenzionalni objekti se nazivaju 3-brane, strukture sa dimenzijom p se nazivaju p-brane. Upravo brane omogućavaju opisivanje nekih posebnih crnih rupa u okviru teorije superstruna. Ako postavite konstantu spajanja struna na nulu, teoretski možete "isključiti" gravitacijsku silu. Ovo nam omogućava da razmotrimo geometrije u kojima su mnoge brane omotane oko dodatnih dimenzija. Brane nose električne i magnetne naboje (postoji ograničenje koliki naboj može imati brane, ovo ograničenje je povezano s masom brane). Konfiguracije s najvećim mogućim punjenjem su vrlo specifične i nazivaju se ekstremnim (uključuju jednu od situacija u kojoj postoje dodatne simetrije koje omogućavaju preciznije proračune). Ekstremne crne rupe su one koje imaju maksimalnu količinu električnog ili magnetskog naboja koju crna rupa može imati i koje su još uvijek stabilne. Proučavanjem termodinamike ekstremnih brana namotanih u dodatne dimenzije, moguće je reproducirati termodinamička svojstva ekstremnih crnih rupa.
Posebna vrsta crne rupe koja je vrlo važna u teoriji struna je tzv BPS crne rupe. BPS crna rupa ima i naboj (električni i/ili magnetski) i masu, a masa i naboj su povezani odnosom čije ispunjenje dovodi do neprekinuta supersimetrija u prostor-vremenu blizu crne rupe. Ova supersimetrija je vrlo važna jer uzrokuje nestanak gomile divergentnih kvantnih korekcija, što nam omogućava da dobijemo tačan odgovor o fizici blizu horizonta crne rupe jednostavnim proračunima.
U prethodnim poglavljima smo saznali da u teoriji struna postoje objekti koji se nazivaju p-brane I D-branes. Pošto se poenta može razmotriti null-brane, tada će biti prirodna generalizacija crne rupe crna p-brana. Osim toga, koristan objekt je BPS crna p-brana.
Osim toga, postoji veza između crnih p-brana i D-brana. Pri velikim vrijednostima naboja, geometrija prostor-vremena je dobro opisana crnim p-branama. Ali ako je naplata mala, onda sistem se može opisati skupom D-brana koje slabo djeluju.
U ovoj granici slabo spregnutih D-brana, u zavisnosti od BPS uslova, može se izračunati broj mogućih kvantnih stanja. Ovaj odgovor zavisi od naelektrisanja D-brana u sistemu.
Ako se vratimo na geometrijsku granicu ekvivalencije crne rupe sistemu p-brana sa istim nabojem i masama, otkrićemo da entropija sistema D-brana odgovara izračunatoj entropiji crne rupe ili p -brane kao područje horizonta događaja.
>Za teoriju struna, ovo je bio jednostavno fantastičan rezultat. Ali da li to znači da su D-brane odgovorne za fundamentalna kvantna mikrostanja crne rupe koja su u osnovi termodinamike crne rupe? Proračuni pomoću D-brana su laki za izvođenje samo za slučaj supersimetričnih BPS crnih objekata. Većina crnih rupa u svemiru nosi vrlo malo (ako ih ima) električnog ili magnetskog naboja i općenito su prilično udaljene od BPS objekata. I još uvijek je neriješen problem izračunati entropiju crne rupe za takve objekte koristeći formalizam D-brane.
Šta se dogodilo prije Velikog praska?
Sve činjenice govore da se Veliki prasak zaista dogodio. Jedino što se može tražiti za pojašnjenje ili za jasnije definisanje granica između fizike i metafizike je ono što se dogodilo prije Velikog praska?
Fizičari definišu granice fizike tako što ih teorijski opisuju, a zatim upoređuju rezultate svojih pretpostavki sa podacima posmatranja. Naš Univerzum, koji posmatramo, vrlo je dobro opisan kao ravan prostor sa gustoćom jednakom kritičnoj, tamnom materijom i kosmološkom konstantom dodanom posmatranoj materiji, koja će se zauvijek širiti.
Ako ovaj model proširimo u prošlost kada je Univerzum bio vrlo vruć i vrlo gust i kojim je dominiralo zračenje, onda je potrebno razumjeti fiziku čestica koja je tada radila na tim gustoćama energije. Razumijevanje fizike čestica s eksperimentalne točke gledišta je od vrlo male pomoći čak i pri energijama reda skale elektroslabe unifikacije, a teoretski fizičari razvijaju modele koji nadilaze standardni model fizike čestica, kao što su Velike ujedinjene teorije, supersimetrične, modeli struna, kvantna kosmologija.
Takva proširenja Standardnog modela su neophodna zbog tri glavna problema sa Velikim praskom:
1. problem ravnosti
2. problem horizonta
3. problem kosmoloških magnetnih monopola
Problem ravnosti
Sudeći po rezultatima opservacije, u našem Univerzumu gustoća energije sve materije, uključujući tamnu materiju i kosmološku konstantu, jednaka je kritičnoj vrijednosti sa dobrom tačnošću, što implicira da bi prostorna zakrivljenost trebala biti jednaka nuli. Iz Ajnštajnovih jednačina sledi da svako odstupanje od ravnosti u svemiru koji se širi, ispunjenom samo običnom materijom i zračenjem, samo raste sa širenjem Univerzuma. Stoga, čak i vrlo malo odstupanje od ravnosti u prošlosti sada mora biti veoma veliko. Prema rezultatima opservacija, sada je odstupanje od ravnosti (ako ga ima) vrlo malo, što znači da je u prošlosti, u prvim fazama Velikog praska, bilo mnogo redova veličine manje.
Zašto je Veliki prasak počeo sa takvim mikroskopskim odstupanjem od ravne geometrije prostora? Ovaj problem se zove problem ravnosti Kosmologija Velikog praska.
Bez obzira na fiziku koja je prethodila Velikom prasku, on je doveo Univerzum u stanje nulte prostorne zakrivljenosti. Stoga bi fizički opis onoga što je prethodilo Velikom prasku trebao riješiti problem ravnosti.
Problem s horizontom
Kosmičko mikrotalasno zračenje je ohlađeni ostatak radijacije koja je dominirala svemirom tokom faze Velikog praska kojom je dominiralo zračenje. Posmatranja kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja pokazuju da je ono izuzetno isto u svim pravcima, ili kako kažu, veoma dobro izotropna termičko zračenje. Temperatura ovog zračenja je 2,73 stepena Kelvina. Anizotropija ovog zračenja je vrlo mala.
Zračenje može biti tako ujednačeno samo u jednom slučaju - ako su fotoni vrlo dobro "pomiješani", ili su u termalnoj ravnoteži, putem sudara. I sve ovo predstavlja problem za model Velikog praska. Čestice koje se sudaraju ne mogu prenijeti informacije brže od brzine svjetlosti. Ali u Univerzumu koji se širi u kojem živimo, fotoni koji se kreću brzinom svjetlosti nemaju vremena da prelete od jedne „ivice” Univerzuma do druge u vremenu potrebnom da formiraju uočenu izotropiju toplotnog zračenja. Veličina horizonta predstavlja udaljenost koju foton može preći; Istovremeno, Univerzum se širi.
Trenutna veličina horizonta u Univerzumu je premala da bi se objasnila izotropija kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja, da bi se ono prirodno formiralo prelaskom u termičku ravnotežu. Ovo je problem horizonta.
Problem reliktnih magnetnih monopola
Kada eksperimentišemo sa magnetima na Zemlji, oni uvek imaju dva pola, severni i južni. A ako prepolovimo magnet, onda kao rezultat nećemo imati magnet samo sa sjevernim polom i magnet sa samo južnim polom. I imaćemo dva magneta, od kojih će svaki imati dva pola - severni i južni.
Magnetni monopol bi bio magnet koji bi imao samo jedan pol. Ali niko nikada nije video magnetne monopole. Zašto?
Ovaj slučaj se poprilično razlikuje od slučaja električnog naboja, gdje možete lako razdvojiti naboje na pozitivne i negativne tako da će s jedne strane biti samo pozitivni, a s druge samo negativni.
Moderne teorije kao što su Grand Unified teorije, teorije superstruna predviđaju postojanje magnetnih monopola, a u kombinaciji sa teorijom relativnosti, ispada da bi ih trebalo proizvesti tokom Velikog praska. toliko, toliko da njihova gustina može premašiti posmatranu gustinu hiljadu milijardi puta.
Međutim, eksperimentatori ga do sada nisu pronašli.
Ovo je treći motiv za traženje izlaza iza Velikog praska - moramo objasniti šta se dogodilo u Univerzumu kada je bio veoma mali i veoma vruć.
Inflatorni univerzum?
Materija i zračenje se gravitaciono privlače, tako da će u maksimalno simetričnom prostoru ispunjenom materijom, gravitacija neizbježno prisiliti sve nehomogenosti materije da rastu i postanu gušće. Na taj način je vodonik prešao iz oblika plina u oblik zvijezda i galaksija. Ali energija vakuma ima veoma jak vakuumski pritisak, i ovaj vakuumski pritisak se odupire gravitacionom kolapsu, efektivno delujući kao odbojna gravitaciona sila, antigravitacija. Vakumski pritisak izglađuje nepravilnosti i čini prostor ravnijim i ujednačenijim kako se širi.
Dakle, jedno od mogućih rješenja za problem ravnosti bilo bi ono u kojem bi naš Univerzum prošao kroz fazu u kojoj bi gustina energije vakuuma (a time i njen pritisak) dominirala. Ako se ovaj stadij odvijao prije faze u kojoj je dominiralo zračenje, onda je do početka evolucije u fazi u kojoj dominira zračenje, Univerzum već trebao biti ravan do vrlo visokog stupnja, toliko ravan da nakon porasta poremećaja u fazi gdje dominira zračenje stadijum i stadijum kojim dominira materija, trenutna ravnost Univerzum je zadovoljio podatke posmatranja.
Rješenje za ovu vrstu problema ravnosti predloženo je 1980. godine. kosmolog Alan Gut. Model se zove Inflatorni univerzum. U inflatornom modelu, naš Univerzum na samom početku svoje evolucije je širi mehur čiste energije vakuuma, bez ikakve druge materije ili zračenja. Nakon brzog perioda ekspanzije, odnosno naduvavanja i brzog hlađenja, potencijalna energija vakuuma se pretvara u kinetičku energiju novonastalih čestica i zračenja. Univerzum se ponovo zagreva i dobijamo početak standardnog Velikog praska.
Dakle, faza inflacije koja je prethodila Velikom prasku može objasniti kako je Veliki prasak mogao početi sa tako precizno nultom prostornom zakrivljenošću da je Univerzum još ravan.
Modeli inflacije također rješavaju problem horizonta. Pritisak vakuuma ubrzava širenje prostora u vremenu, tako da foton može putovati mnogo veću udaljenost nego u svemiru ispunjenom materijom. Drugim riječima, sila privlačenja koju materija vrši na svjetlost usporava je, na neki način, kao što usporava širenje prostora. Tokom faze inflacije, širenje prostora se ubrzava vakuumskim pritiskom kosmološke konstante, što uzrokuje da svjetlost putuje brže kako se sam prostor brže širi.
Ako je zaista postojala faza inflacije u istoriji našeg Univerzuma, koja je prethodila fazi u kojoj je dominiralo zračenje, onda je do kraja inflacije svjetlost mogla putovati oko cijelog Univerzuma. Dakle, izotropija CMB-a više nije problem Velikog praska.
Model inflacije također rješava problem magnetnih monopola, budući da u teorijama u kojima oni nastaju, mora postojati jedan monopol na balon energije vakuuma. A to znači da postoji jedan monopol za ceo Univerzum.
Zbog toga je teorija inflatornog univerzuma najpopularnija među kosmolozima kao teorija onoga što je prethodilo Velikom prasku.
Kako funkcioniše inflacija?
Energija vakuuma koja pokreće brzo širenje Univerzuma tokom faze inflacije dolazi iz skalarnog polja koje nastaje kao rezultat spontanog narušavanja simetrije unutar nekih generalizovanih teorija elementarnih čestica, kao što je Velika ujedinjena teorija ili teorija struna.
Ovo polje se ponekad naziva inflaton. Prosječna vrijednost inflatona na temperaturi T je vrijednost na minimumu njegovog potencijala na temperaturi T. Položaj ovog minimuma se mijenja s temperaturom, kao što je prikazano u gornjoj animaciji.
Za temperaturu T iznad određene kritične temperature T crit, minimalni potencijal će biti nula. Ali kako se temperatura smanjuje, potencijal se počinje mijenjati i pojavljuje se drugi minimum s temperaturom različitom od nule. Ovo ponašanje se naziva fazna promena, baš kao što se para hladi i kondenzuje u vodu. Za vodu, kritična temperatura T krit za ovu faznu tranziciju je 100 stepeni Celzijusa, što je ekvivalentno 373 stepena Kelvina.
Dva minimuma u potencijalu odražavaju dvije moguće faze stanja inflatonskog polja u Univerzumu na temperaturi jednakoj kritičnoj. Jedna faza odgovara minimumu polja f = 0, a druga faza je predstavljena energijom vakuuma ako je u osnovnom stanju f = f 0.
Prema inflatornom modelu, na kritičnoj temperaturi prostor-vrijeme počinje da se kreće od jednog minimuma do drugog pod uticajem ovog faznog prelaza. Ali ovaj proces je neujednačen i uvijek postoje regije u kojima stari „lažni“ vakuum ostaje dugo vremena. Ovo se zove superhlađenje, po analogiji s termodinamikom. Ova područja lažnog vakuuma se eksponencijalno brzo šire i energija vakuuma ovog lažnog vakuuma je u dobrom stepenu konstantna (kosmološka konstanta) tokom ovog širenja. Ovaj proces se zove inflacija i upravo taj proces rješava probleme ravnosti, horizonta i monopola.
Ova oblast sa lažnim vakuumom se širi sve dok mehurići nove faze koji se pojavljuju i spajaju sa f = f 0 ne popune ceo Univerzum i tako okončaju inflaciju na prirodan način. Potencijalna energija vakuuma se pretvara u kinetičku energiju novih čestica i zračenja, a Univerzum nastavlja da se razvija prema gore opisanom modelu Velikog praska.
Provjerljiva predviđanja?
Uvijek je lijepo imati predviđanja iz teorije koja se može direktno testirati, a teorija inflacije ima predviđanja o perturbacijama gustoće koje se odražavaju u kosmičkom mikrovalnom zračenju. Mjehur za naduvavanje sastoji se od vakuuma koji se ubrzava. U ovom ubrzavajućem vakuumu, temperaturne perturbacije skalarnog polja su vrlo male i približno iste na svim skalama, tako da možemo reći da perturbacije imaju Gausovu raspodjelu. Ovo predviđanje je u skladu sa trenutnim opservacijskim podacima i biće još pouzdanije testirano u budućim CMB eksperimentima.Dakle, da li su svi problemi riješeni?
Ali uprkos gore navedenim predviđanjima i njihovoj potvrdi, gore opisana inflacija je još uvijek daleko od idealne teorije. Inflatornu fazu nije tako lako zaustaviti, a problem monopola se javlja u fizici ne samo u vezi sa inflacijom. Mnoge pretpostavke koje se koriste u teoriji, kao što su visoka početna temperatura primarne faze ili jedinstvo inflacionog balona, izazivaju mnoga pitanja i nedoumice, pa se uz inflaciju razvijaju alternativne teorije.
Sadašnji modeli inflacije već su se udaljili od prvobitnih pretpostavki o jednoj inflaciji, koja je rodila jedan Univerzum. U trenutnim inflatornim modelima, novi Univerzumi se mogu „odvojiti“ od „glavnog“ Univerzuma i u njima će doći do inflacije. Ovaj proces se zove vječna inflacija.
Kakve veze ima teorija struna s tim?
Faktor koji uvelike komplikuje razumijevanje kosmologije struna je razumijevanje teorija struna. Teorije struna, pa čak i M-teorija su samo ograničavajući slučajevi neke veće, fundamentalnije teorije.Kao što je već rečeno, kosmologija struna postavlja nekoliko važnih pitanja:
1. Može li teorija struna dati bilo kakva predviđanja o fizici Velikog praska?
2. Šta se dešava sa dodatnim dimenzijama?
3. Postoji li inflacija unutar teorije struna?
4. Šta nam teorija struna može reći o kvantnoj gravitaciji i kosmologiji?
Kosmologija niskoenergetskih struna
Većina materije u Univerzumu je u obliku nama nepoznate tamne materije. Jedan od glavnih kandidata za ulogu tamne materije su tzv WIMPs, slabo interakcijske masivne čestice ( WIMP - W eakly I interakciju M pasivno Pčlanak). Glavni kandidat za ulogu WIMP-a je kandidat iz supersimetrije. Minimalni supersimetrični standardni model (MSSM, ili u engleskoj transkripciji MSSM - M minimalno S supersimetrično S tandard M odel) predviđa postojanje čestice sa spinom 1/2 (fermion) tzv neutralino, koji je fermionski superpartner električno neutralnih bozona i Higsovih skalara. Neutralino mora imati veliku masu, ali u isto vrijeme vrlo slabo djeluje s drugim česticama. Oni mogu činiti značajan dio gustoće u svemiru bez emitiranja svjetlosti, što ih čini dobrim kandidatom za tamnu materiju u svemiru.
Teorije struna zahtijevaju supersimetriju, tako da bi u principu bilo lijepo ako se otkriju neutralini i ispostavi se da su oni ono od čega je napravljena tamna materija. Ali ako supersimetrija nije narušena, onda su fermioni i bozoni identično jednaki jedni drugima, a to nije slučaj u našem svijetu. Zaista težak dio svih supersimetričnih teorija je kako razbiti supersimetriju bez gubitka svih prednosti koje ona pruža.
Jedan od razloga zašto fizičari struna i elementarne fizike vole supersimetrične teorije je taj što supersimetrične teorije proizvode nultu ukupnu energiju vakuuma jer se fermion i bozonski vakum međusobno poništavaju. A ako je supersimetrija narušena, tada bozoni i fermioni više nisu identični jedni drugima i takvo međusobno poništavanje više ne dolazi.
Iz zapažanja udaljenih supernova s dobrom tačnošću slijedi da je širenje našeg svemira (barem za sada) ubrzano zbog prisustva nečega poput energije vakuuma ili kosmološke konstante. Dakle, bez obzira na to koliko je supersimetrija narušena u teoriji struna, ona mora završiti sa "pravom" količinom energije vakuuma da opiše trenutnu ubrzanu ekspanziju. A to je izazov za teoretičare, jer do sada sve metode razbijanja supersimetrije daju previše energije vakuuma.
Kosmologija i dodatne dimenzije
Kosmologija struna je vrlo zbrkana i složena, uglavnom zbog prisustva šest (ili čak sedam u slučaju M-teorije) dodatnih prostornih dimenzija koje su potrebne za kvantnu konzistentnost teorije. Dodatne dimenzije predstavljaju izazov unutar same teorije struna, a sa kosmološke tačke gledišta, ove dodatne dimenzije evoluiraju u skladu s fizikom Velikog praska i onoga što je bilo prije njega. Šta onda sprečava dodatne dimenzije da se prošire i postanu velike kao naše tri prostorne dimenzije?
Međutim, postoji faktor korekcije faktora korekcije: dualnost superstruna poznata kao T-dualnost. Ako se dimenzija prostora skupi na krug radijusa R, rezultirajuća teorija struna se ispostavi da je ekvivalentna drugoj drugoj teoriji struna sa dimenzijom prostora skupljenom na krug radijusa L st 2 /R, gdje je L st dužina žice skala. Za mnoge od ovih teorija, kada radijus dodatne dimenzije zadovolji uslov R = L st, teorija struna dobija dodatnu simetriju sa nekim masivnim česticama koje postaju bez mase. To se zove self-dual point a važan je iz mnogih drugih razloga.
Ova dualna simetrija dovodi do vrlo zanimljive pretpostavke o Univerzumu prije Velikog praska - takav string Univerzum počinje sa ravna, hladna i veoma mala stanje umesto da bude uvrnuta, vruća i vrlo mala. Ovaj rani Univerzum je vrlo nestabilan i počinje da se urušava i skuplja sve dok ne dostigne samo-dualnu tačku, u kojoj se tački zagrijava i počinje širiti, što rezultira trenutnim vidljivim Univerzumom. Prednost ove teorije je što uključuje ponašanje strune T-dualnosti i samodualne tačke opisane gore, tako da je ova teorija prilično teorija kosmologije struna.
Inflacija ili sudar ogromnih brana?
Šta teorija struna predviđa o izvoru energije vakuuma i pritisku potrebnom da izazove ubrzanu ekspanziju tokom perioda inflacije? Skalarna polja koja bi mogla uzrokovati inflatornu ekspanziju Univerzuma na skalama Velike ujedinjene teorije mogu biti uključena u proces narušavanja simetrije na skalama malo iznad elektroslabe, određujući konstante spajanja mjernih polja, a možda čak i kroz njih dobijanje energije vakuuma za kosmološka konstanta. Teorije struna imaju gradivne blokove za izgradnju modela sa kršenjem supersimetrije i inflacijom, ali je neophodno sve te gradivne blokove spojiti tako da rade zajedno, za šta se još kaže da je u toku.
Sada je jedan od alternativnih modela inflacije model sa sudara džinovskih brana, također poznat kao Ecpyrotic Universe ili Big Cotton. U ovom modelu, sve počinje sa hladnim, statičnim petodimenzionalnim prostor-vreme koje je vrlo blizu da bude potpuno supersimetrično. Četiri prostorne dimenzije su ograničene trodimenzionalnim zidovima ili tri brane, a jedan od tih zidova je prostor u kojem živimo. Druga brana je skrivena od naše percepcije.
Prema ovoj teoriji, postoji još jedna trobrana, "izgubljena" negdje između dvije granične brane u četverodimenzionalnom ambijentalnom prostoru, a kada se ta brana sudari s branom na kojoj živimo, energija oslobođena ovog sudara se zagrijava. našoj brani iu našem svemiru Veliki prasak počinje prema gore opisanim pravilima.
Ova pretpostavka je prilično nova, pa ćemo vidjeti hoće li izdržati rigoroznije testiranje.
Problem sa ubrzanjem
Problem sa ubrzanim širenjem Univerzuma je fundamentalni problem ne samo u okviru teorije struna, već čak iu okviru tradicionalne fizike čestica. U modelima vječne inflacije, ubrzana ekspanzija Univerzuma je neograničena. Ovo neograničeno širenje dovodi do situacije u kojoj hipotetički posmatrač koji vječno putuje kroz Univerzum nikada neće moći vidjeti dijelove događaja u Univerzumu.
Granica između regije koju posmatrač može vidjeti i one koju ne može vidjeti naziva se horizont događaja posmatrač. U kosmologiji, horizont događaja je sličan horizontu čestica, samo što je u budućnosti, a ne u prošlosti.
Sa stanovišta ljudske filozofije ili unutrašnje konzistentnosti Ajnštajnove teorije relativnosti, problem kosmološkog horizonta događaja jednostavno ne postoji. Pa šta ako nikada nećemo moći vidjeti neke kutke našeg Univerzuma, čak i ako živimo zauvijek?
Ali problem kosmološkog horizonta događaja je glavni tehnički problem u fizici visokih energija zbog definicije relativističke kvantne teorije u smislu skupa amplituda raspršenja tzv. S-matrica. Jedna od osnovnih pretpostavki kvantnih relativističkih i teorija struna je da su dolazna i odlazeća stanja beskonačno razdvojena u vremenu, i da se stoga ponašaju kao slobodna stanja koja nisu u interakciji.
Prisustvo horizonta događaja implicira konačnu Hawkingovu temperaturu, tako da se uslovi za određivanje S-matrice više ne mogu ispuniti. Odsustvo S-matrice je taj formalni matematički problem, a javlja se ne samo u teoriji struna, već iu teorijama elementarnih čestica.
Neki nedavni pokušaji rješavanja ovog problema uključivali su kvantnu geometriju i promjenu brzine svjetlosti. Ali ove teorije su još u razvoju. Međutim, većina stručnjaka se slaže da se sve može riješiti bez pribjegavanja ovako radikalnim mjerama.
