Myytti aikojen alusta Gabriel Veneziano

Kieleteorian mukaan alkuräjähdys ei ollut maailmankaikkeuden muodostumisen alku, vaan vain seuraus sen aikaisemmasta tilasta.

Oliko alkuräjähdys aikojen alkua vai oliko maailmankaikkeus olemassa ennen sitä? Kymmenen vuotta sitten tällainen kysymys vaikutti naurettavalta. Kosmologit eivät nähneet sen enempää järkeä ajatella sitä, mitä tapahtui ennen alkuräjähdystä, kuin etsiä polkua pohjoisnavalta pohjoiseen. Mutta teoreettisen fysiikan kehittyminen ja erityisesti merkkijonoteorian syntyminen pakotti tutkijat ajattelemaan uudelleen esiasteen aikakautta.

Alkukysymys on askarruttanut filosofeja ja teologeja muinaisista ajoista lähtien. Se on kietoutunut moniin perusongelmiin, jotka heijastuu Paul Gauguinin kuuluisaan maalaukseen "D"ou venons-nous? Que sommes-nous? Ou allons-nous?" ("Mistä tulemme? Keitä olemme? Minne olemme menossa?"). Kangas kuvaa ikuista kiertokulkua: syntymä, elämä ja kuolema - jokaisen yksilön alkuperä, tunnistaminen ja tarkoitus. ymmärtääksemme alkuperämme, jäljitämme esi-isämme menneisiin sukupolviin, elämän varhaisiin muotoihin ja alkuelämään, nuoressa maailmankaikkeudessa syntyneisiin kemiallisiin alkuaineisiin ja lopuksi amorfiseen energiaan, joka kerran täytti avaruuden. Onko sukupuumme palata äärettömyyteen vai eikö avaruus ole yhtä ikuinen kuin Ja me?

ARVOSTELU: STRING COSMOLOGY Filosofit ovat pitkään keskustelleet siitä, onko maailmankaikkeudella tietty alkuperä vai onko se aina ollut olemassa. Yleinen suhteellisuusteoria viittaa olemassaolon äärellisyyteen - laajenevan maailmankaikkeuden olisi pitänyt syntyä alkuräjähdyksen seurauksena. Alkuräjähdyksen alussa suhteellisuusteoria ei kuitenkaan soveltunut, koska kaikki sillä hetkellä tapahtuvat prosessit olivat kvanttiluonteisia. Merkkijonoteoriassa, joka väittää olevansa painovoiman kvanttiteoria, otetaan käyttöön uusi fysikaalinen perusvakio - pituuden vähimmäiskvantti. Tämän seurauksena alkuräjähdyksessä syntynyt maailmankaikkeuden vanha skenaario muuttuu kestämättömäksi. Alkuräjähdys tapahtui edelleen, mutta aineen tiheys ei sillä hetkellä ollut ääretön, ja maailmankaikkeus saattoi olla olemassa ennen sitä. Kieleteorian symmetria viittaa siihen, että ajalla ei ole alkua tai loppua. Universumi olisi voinut syntyä lähes tyhjänä ja muodostua alkuräjähdyksen aikaan, tai se olisi voinut käydä läpi useita kuoleman ja uudestisyntymisen syklejä. Joka tapauksessa alkuräjähdystä edeltävällä aikakaudella oli valtava vaikutus nykyaikaiseen kosmokseen.

Jopa muinaiset kreikkalaiset väittelivät kiivaasti ajan alkuperästä. Aristoteles hylkäsi ajatuksen tietyn alun olemassaolosta selittäen tämän sillä, että mikään ei synny tyhjästä. Ja koska universumi ei voinut syntyä tyhjästä, se tarkoittaa, että se on aina ollut olemassa. Siten ajan täytyy ulottua loputtomasti menneisyyteen ja tulevaisuuteen. Kristityt teologit puolustivat päinvastaista näkemystä. Näin ollen pyhä Augustinus väitti, että Jumala on olemassa tilan ja ajan ulkopuolella ja voi luoda ne samalla tavalla kuin muut maailmamme osa-alueet. Kysymykseen "Mitä Jumala teki ennen kuin hän loi maailman?" kuuluisa teologi vastasi: "Aika itsessään on osa Jumalan luomista, sitä ei yksinkertaisesti ollut olemassa ennen!"

Nykyaikaiset kosmologit ovat päätyneet samanlaiseen johtopäätökseen perustuen Einsteinin yleiseen suhteellisuusteoriaan, jonka mukaan tila ja aika ovat pehmeitä, muokattavia kokonaisuuksia. Yleismaailmallisessa mittakaavassa avaruus on luonteeltaan dynaaminen: ajan myötä se laajenee tai supistuu kantaen ainetta mukanaan. 1920-luvulla Tähtitieteilijät ovat vahvistaneet, että universumimme laajenee parhaillaan: galaksit etääntyvät toisistaan. Tästä seuraa, että aika ei voi ulottua loputtomasti menneisyyteen - 1960-luvulle. tämän todistivat Steven Hawking ja Roger Penrose. Jos katsomme kosmista historiaa käänteisessä järjestyksessä, näemme, kuinka kaikki galaksit näyttävät putoavan mustaan ​​aukkoon ja puristuvan yhteen äärettömään pieneen pisteeseen - singulaarisuuteen. Tällöin aineen tiheys, sen lämpötila ja aika-avaruuden kaarevuus kääntyvät äärettömyyteen. Yksittäisyydessä kosminen sukulinjamme päättyy eikä voi ulottua pidemmälle menneisyyteen.

Outo sattuma

Väistämätön singulaarisuus aiheuttaa vakavan kosmologisen ongelman. Erityisesti se ei sovi hyvin yhteen korkean homogeenisyyden ja isotropian kanssa, joka luonnehtii universumia globaalissa mittakaavassa. Koska avaruudesta sanan laajassa merkityksessä tuli sama kaikkialla, se tarkoittaa, että avaruuden kaukaisten alueiden välillä oli jonkinlainen yhteys, joka koordinoi sen ominaisuuksia. Tämä on kuitenkin ristiriidassa vanhan kosmologisen paradigman kanssa.

Katsotaanpa, mitä tapahtui 13,7 miljardin vuoden aikana, jotka ovat kuluneet kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn synnystä. Universumin laajenemisesta johtuen galaksien välinen etäisyys on kasvanut 10 tuhatta kertaa, kun taas havaittavan maailmankaikkeuden säde on kasvanut huomattavasti enemmän - noin miljoona kertaa (koska valon nopeus ylittää laajenemisnopeuden). Nykyään näemme maailmankaikkeuden alueita, joita emme nähneet 13,7 miljardia vuotta sitten. Ensimmäistä kertaa kosmisessa historiassa valo kaukaisimmista galakseista on saavuttanut Linnunradan.

Linnunradan ominaisuudet ovat kuitenkin olennaisesti samat kuin kaukaisten galaksien ominaisuudet. Jos tapaat juhlissa kaksi identtisesti pukeutunutta ihmistä, se voidaan selittää yksinkertaisella sattumalla. Jos samanlaisissa asuissa on kuitenkin kymmenen henkilöä, se tarkoittaa, että he ovat sopineet etukäteen pukeutumismuodosta. Nykyään havaitsemme kymmeniä tuhansia itsenäisiä taivaanpallon osia, joilla on tilastollisesti identtiset jäännetaustan ominaisuudet. Ehkä tällaiset avaruusalueet olivat jo syntyessään samat, ts. Universumin homogeenisuus on pelkkä sattuma. Fyysikot ovat kuitenkin keksineet kaksi uskottavampaa selitystä: Universumi oli kehityksensä alkuvaiheessa joko paljon pienempi tai paljon vanhempi kuin aiemmin luultiin.

Useimmiten etusija annetaan ensimmäiselle vaihtoehdolle. Uskotaan, että nuori universumi kävi läpi inflaation ajanjakson, ts. kiihtyvä laajentuminen. Ennen häntä galaksit (tarkemmin sanottuna niiden esivanhemmat) olivat erittäin tiheästi pakattuina ja siksi niistä tuli samanlaisia. Inflaation aikana he menettivät yhteyden, koska valo ei pysynyt kiihkeän laajenemisen tahdissa. Kun inflaatio loppui, laajeneminen alkoi hidastua ja galaksit palasivat toistensa näkyville.

Fyysikot uskovat, että nopean inflaation syyllinen on potentiaalinen energia, joka on kertynyt 10-35 s alkuräjähdyksen jälkeen erityiseen kvanttikenttään - inflaatioon. Potentiaalinen energia i, toisin kuin lepomassa ja kineettinen energia i, johtaa gravitaatioon. Tavallisen aineen painovoima hidastaisi laajenemista, ja inflaatio päinvastoin kiihdyttäisi sitä. Inflaatioteoria, joka ilmestyi vuonna 1981, selittää tarkasti useiden havaintojen tulokset (katso erikoisraportti "Four Keys to Cosmology", "In the World of Science", nro 5, 2004). Vielä ei kuitenkaan ole selvää, mikä inflaton oli ja mistä se sai niin paljon potentiaalista energiaa.

Toinen vaihtoehto sisältää singulaarisuuden hylkäämisen. Jos aika ei alkaisi alkuräjähdyksen hetkellä ja universumi syntyi kauan ennen nykyisen kosmisen laajenemisen alkamista, aineella olisi ollut tarpeeksi aikaa organisoitua sujuvasti. Siksi tutkijat päättivät harkita uudelleen perusteluja, jotka johtavat singulaarisuuden ajatukseen.

KAKSI VERSIOTA ALKUSTA

Laajenevassa maailmankaikkeudessamme galaksit hajoavat kuin hajoava joukko. Ne etenevät toisistaan ​​nopeudella, joka on verrannollinen niiden väliseen etäisyyteen: 500 miljoonan valovuoden päässä olevat galaksit etenevät kaksi kertaa nopeammin kuin galaksit, jotka erottaa 250 miljoonaa valovuotta. Siten kaikkien havaitsemiemme galaksien on täytynyt lähteä samanaikaisesti samasta paikasta alkuräjähdyksen hetkellä. Tämä on totta, vaikka kosminen laajeneminen käy läpi kiihtyvyys- ja hidastusjaksoja. Avaruus-aikakaavioissa (katso alla) galaksit liikkuvat kiemuraisia ​​polkuja pitkin havaittavassa avaruuden osassa ja sieltä ulos (keltainen kiila). Vielä ei kuitenkaan tiedetä tarkasti, mitä tapahtui sillä hetkellä, kun galaksit (tai niiden edeltäjät) alkoivat lentää toisistaan.

Oletus, että suhteellisuusteoria on aina pätevä, vaikuttaa hyvin kyseenalaiselta. Loppujen lopuksi se ei ota huomioon kvanttiefektejä, joiden olisi pitänyt hallita lähellä singulaarisuutta. Ymmärtääksesi lopulta kaiken, sinun on sisällytettävä yleinen suhteellisuusteoria painovoiman kvanttiteoriaan. Teoreetikot ovat kamppailleet tämän ongelman kanssa Einsteinin ajoista lähtien, mutta vasta 1980-luvun puolivälissä. asia lähti maasta.

Vallankumouksen evoluutio

Tänään harkitaan kahta lähestymistapaa. Silmukan kvanttigravitaation teoriassa suhteellisuusteoria pysyy olennaisesti ennallaan, vain sen soveltamismenettely kvanttimekaniikassa muuttuu (ks. Lee Smolinin artikkeli "Avaruuden ja ajan atomit", "Tieteen maailmassa", nro 4 , 2004). Viime vuosina silmukan kvanttigravitaation kannattajat ovat ottaneet suuria harppauksia ja saavuttaneet suurta ymmärrystä, mutta heidän lähestymistapansa ei ole tarpeeksi radikaali ratkaisemaan painovoiman kvantisoinnin perusongelmia. Alkuainehiukkasteoreetikot kohtasivat samanlaisen ongelman. Vuonna 1934 Enrico Fermi ehdotti tehokkaan teorian heikosta ydinvoimasta, mutta yritykset rakentaa siitä kvanttiversio epäonnistuivat alun perin. Ei tarvittu uutta tekniikkaa, vaan käsitteellistä muutosta, joka ilmeni Sheldon Glashown, Steven Weinbergin ja Abdus Salamin 1960-luvun lopulla ehdottamassa teoriassa sähköheikon voimasta.

Toinen lähestymistapa vaikuttaa minusta lupaavammalta - jousiteoria, todella vallankumouksellinen muunnos Einsteinin teoriasta. Se kehittyi mallista, jota ehdotin vuonna 1968 kuvaamaan ydinhiukkasia (protoneja ja neutroneja) ja niiden vuorovaikutuksia. Valitettavasti malli ei ollut täysin onnistunut, ja muutaman vuoden kuluttua se hylättiin ja suosittiin kvanttikromodynamiikkaa, jonka mukaan protonit ja neutronit koostuvat kvarkeista. Jälkimmäiset käyttäytyvät ikään kuin ne olisivat yhdistetty elastisilla jousilla. Aluksi jousiteoria oli omistettu ydinmaailman kielten ominaisuuksien kuvaamiseen. Sitä alettiin kuitenkin pian harkita mahdollisena vaihtoehtona yleisen suhteellisuusteorian ja kvanttimekaniikan yhdistämiseksi.

Perusajatuksena on, että alkuainehiukkaset eivät ole pistemäisiä hiukkasia, vaan äärettömän ohuita yksiulotteisia esineitä, joita kutsutaan merkkijonoiksi. Laaja valikoima erilaisia ​​alkuainehiukkasia heijastuu kielien moniin mahdollisiin värähtelymuotoihin. Miten niin yksinkertainen teoria kuvaa hiukkasten monimutkaista maailmaa ja niiden vuorovaikutusta? Salaisuus on niin kutsutuissa taika- ja kvanttijonoissa. Kun kvanttimekaniikan sääntöjä sovelletaan värähtelevään merkkijonoon, jota pitkin värähtelyt etenevät valonnopeudella, se kehittää uusia ominaisuuksia, jotka liittyvät läheisesti hiukkasfysiikkaan ja kosmologiaan.

Ensinnäkin kvanttijonoilla on rajallinen koko. Tavallinen (ei-kvantti) viulun kieli voitiin katkaista puoliksi, sitten toinen puoliskoista katkaista uudelleen kahtia ja niin edelleen, kunnes saatiin pistehiukkanen, jonka massa on nolla. Heisenbergin epävarmuusperiaate ei kuitenkaan salli merkkijonon jakamista alle noin 10-34 m pituisiin osiin. Pienin pituuden kvantti on ls ja se on luonnollinen vakio, joka on merkkijonoteoriassa samassa nopeudessa. valo c ja Planckin vakio h.

Toiseksi jopa massattomilla kvanttijonoilla voi olla kulmamomentti. Klassisessa fysiikassa kappaleella, jonka massa on nolla, ei voi olla liikemäärää, koska se määritellään nopeuden, massan ja etäisyyden akseliin tulona. Mutta kvanttivaihtelut muuttavat tilannetta. Pienen nauhan kulmamomentti voi olla 2h, vaikka sen massa olisi nolla, mikä vastaa täsmälleen kaikkien tunnettujen perusvoimien, kuten fotonin ja gravitonin, kantajien ominaisuuksia. Historiallisesti juuri tämä kulmamomentin ominaisuus kiinnitti huomion merkkijonoteoriaan kvanttipainovoiman ehdokasteoriana.

Kolmanneksi kvanttijonot edellyttävät ylimääräisten avaruudellisten ulottuvuuksien olemassaoloa. Klassinen viulun kieli värähtelee riippumatta siitä, mitkä ovat tilan ja ajan ominaisuudet. Kvanttijono on hienovaraisempi: sen värähtelyjä kuvaavat yhtälöt pysyvät johdonmukaisina vain, jos aika-avaruus on erittäin kaareva (mikä on ristiriidassa havaintojen kanssa) tai sisältää kuusi ylimääräistä ulottuvuutta.

Neljänneksi luonnon ominaisuudet määrittävät fysikaaliset vakiot, jotka sisältyvät Coulombin lakia ja universaalin gravitaatiolakia heijastaviin yhtälöihin, lakkaavat olemasta itsenäisiä, kiinteitä vakioita. Merkkijonoteoriassa niiden arvot asetetaan dynaamisesti sähkömagneettisia kenttiä vastaavilla kentillä. Kenttävoimakkuudet eivät ehkä olleet samat eri kosmologisilla aikakausilla tai kaukaisilla avaruuden alueilla. Kieleteoria saa vakavan kokeellisen vahvistuksen, jos tutkijat onnistuvat rekisteröimään edes pienen muutoksen fysikaalisissa vakioissa.

Yksi tällainen kenttä, dilaton, on keskeinen paikka merkkijonoteoriassa. Se määrittää kaikkien vuorovaikutusten kokonaisvoimakkuuden. Dilatonin koko voidaan tulkita ylimääräisen tilaulottuvuuden kooksi - 11. peräkkäin.

SÄIETEORIA

Kieleteoria on lupaavin (joskaan ei ainoa) teoria, joka yrittää kuvata alkuräjähdyksen tapahtumia. Kielet ovat aineellisia esineitä, kuten viulun kielet. Kun viulisti liikuttaa sormiaan soittimen äänilevyä pitkin, hän lyhentää kielten pituutta ja lisää värähtelytaajuutta ja siten niiden energiaa ja energiaa. Jos merkkijono lyhennetään subatomisiin mittoihin, kvanttiefektit alkavat toimia, mikä estää pituuden pienenemisen. Subatominen merkkijono ei voi vain liikkua kokonaisuutena tai värähdellä, vaan myös kiertyä jousen tavoin. Oletetaan, että avaruus on sylinterimäinen. Jos ympärysmitta on suurempi kuin kielen pienin sallittu pituus, liikkeen nopeuden lisääminen vaatii pienen lisäyksen energiaa ja jokainen kierros vaatii suuren lisäyksen. Jos ympyrä on kuitenkin lyhyempi kuin minimipituus, kuluu vähemmän energiaa lisäkäännökseen kuin nopeuden lisäykseen. Siksi kokonaistehollinen energia I pysyy muuttumattomana. Merkkijono ei voi olla pituuden kvanttia lyhyempi, joten aine ei periaatteessa voi olla äärettömän tiheää.

Irrallisten päiden sitominen

Lopuksi, kvanttijonot ovat auttaneet fyysikoita löytämään uudenlaisen luonnollisen symmetrian – dualismin – joka muuttaa intuitiivista ymmärrystämme siitä, mitä tapahtuu, kun esineet muuttuvat erittäin pieniksi. Olen jo viitannut yhteen dualismin muotoon: yleensä pitkä merkkijono on painavampi kuin lyhyt, mutta jos yritämme tehdä siitä lyhyemmän kuin peruspituus ls, se alkaa taas painaa.

Koska merkkijonot voivat liikkua monimutkaisemmilla tavoilla kuin pistehiukkaset, on olemassa toinen symmetrian muoto, nimeltään T-dualismi, joka sanoo, että pienet ja suuret lisämitat ovat samanarvoisia. Tarkastellaan sylinterimäisessä tilassa olevaa suljettua merkkijonoa (silmukkaa), jonka ympyräleikkaus edustaa yhtä äärellistä lisäulottuvuutta. Lanka ei voi vain täristä, vaan myös pyöriä sylinterin ympäri tai kiertyä sen ympärille (katso kuva yllä).

Merkkijonon molempien tilojen energiakustannukset riippuvat ylimääräisen ulottuvuuden koosta. Käämienergia on suoraan verrannollinen sen säteeseen: mitä suurempi sylinteri on, sitä enemmän lanka venyy ja sitä enemmän energiaa se varastoi. Toisaalta pyörimiseen liittyvä energia on kääntäen verrannollinen säteeseen: suuremman säteen omaavat sylinterit vastaavat pidempiä aaltoja ja siten alhaisempia taajuuksia ja pienempiä energiaarvoja. Jos iso sylinteri korvataan pienellä, kaksi liiketilaa voivat vaihtaa rooleja: pyörimiseen liittyvä energia voidaan tuottaa käämityksen avulla ja päinvastoin. Ulkopuolinen tarkkailija huomaa vain energian suuruuden eikä sen alkuperää, joten hänelle suuret ja pienet säteet ovat fyysisesti samanarvoisia.

Vaikka T-dualismia kuvataan yleensä sylinterimäisinä tiloina, joissa yksi ulottuvuuksista (ympyrä) on äärellinen, yksi sen muunnelma koskee tavallisia kolmea ulottuvuutta, jotka näyttävät ulottuvan äärettömästi. Äärettömän avaruuden laajenemisesta on puhuttava varoen. Sen kokonaiskoko ei voi muuttua ja pysyy äärettömänä. Mutta se pystyy silti laajentumaan siinä mielessä, että siinä sijaitsevat kappaleet (esimerkiksi galaksit) voivat siirtyä poispäin toisistaan. Tässä tapauksessa ratkaisevaa ei ole avaruuden koko kokonaisuutena, vaan sen skaalaustekijä, jonka mukaan galaksien ja niiden klustereiden väliset etäisyydet muuttuvat punasiirtymän avulla. T-dualismin periaatteen mukaan universumit, joissa on sekä pieniä että suuria mittakaavatekijöitä, ovat samanarvoisia. Einsteinin yhtälöissä ei ole tällaista symmetriaa; se on seurausta merkkijonoteorian sisältämästä yhdistämisestä, jossa dilatonilla on tässä keskeinen rooli.

Aikoinaan oli mielipide, että T-dualismi on luontainen vain suljetuille kieleille, koska avoimia kieliä ei voi kiertää, koska niiden päät ovat vapaat. Vuonna 1995 Joseph Polchinski Kalifornian yliopistosta Santa Barbarasta osoitti, että T-dualismin periaate pätee avoimiin kieleihin, kun siirtymiseen suurista säteistä pieniin säteisiin liittyy muutos olosuhteissa kielen päissä. Ennen tätä fyysikot uskoivat, että lankojen päihin ei vaikuttanut voimia ja että ne olivat täysin vapaita. Samalla T-dualismin varmistavat ns. Dirichlet-rajaehdot, joissa merkkijonojen päät ovat kiinteät.

Merkkijonon rajalla olevia ehtoja voidaan sekoittaa. Esimerkiksi elektronit voivat osoittautua merkkijonoiksi, joiden päät on kiinnitetty seitsemään avaruudelliseen ulottuvuuteen, mutta liikkuvat vapaasti kolmen muun sisällä muodostaen aliavaruuden, joka tunnetaan nimellä Dirichlet-kalvo tai D-kalvo. Vuonna 1996 Petr Horava Kalifornian yliopistosta ja Edward Witten Institute for Advanced Studiesista Princetonissa, New Jerseyssä, ehdottivat, että universumimme sijaitsee juuri sellaisella kalvolla (katso artikkelit "Information in holographic Universe", "In the tieteen maailma", nro 11, 2003 ja "Kuka rikkoi painovoimalakia?", "Tieteen maailmassa", nro 5, 2004). Kyvyttömyys havaita avaruuden täyttä 10-ulotteista loistoa johtuu elektronien ja muiden hiukkasten rajoitetusta liikkuvuudesta.

RÄJÄHDYTTÄ edeltävä skenaario

Ensimmäinen yritys soveltaa merkkijonoteoriaa kosmologiaan oli niin sanotun räjähdystä edeltävän skenaarion kehittäminen, jonka mukaan alkuräjähdys ei ollut maailmankaikkeuden syntyhetki, vaan yksinkertaisesti siirtymävaihe. Ennen sitä laajeneminen kiihtyi ja sen jälkeen hidastui (ainakin alussa). Galaksin polku aika-avaruuden läpi (oikealla) on lasin muotoinen. Universumi on aina ollut olemassa. Kaukana menneisyydessä se oli melkein tyhjä. Voimat, kuten painovoima, olivat heikkoja. Voimat vähitellen kasvoivat ja asia alkoi paksuuntua. Joillakin alueilla tiheys kasvoi niin paljon, että musta aukko alkoi muodostua. Musta aukko kasvoi kiihtyvällä vauhdilla. Sisäinen asia eristettiin ulkoisesta asiasta. Reiän keskustaa kohti syöksyvän aineen tiheys kasvoi, kunnes se saavutti merkkijonoteorian määrittämän rajan. Kun aineen tiheys saavutti suurimman sallitun arvonsa, kvanttivaikutukset johtivat alkuräjähdukseen. Samaan aikaan ulkopuolelle ilmestyi muita mustia aukkoja, joista tuli sitten myös universumeja.

Äärettömän kesyttäminen

Kaikki kvanttijonojen maagiset ominaisuudet osoittavat, että ne vihaavat äärettömyyttä. Kielet eivät voi kutistua äärettömään pieneen pisteeseen, ja siksi ne eivät ole romahtamiseen liittyvien paradoksien alaisia. Niiden koon ero nollasta ja uudet symmetriatyypit asettavat ylärajat fysikaalisten määrien kasvamiselle ja alarajat pieneneville. Jousiteoreetikot uskovat, että jos toistamme maailmankaikkeuden historiaa, aika-avaruuden kaarevuus kasvaa. Siitä ei kuitenkaan tule ääretöntä, kuten perinteisessä alkuräjähdyksessä: jossain vaiheessa sen arvo saavuttaa maksiminsa ja alkaa taas laskea. Ennen merkkijonoteoriaa fyysikot yrittivät epätoivoisesti keksiä mekanismin, joka voisi poistaa singulaarisuuden niin puhtaasti.

Kaksi lähes tyhjää kalvoa puristuu toisiinsa kiinnittyneenä kohtisuoraan liikesuuntaan nähden.	Kalvot törmäävät ja niiden kineettinen energia muuttuu aineeksi ja säteilyksi. Tämä törmäys on alkuräjähdys.

Olosuhteet lähellä nolla-aikaa, mikä vastaa alkuräjähdyksen alkua, ovat niin äärimmäisiä, että kukaan ei vielä osaa ratkaista vastaavia yhtälöitä. Siitä huolimatta jousiteoreetikot ottavat vapauden spekuloida siitä, millainen maailmankaikkeus oli ennen alkuräjähdystä. Tällä hetkellä käytössä on kaksi mallia.

Näistä ensimmäistä, räjähdystä edeltävänä skenaariona, aloimme kehittää vuonna 1991. Siinä T-dualismin periaate yhdistyy tutumpaan aika-käänteissymmetriaan, jolloin fyysiset yhtälöt toimivat yhtä hyvin ajan suunnasta riippumatta. Tämän yhdistelmän avulla voimme puhua uusista mahdollisista kosmologian versioista, joissa maailmankaikkeus esimerkiksi 5 sekuntia ennen alkuräjähdystä laajeni samalla nopeudella kuin 5 sekuntia sen jälkeen. Laajenemisnopeuden muutos näillä hetkillä tapahtui kuitenkin vastakkaisiin suuntiin: jos alkuräjähdyksen jälkeen laajeneminen hidastui, niin sitä ennen se kiihtyi. Lyhyesti sanottuna alkuräjähdys ei ehkä ollut hetki, jolloin maailmankaikkeus alkoi, vaan äkillinen siirtyminen kiihtyvyydestä hidastumiseen.

Tämän kuvan kauneus on, että se tarkoittaa automaattisesti syvempää ymmärrystä inflaatioteoriasta: maailmankaikkeuden on täytynyt käydä läpi kiihtyvyysjakso tullakseen homogeeniseksi ja isotrooppiseksi. Vakioteoriassa alkuräjähdyksen jälkeinen kiihtyvyys tapahtuu erityisesti tätä tarkoitusta varten käyttöönotetun inflatonin vaikutuksesta. Räjähdystä edeltävässä skenaariossa se tapahtuu ennen räjähdystä luonnollisena seurauksena uudentyyppisistä symmetrioista jousiteoriassa.

Tämän mallin mukaan universumi ennen alkuräjähdystä oli lähes täydellinen peilikuva itsestään sen jälkeen (katso kuva yllä). Jos universumi ryntää rajattomasti tulevaisuuteen, jossa sen sisältö nesteytyy niukaksi massaksi, niin se ulottuu myös rajattomasti menneisyyteen. Äärettömän pitkän ajan se oli melkein tyhjä: se oli täynnä vain uskomattoman harvinaista, kaoottista säteilyn ja aineen kaasua. Dilatonin hallitsemat luonnonvoimat olivat niin heikkoja, että tämän kaasun hiukkaset eivät käytännössä olleet vuorovaikutuksessa toistensa kanssa.

Mutta aikaa kului, voimat kasvoivat ja veivät asian yhteen. Ainetta kertyy satunnaisesti joillekin avaruuden alueille. Siellä sen tiheys nousi lopulta niin suureksi, että mustia aukkoja alkoi muodostua. Tällaisten alueiden sisällä oleva aine osoittautui irti ympäröivästä tilasta, ts. Universumi oli hajoamassa erillisiin osiin.

Mustan aukon sisällä tila ja aika vaihtavat rooleja: sen keskipiste ei ole piste avaruudessa, vaan hetki ajassa. Mustaan ​​aukkoon putoavasta aineesta tulee yhä tiheämpää, kun se lähestyy keskustaa. Mutta saavutettuaan merkkijonoteorian sallimat enimmäisarvot aika-avaruuden tiheys, lämpötila ja kaarevuus alkavat yhtäkkiä laskea. Sellaisen kääntymisen hetkeä kutsumme alkuräjähdykseksi. Yhden kuvatun mustan aukon sisältä tuli universumimme.

Ei ole yllättävää, että tällainen epätavallinen skenaario aiheutti paljon kiistaa. Näin ollen Andrei Linde Stanfordin yliopistosta väittää, että jotta tällainen malli olisi yhdenmukainen havaintojen kanssa, maailmankaikkeuden on täytynyt syntyä jättimäisen kokoisen mustasta aukosta, joka on paljon suurempi kuin merkkijonoteorian pituusasteikko. Mutta yhtälömme eivät rajoita mustien aukkojen kokoa. Sattui vain, että universumi muodostui melko suuren reiän sisään.

Vakavampi vastalause tulee Thibault Damourilta korkeamman tieteellisen tutkimuksen instituutista Bourg-sur-Yvesistä Ranskasta ja Marc Henneauxilta Brysselin vapaasta yliopistosta: aineen ja aika-avaruuden olisi pitänyt käyttäytyä kaoottisesti lähellä alkuräjähdyksen hetkeä. mikä on varmasti ristiriidassa varhaisen universumin havaitun säännöllisyyden kanssa. Ehdotin äskettäin, että tällainen kaaos voisi tuottaa tiheän kaasun miniatyyreistä "jonoreikistä" - äärimmäisen pieniä ja massiivisia kieleitä, jotka ovat muuttumassa mustiksi aukoksi. Tämä saattaa olla avain Damourin ja Annaudin kuvaaman ongelman ratkaisemiseen. Samanlaisen ehdotuksen tekivät Thomas Banks of Rutgers ja Willy Fischler Texasin yliopistosta Austinissa. On muitakin kriittisiä näkökohtia, mutta jää nähtäväksi, paljastavatko ne kuvatun mallin perustavanlaatuisia puutteita.

HUOMAUTUKSIA

On mahdollista, että gravitaatiosäteily, joka on mahdollisesti säilynyt noista kaukaisista ajoista, auttaa meitä tutkimaan alkuräjähdystä edeltävää aikakautta. Gravitaatiokentän jaksolliset vaihtelut voidaan rekisteröidä epäsuorasti niiden vaikutuksesta kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn polarisaatioon (katso malli) tai suoraan maanpäällisissä observatorioissa. Räjähdysvaaraa edeltävien ja ekpyroottisten gravitaatioaaltojen skenaarioiden mukaan korkeita taajuuksia pitäisi olla enemmän ja matalia taajuuksia vähemmän kuin tavanomaisissa inflaatiomalleissa (katso alla). Lähitulevaisuudessa Planck-satelliitin sekä LIGO- ja VIRGO-observatorioiden avulla suoritettavien havaintojen tulokset mahdollistavat yhden hypoteesin valinnan.

Kalvon törmäys

Toinen suosittu malli, joka viittaa maailmankaikkeuden olemassaoloon ennen alkuräjähdystä, on ekpyroottinen skenaario (kreikan sanasta ekpyrotic - "tulesta lähtöisin"), jonka kolme vuotta sitten kehittivät Justin Khoury Columbian yliopistosta ja Paul Steinhardt Princetonin yliopistosta, Burt A. Ovrut Pennsylvanian yliopistosta, Nathan Seiberg Institute for Advanced Studysta ja Neil Turok Cambridgen yliopistosta. Se perustuu oletukseen, että universumimme on yksi monista D-kalvoista, jotka ajautuvat moniulotteisessa avaruudessa. Kalvot houkuttelevat toisiaan, ja kun ne törmäävät, ne voivat luoda niin kutsutun alkuräjähdyksen (katso kuva yllä).

On mahdollista, että törmäyksiä tapahtuu syklisesti. Kaksi kalvoa voivat törmätä, pomppia toisistaan, siirtyä erilleen, vetäytyä toisiinsa, törmätä uudelleen ja niin edelleen. Eroamalla iskun jälkeen ne venyvät hieman, ja kun ne lähestyvät toisiaan uudelleen, ne puristuvat uudelleen. Kun kalvon liikesuunta käännetään, se laajenee kiihtyvällä vauhdilla, joten havaittu maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen voi olla merkki lähestyvästä törmäyksestä.

Räjähdystä edeltävällä ja ekpyroottisella skenaariolla on yhteisiä piirteitä. He molemmat aloittavat suuresta, kylmästä, lähes tyhjästä universumista, ja molemmilla on vaikea (ja vielä ratkaisematon) ongelma siirtyä alkuräjähdystä edeltävästä alkuräjähdystä sen jälkeen. Matemaattisesti suurin ero näiden kahden mallin välillä on dilatonin käyttäytyminen. Räjähdystä edeltävässä skenaariossa tämä kenttä ja vastaavasti kaikki luonnonvoimat ovat aluksi hyvin heikkoja ja vähitellen vahvistuvat saavuttaen maksiminsa alkuräjähdyksen hetkellä. Ekpyroottisessa mallissa asia on päinvastoin: törmäys tapahtuu, kun voimat ovat minimaaliset.

Ekpyroottisen järjestelmän kehittäjät toivoivat aluksi, että voimien heikkous helpottaisi törmäyksen analysointia, mutta heidän on kohdattava aika-avaruuden korkea kaarevuus, joten ei ole vielä selvää, pystyvätkö he välttämään singulariteetti. Lisäksi tämän skenaarion on tapahduttava hyvin erityisissä olosuhteissa. Esimerkiksi juuri ennen törmäystä kalvojen tulee olla lähes täysin yhdensuuntaisia ​​toistensa kanssa, muuten tuloksena oleva alkuräjähdys ei ole tarpeeksi homogeeninen. Syklisessä versiossa tämä ongelma ei ole niin akuutti: peräkkäiset iskut mahdollistaisivat kalvojen kohdistamisen.

Kun jätetään huomiotta molempien mallien täydellisen matemaattisen perustelemisen vaikeudet, tutkijoiden on selvitettävä, voidaanko niitä koskaan testata kokeellisesti. Ensi silmäyksellä kuvatut skenaariot ovat hyvin samanlaisia ​​​​kuin ei fysiikan, vaan metafysiikan harjoitukset: paljon mielenkiintoisia ideoita, joita ei voida koskaan vahvistaa tai kumota havaintotuloksilla. Tämä näkemys on liian pessimistinen. Sekä inflaatiovaiheen että räjähdystä edeltävän aikakauden olisi pitänyt jättää jälkeensä esineitä, jotka ovat nähtävissä vielä tänäkin päivänä, esimerkiksi kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn lämpötilan pieninä vaihteluina.

Ensinnäkin havainnot osoittavat, että lämpötilapoikkeamat muodostuivat akustisista aalloista useiden satojen tuhansien vuosien aikana. Vaihtelun säännöllisyys kertoo ääniaaltojen koherenssista. Kosmologit ovat jo hylänneet joukon kosmologisia malleja, jotka eivät voi selittää aaltojen synkronisuutta. Inflaatio, alkuräjähdystä edeltävä ja kalvotörmäysskenaariot läpäisevät tämän ensimmäisen testin. Niissä samanvaiheisia aaltoja synnyttävät kvanttiprosessit, jotka ovat voimistuneet kiihtyvän kosmisen laajenemisen aikana.

Toiseksi, jokainen malli ennustaa erilaisen lämpötilan vaihtelujakauman riippuen niiden kulmakoosta. Kävi ilmi, että suurilla ja pienillä vaihteluilla on sama amplitudi. (Poikkeamia tästä säännöstä havaitaan vain hyvin pienissä mittakaavassa, joissa alkuperäiset poikkeamat ovat muuttuneet myöhempien prosessien vaikutuksesta.) Inflaatiomallit toistavat tämän jakauman suurella tarkkuudella. Inflaation aikana avaruuden kaarevuus muuttui suhteellisen hitaasti, joten erikokoisia heilahteluja syntyi lähes samanlaisissa olosuhteissa. Molempien merkkijonomallien mukaan kaarevuus muuttui nopeasti. Tämän seurauksena pienten vaihteluiden amplitudi kasvoi, mutta muut prosessit lisäsivät suuria lämpötilapoikkeamia, mikä tasoitti kokonaisjakaumaa. Ekpyroottisessa skenaariossa tätä helpottaa ylimääräinen avaruudellinen ulottuvuus, joka erottaa törmäävät kalvot. Räjähdystä edeltävässä järjestelmässä aksioni, dilatoniin liittyvä kvanttikenttä, vastaa vaihtelujen jakautumisen tasoittamisesta. Lyhyesti sanottuna kaikki kolme mallia ovat yhdenmukaisia ​​havaittujen tulosten kanssa.

Kolmanneksi varhaisessa universumissa lämpötilavaihteluita saattoi syntyä aineen tiheyden vaihteluista ja gravitaatioaaltojen aiheuttamista heikoista vaihteluista. Inflaatiossa molemmat syyt ovat yhtä tärkeitä, ja merkkijonoskenaarioissa tiheysvaihteluilla on suuri rooli. Gravitaatioaaltojen olisi pitänyt jättää jälkensä kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn polarisaatioon. Se saattaa olla mahdollista havaita tulevaisuudessa käyttämällä avaruusobservatorioita, kuten Euroopan avaruusjärjestön Planck-satelliittia.

Neljäs tarkistus liittyy vaihteluiden jakautumiseen. Inflaatio- ja ekpyroottisissa skenaarioissa se kuvataan Gaussin lailla. Samalla räjähdystä edeltävä malli sallii merkittäviä poikkeamia normaalijakaumasta.

Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn analyysi ei ole ainoa tapa testata käsiteltyjä teorioita. Alkuräjähdystä edeltävä skenaario sisältää gravitaatioaaltojen satunnaisen taustan syntymisen tietyllä taajuusalueella, joka voidaan tulevaisuudessa havaita gravitaatioobservatorioiden avulla. Lisäksi, koska merkkijonomallit vaihtelevat dilatonia, joka liittyy läheisesti sähkömagneettiseen kenttään, molemmissa pitäisi esiintyä suuria magneettikentän vaihteluita. On mahdollista, että niiden jäännökset löytyvät galaktisista ja intergalaktisista magneettikentistä.

Joten milloin aika alkoi? Tiede ei vielä anna lopullista vastausta. Silti kahden mahdollisesti testattavan teorian mukaan maailmankaikkeus – ja siten aika – oli olemassa kauan ennen alkuräjähdystä. Jos jokin näistä skenaarioista on totta, avaruus on aina ollut olemassa. Se voi romahtaa uudelleen jonain päivänä, mutta se ei koskaan katoa.

KIRJAILIJASTA:
Gabriel Veneziano Gabriele Veneziano, teoreettinen fyysikko CERNistä, loi kieleteorian 1960-luvun lopulla. Se kuitenkin tunnistettiin pian virheelliseksi, koska se ei selittänyt kaikkia atomiytimen ominaisuuksia. Siksi Veneziano otti käyttöön kvanttikromodynamiikan, johon hän antoi merkittävän panoksen. Kun 1980-luvulla Kieliteoriasta alettiin puhua kvanttipainovoiman teoriana; Veneziano sovelsi sitä ensimmäisenä mustiin aukkoihin ja kosmologiaan.

LISÄKIRJALLISTA

Tyylikäs universumi. Brian Greene. W.W. Norton, 1999.

Superstring kosmologia. James E. Lidsey, David Wands ja Edmund J. Copeland julkaisussa Physics Reports, Voi. 337, nro 4-5, sivut 343-492; lokakuuta 2000. hep-th/9909061

Big Crunchista Big Bangiin. Justin Khoury, Burt A. Ovrut, Nathan Seiberg, Paul J. Steinhardt ja Neil Turok julkaisussa Physical Review D, voi. 65, nro 8, paperi nro. 086007; 15. huhtikuuta 2002. hep-th/0108187

Universumin syklinen malli. Paul J. Steinhardt ja Neil Turok julkaisussa Science, Voi. 296, nro 5572, sivut 1436-1439; 24. toukokuuta 2002. hep-th/0111030

Big Bangia edeltävä skenaario merkkijonokosmologiassa. Maurizio Gasperini ja Gabriele Veneziano julkaisussa Physics Reports, Voi. 373, nro 1-2, sivut 1-212; tammikuuta 2003. hep-th/0207130

Yksi tekijä, joka vaikeuttaa suuresti merkkijonokosmologian ymmärtämistä, on merkkijonoteorioiden ymmärtäminen. Kieleteoriat ja jopa M-teoria ovat vain rajoittavia tapauksia jollekin suuremmalle, perustavanlaatuisemmalle teorialle.
Kuten jo todettiin, merkkijonokosmologia kysyy useita tärkeitä kysymyksiä:
1. Voiko merkkijonoteoria tehdä ennusteita alkuräjähdyksen fysiikasta?
2. Mitä ylimääräisille mitoille tapahtuu?
3. Onko merkkijonoteoriassa inflaatiota?
4. Mitä merkkijonoteoria voi kertoa kvanttigravitaatiosta ja kosmologiasta?

Matalaenergiamerkkijonokosmologia

Suurin osa maailmankaikkeuden aineesta on meille tuntemattoman pimeän aineen muodossa. Yksi tärkeimmistä ehdokkaista pimeän aineen rooliin ovat ns WIMPit, heikosti vuorovaikutuksessa massiivisia hiukkasia ( NYNNY - W eakly minä vuorovaikutuksessa M passiivinen P artikla). Pääehdokas WIMP:n rooliin on supersymmetrian ehdokas. Minimal Supersymmetric Standard Model (MSSM tai englanniksi transkriptio MSSM - M minimaalinen S supersymmetrinen S tavallinen M odel) ennustaa hiukkasen olemassaolon, jonka spin 1/2 (fermion) kutsutaan neutralino, joka on sähköisesti neutraalien bosonien ja Higgsin skalaarien fermioninen superkumppani. Neutralinoilla on oltava suuri massa, mutta samalla ne ovat vuorovaikutuksessa hyvin heikosti muiden hiukkasten kanssa. Ne voivat muodostaa merkittävän osan universumin tiheydestä säteilemättä valoa, mikä tekee niistä hyvän ehdokkaan universumin pimeälle aineelle.
Kieleteoriat vaativat supersymmetriaa, joten periaatteessa se olisi mukavaa, jos neutralinoja löydetään ja käy ilmi, että niistä on tehty pimeä aine. Mutta jos supersymmetriaa ei rikota, niin fermionit ja bosonit ovat identtisiä keskenään, eikä näin ole meidän maailmassamme. Kaikkien supersymmetristen teorioiden todella hankala osa on se, miten supersymmetria voidaan rikkoa menettämättä kaikkia sen tarjoamia etuja.
Yksi syy siihen, miksi jousi- ja alkefyysikot rakastavat supersymmetrisiä teorioita, on se, että supersymmetriset teoriat tuottavat nollaa tyhjiöenergiaa, koska fermion ja bosoninen tyhjiö kumoavat toisensa. Ja jos supersymmetria rikkoutuu, niin bosonit ja fermionit eivät ole enää identtisiä toistensa kanssa, eikä tällaista keskinäistä kumoamista enää tapahdu.
Kaukaisten supernovien havainnoista seuraa hyvällä tarkkuudella, että universumimme laajeneminen (ainakin toistaiseksi) on kiihtynyt esimerkiksi tyhjiöenergian tai kosmologisen vakion läsnäolon vuoksi. Riippumatta siitä, kuinka supersymmetria katkeaa merkkijonoteoriassa, sen on päätyttävä "oikeaan" määrään tyhjiöenergiaa kuvaamaan nykyistä kiihdytettyä laajenemista. Ja tämä on haaste teoreetiikoille, koska tähän asti kaikki menetelmät supersymmetrian rikkomiseksi tarjoavat liian paljon tyhjiöenergiaa.

Kosmologia ja lisämitat

Kielikosmologia on erittäin sotkuinen ja monimutkainen, mikä johtuu suurelta osin kuuden (tai M-teorian tapauksessa jopa seitsemän) ylimääräisen avaruudellisen ulottuvuuden läsnäolosta, joita tarvitaan teorian kvanttiyhtenäisyyteen. edustavat haastetta jopa itse merkkijonoteorian puitteissa, ja kosmologian näkökulmasta nämä lisämitat kehittyvät alkuräjähdyksen ja sitä edeltäneen fysiikan mukaisesti. Mikä sitten estää ylimääräisiä ulottuvuuksia laajenemasta ja tulemasta yhtä suuriksi kuin kolme tilaulottuvuuttamme?
Korjauskertoimella on kuitenkin korjauskerroin: supermerkkijono kaksinaisuus, joka tunnetaan nimellä T-kaksoisuus. Jos avaruusulottuvuus puristetaan ympyrään, jonka säde on R, tuloksena oleva merkkijonoteoria osoittautuu vastaavaksi toista merkkijonoteoriaa, jonka avaruusulottuvuus on kutistettu ympyrään, jonka säde on L st 2 /R, missä L st on merkkijonon pituus mittakaavassa. Monissa näistä teorioista, kun ylimääräisen ulottuvuuden säde täyttää ehdon R = L st, merkkijonoteoria saa lisäsymmetriaa joidenkin massiivisten hiukkasten muuttuessa massattomaksi. Sitä kutsutaan itsenäinen kaksoispiste ja se on tärkeä monista muista syistä.
Tämä kaksoissymmetria johtaa erittäin mielenkiintoiseen olettamukseen maailmankaikkeudesta ennen alkuräjähdystä - tällainen kierukkauniversumi alkaa litteä, kylmä ja hyvin pieni tila olemisen sijaan kierretty, kuuma ja hyvin pieni. Tämä varhainen universumi on hyvin epävakaa ja alkaa romahtaa ja supistua, kunnes se saavuttaa itsekaksoispisteen, jolloin se lämpenee ja alkaa laajentua, mikä johtaa nykyiseen havaittavaan universumiin. Tämän teorian etuna on, että se sisältää edellä kuvatun T-kaksoispisteen ja itsekaksoispisteen kielikäyttäytymisen, joten tämä teoria on melkoinen merkkijonokosmologian teoria.

Inflaatio vai jättiläisbreenien törmäys?

Mitä merkkijonoteoria ennustaa tyhjiöenergian ja paineen lähteestä, joka tarvitaan aiheuttamaan kiihtynyt laajeneminen inflaatiojakson aikana? Skalaarikentät, jotka voisivat aiheuttaa universumin inflaatiolaajenemisen Grand Unified Theory -asteikoilla, voivat olla mukana prosessissa, jossa symmetria murtuu asteikoissa, jotka ovat hieman sähköheikon yläpuolella, määrittävät mittakenttien kytkentävakiot ja ehkä jopa niiden kautta alipaineenergian saamiseen. kosmologinen vakio. Säiteteorioissa on rakennuspalikoita supersymmetrian rikkoutuvien ja inflaatioiden mallien rakentamiseen, mutta kaikki nämä rakennuspalikat on koottava yhteen, jotta ne toimivat yhdessä, minkä sanotaan edelleen olevan työn alla.
Nyt yksi inflaation vaihtoehtoisista malleista on malli jättiläisbreenien törmäys, tunnetaan myös Ekpyroottinen universumi tai Iso puuvilla. Tässä mallissa kaikki alkaa kylmästä, staattisesta viisiulotteisesta aika-avaruudesta, joka on hyvin lähellä täysin supersymmetristä. Neljää tilaulottuvuutta rajoittavat kolmiulotteiset seinät tai kolmen braneen, ja yksi näistä seinistä on tila, jossa elämme. Toinen braani on piilossa havainnoltamme.
Tämän teorian mukaan on olemassa toinen kolmibraani, joka on "kadonnut" jonnekin kahden rajabraanin välissä neliulotteisessa ympäristöavaruudessa, ja kun tämä braani törmää braaniin, jolla elämme, tästä törmäyksestä vapautuva energia lämpenee. braanimme ja universumissamme alkuräjähdys alkaa yllä kuvattujen sääntöjen mukaisesti.
Tämä oletus on melko uusi, joten katsotaan kestääkö se tiukempaa testausta.

Kiihtyvyys ongelma

Universumin kiihtyneen laajenemisen ongelma on perustavanlaatuinen ongelma ei vain merkkijonoteorian, vaan jopa perinteisen hiukkasfysiikan puitteissa. Ikuisen inflaation malleissa universumin nopeutettu laajeneminen on rajatonta. Tämä rajaton laajeneminen johtaa tilanteeseen, jossa ikuisesti maailmankaikkeuden halki matkustava hypoteettinen tarkkailija ei koskaan pysty näkemään osia maailmankaikkeuden tapahtumista.
Rajaa alueen välillä, jonka tarkkailija näkee ja jota hän ei näe, kutsutaan tapahtumahorisontti tarkkailija. Kosmologiassa tapahtumahorisontti on samanlainen kuin hiukkashorisontti, paitsi että se on tulevaisuudessa eikä menneisyydessä.
Ihmisfilosofian tai Einsteinin suhteellisuusteorian sisäisen johdonmukaisuuden näkökulmasta kosmologisen tapahtumahorisontin ongelmaa ei yksinkertaisesti ole olemassa. Entä jos emme koskaan pysty näkemään joitain universumimme kulmia, vaikka eläisimme ikuisesti?
Mutta kosmologinen tapahtumahorisonttiongelma on suuri tekninen ongelma korkean energian fysiikassa johtuen relativistisen kvanttiteorian määritelmästä sirontaamplitudien joukkona, ns. S-matriisi. Yksi kvanttirelativististen ja merkkijonoteorioiden perusoletuksista on, että saapuvat ja lähtevät tilat ovat ajallisesti äärettömän erotettuja ja että ne toimivat siten vapaina, vuorovaikuttamattomina tiloina.
Tapahtumahorisontin läsnäolo merkitsee rajallista Hawkingin lämpötilaa, joten S-matriisin määrittämisen edellytykset eivät enää täyty. S-matriisin puuttuminen on se muodollinen matemaattinen ongelma, ja se ei esiinny vain merkkijonoteoriassa, vaan myös alkuainehiukkasten teorioissa.
Jotkut viimeaikaiset yritykset tämän ongelman ratkaisemiseksi ovat käsittäneet kvanttigeometrian ja valonnopeuden muuttamisen. Mutta nämä teoriat ovat edelleen kehitteillä. Useimmat asiantuntijat ovat kuitenkin yhtä mieltä siitä, että kaikki voidaan ratkaista ilman tällaisia ​​radikaaleja toimenpiteitä. 1

Tarkastellaan Universumin sigmamerkkijonomallin liikeyhtälöiden kosmologisia ratkaisuja tehokkaille kenttämuodoille. Kosmologisia ratkaisuja isotrooppiselle universumille rakennetaan D-braanille. On osoitettu, että deflaatioratkaisu merkkijonometriikassa on sama kuin Friedmannin ratkaisu laajenevassa universumimetriikassa.

säieteoria

gravitaatiokenttäyhtälöt

kaareva tila - aika

D – brane

laajeneva maailmankaikkeus

Friedmanin kosmologiset ratkaisut

1. Ashtekar A., ​​Petkov V. (toim.). Springerin käsikirja avaruudesta. Springer-Verlag. Berliini – Heidelberg, 2014. – P. 1–839.

2. Grishkan Yu.S. Lorentzin invarianssin rikkomisen vaikutus fysikaalisiin prosesseihin myöhäisessä universumissa ja kovaa kosmista gammasäteilyä / A.A. Petrukhin, M.Kh. Khokonov // Kokoelma teosten 5. BMS ETF-2004. – M: MEPhI, 2005. – osa 2. – s. 68–78.

3. Ellis J.R., Mavromatos N.E. ja D.V. Nanopoulos, Physical Review Letters, – 1992. – v. B 293, s. 37–42/.

4. Antoniadis I., Bachas C., Ellis J.R., D.V. Nanopoulos. Liouville esittää todisteita. Physical Review Letters -1988- v. B 211 – s. 393-397.

5. Grishkan Yu.S. // Kokoelma teosten 6th BMS ETF-2005 osa 2 - 2005, - Moskova, MEPhI - s. 72-86.

6. John Ellis, N.E. Mavromatos ja D.V. Nanopoulos. Merkkijonokytkentä nopeuttaa maailmankaikkeuden laajenemista./ . – 2005. – s. 1–6.

7. Khriplovich I.B. Yleinen suhteellisuusteoria: oppikirja. yliopistoille - 1. painos, - M: Institute of Computer Research, 2002. - S. 1–128.

8. Landau L.D., Lifshits E.M. Kenttäteoria: oppikirja. yliopistoille – 4. painos. – M: Nauka, 1988. – s. 1–503.

Pääsääntöisesti universumin evoluutiota kuvaavia kosmologisia ratkaisuja rakennetaan kenttiin (gravitaatiokenttä ja pimeä energiakenttä), jotka kuvaavat laajenevan universumin aika-avaruutta evoluution eri vaiheissa. Viime aikoina on kuitenkin vallinnut luottamus siihen, että koska kenttäteoria, sekä klassinen että kvantti, ei kuvaa joitakin havaittavan makroskooppisen maailman olennaisia ​​ominaisuuksia ja erityisesti kvanttivaihteluja.

Kenttää perustavanlaatuisempi rakenne on aika-avaruuden merkkijonorakenne. Tässä teoriassa merkkijonot syrjäyttävät kentät ja niitä käytetään kuvaamaan sekä alkuainehiukkasia että tyhjiön kvanttivaihteluita.

Tehollisten kenttämoodien liikeyhtälöillä merkkijono sigma -mallissa on vastaava muoto:

missä μ, ν,.. = 0,1,2,3, G μν - merkkijonon metriikka, R μν - aika-avaruuden Einsteinin kaarevuus braanilla, Ф - skalaarinen epälineaarinen dilatonikenttä, H μνρ - antisymmetrinen tensori kuvaava pseudoskalaarikenttä B, α'-vakio on Reggen kulmakerroin.

Kysymys kosmologisten ratkaisujen rakentamisesta tässä mallissa on täysin ei-triviaali. Jos kenttämallissa aika määritetään samanaikaisesti kentän kanssa, niin tehokkaassa Liouvillen merkkijonomallissa itse dilatonikenttä Ф, yksi mallin taustakentistä, toimii ajana. Siksi on välttämätöntä tunnistaa tämä pseudoaika Ф maailmanajalla t. Useissa töissä saatiin yhteys t:n ja Ф:n välille:

. (2)

Tämän seurauksena, kuten Einsteinin aika laajenevassa universumissa osoittaa, se liittyy aikaan merkkijono sigma -mallin maailmanbraanilla suhteella

missä c 1,0 ovat positiivisia vakioita.

Kun rakennetaan ratkaisuja yhtälöihin (1), näiden ratkaisujen dynaaminen kehitys jäljitetään ajassa t D - braani, jolle yhtälöt (1) ovat voimassa. Mikä tahansa tarkka kosmologinen ratkaisu voidaan kääntää tästä ajasta havaittavan ei-stationaarisen Einsteinin universumin aikaan käyttämällä kaavaa (3). Suurin vaikeus merkkijonokosmologian rakentamisessa on vaikeus, joka liittyy merkkijonorakenteen dynaamisen evoluution vaiheiden luokitteluun. Tämä ongelma johtuu siitä, että laitteisto, jota käytetään kuvaamaan merkkijonorakenteen kehitystä ajassa, sisältää tyypillisiä piirteitä kahdelle eri lähestymistavalle mikro- ja makrokosmoksen kuvaamiseen - sirontateorialle ja dynaamiselle ajan evoluutioteorialle.

Tämän dilemman heijastus teorian matemaattisessa laitteessa on funktionaalisen dynaamisen yhteyden puuttuminen hiukkasten sironnan ajan välillä D-braanissa, joka on kiinteä merkkijonometriikassa G ik (t) (ja kuvaa dynaamista maailman evoluutio braanilla) laajenevan maailmankaikkeuden ajan kanssa.

Ajatuksenamme on rakentaa kosmologisia ratkaisuja ajassa t ja siirtää ne sitten havaittavan maailman t E kosmologiseen aikaan kaavan (3) avulla. Jos saadaan fysikaalisesti merkityksellisiä tunnettuja kosmologisia ratkaisuja, niin on mahdollista rakentaa braanille maailman evoluution ajallinen sekvenssi, joka vastaa kosmologisen merkkijonomallin kollektiivisten moodien kehitystä, ottaen huomioon geometrian vaihtelut. maailmasta.

Otetaan näennäisen paradoksaalinen askel. Rakentakaamme kosmologisia ratkaisuja, jotka kuvaavat braanin inflaation vaihetta. Tätä tarkoitusta varten identifioidaan dilatonikenttä ajan kanssa kaavan mukaan:

missä Q on vakio, jota kutsutaan "braanin keskusvaraukseksi"

Mukavuussyistä asetetaan Reggen kaltevuusvakio α’ = 1. Sitten yhtälöt ovat (1) ja (4) mukaan muodossa:

. (5)

Etsimme ratkaisua kenttään B, kuten työssä, muodossa:

missä β = vakio.

Määritellään D-braanin metriikka standardin 4. kosmologisessa muodossa

Sitten metriikan determinantti voidaan esittää seuraavasti:

Siten pseudoskalaarinen kentänvoimakkuus voidaan kirjoittaa muodossa

jossa E μνρσ on 4-ulotteinen kovariantti antisymmetrinen Levi-Civita-symboli.

Seuraavien (6) ja (11) perusteella saamme:

Nyt yhtälöt (1), jotka kuvaavat maailman kehitystä D-braaniajassa, on yksinkertaistettu:

(14)

Laskelmien tuloksena hankimme edelleen tensorien R 00 , Rij komponentit mallin skaalaustekijän a(t) funktiona ja laskemme sen. Riippumattomien mallivakioiden määrää voidaan vähentää, jos oletetaan, että braanin aikasuunta ei ole kaareva R 00 = 0 ja braanin keskusvaraus ilmaistaan ​​siten, että ratkaisulla on inflaatioluonteinen:

Sitten Ricci-kaarevuustensorin komponentit saavat muodon:

jossa piste tarkoittaa aikaderivaatta

Muunnetaan kenttävoimakkuuksien tulo:

Siten voimme kirjoittaa (17) ja (18) perusteella:

(19)

Etsimme ratkaisua näihin kosmologisiin yhtälöihin muodossa:

missä ovat tuntemattomat vakiot.

Korvaamalla nämä kaavat (19), (20) saamme seuraavat suhteet mallin riippuvien vakioiden välille:

Sitten kosmologiset ratkaisut saavat muodon:

Ratkaisu kuvaa nopeaa eksponentiaalista puristusta (universumin deflaatio D-braanilla). Nyt on tarpeen siirtää nämä ratkaisut braanin ajasta Einsteinin aikaan, jolloin maailmankaikkeus laajenee. Tätä varten käytämme relaatiota (3).

Lasketaan lauseke skaalaustekijälle a(t E) havaittavassa universumissa.

Kohdasta (3), (24) se seuraa

Vakio c 1 on tällöin ajan t E alku. Itse Einsteinin kosmologinen aika

Otetaan käyttöön Friedmannin kosmologisten mallien teoriassa omaksuttu merkintätapa. Merkitään universumin laajenemisen alkamishetkeä t 0 = c 1 . Sitten

Kohdasta (27), (28) se seuraa

Ratkaisu (29) on Friedmanin kosmologinen ratkaisu fysikaaliselle ajalle t E, joka kuvaa maailmankaikkeuden laajenemista siinä vaiheessa, kun aine on dynaamisesti vallitseva pimeän aineen suhteen, ts. nopean puristumisen vaihe (D-braanin "deflaatio") vastaa laajenevan maailman muodostavaan aineeseen liittyvälle havainnoijalle universumin teholakilaajenemista Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian Friedmannin lain mukaisesti.

Konstruoidun ratkaisun (29) avulla voimme yhdistää laajenevan maailman evoluution viimeisen vaiheen siihen kuuluvien ei-paikallisten vikojen dynaamisen evoluution vaiheeseen, joka kuvaa metriikan kvanttivaihteluita. Nimittäin epästationaarisen D-braanimetriikan deflaatiokäyttäytyminen vastaa kattavan ulkomaailman laajenemista Friedmannin baryonisen aineen lain mukaan.

Bibliografinen linkki

Grishkan Yu.S. SIGMA-JÄRJEEN KOSMOLOGINEN RATKAISU – KAIKKEUKSEN MALLIT AINEEN HALLITUKSEN VAIHEESSA SÄTEILYN YLI // International Journal of Applied and Fundamental Research. – 2015. – Nro 12-1. – s. 31-33;
URL-osoite: https://applied-research.ru/ru/article/view?id=7809 (käyttöpäivä: 15.6.2019). Tuomme huomionne "Luonnontieteiden Akatemian" kustantajan julkaisemat lehdet

Ehkä tiedemiehet ovat lähempänä universumin kiehtovimman mysteerin ratkaisemista: onko olemassa muita universumeja kuin meidän?

Albert Einstein yritti koko elämänsä ajan luoda "kaiken teorian", joka kuvaisi kaikki maailmankaikkeuden lait. Ei ollut aikaa.

Nykyään astrofyysikot ehdottavat, että paras ehdokas tälle teorialle on supermerkkijonoteoria. Se ei vain selitä universumimme laajenemisprosesseja, vaan myös vahvistaa muiden vieressämme sijaitsevien universumien olemassaolon. "Kosmiset kielet" edustavat tilan ja ajan vääristymiä. Ne voivat olla suurempia kuin itse maailmankaikkeus, vaikka niiden paksuus ei ylitä atomiytimen kokoa.

Huolimatta hämmästyttävästä matemaattisesta kauneudesta ja eheydestä, merkkijonoteoria ei ole kuitenkaan vielä löytänyt kokeellista vahvistusta. Kaikki toivo on suuressa hadronitörmäyttimessä. Tutkijat odottavat hänen löytävän Higgs-hiukkasen, mutta myös joidenkin supersymmetristen hiukkasten. Tämä on vakava tuki merkkijonoteorialle ja siten muille maailmoille. Sillä välin fyysikot rakentavat teoreettisia malleja muista maailmoista.

Tieteiskirjailija Herbert Wells kertoi ensimmäisenä maan asukkaille rinnakkaismaailmoista vuonna 1895 tarinassaan "The Door in the Wall". 62 vuotta myöhemmin Princetonin yliopistosta valmistunut Hugh Everett hämmästytti kollegansa väitöskirjansa aiheella maailmojen jakautumisesta.

Tässä on sen olemus: jokainen hetki, jokainen universumi on jaettu ei-

kuviteltavissa oleva määrä omaa lajiaan, ja heti seuraavana hetkenä jokainen näistä vastasyntyneistä jakautuu täsmälleen samalla tavalla. Ja tässä valtavassa joukossa on monia maailmoja, joissa olet. Yhdessä maailmassa, kun luet tätä artikkelia, matkustat metrossa, toisessa lennät lentokoneessa. Toisessa olet kuningas, toisessa orja.

Maailman lisääntymisen sysäys on meidän toimintamme, Everett selitti. Heti kun teemme minkä tahansa valinnan - esimerkiksi "olla tai olla olematta" - kuinka silmänräpäyksessä kaksi universumia muodostuu yhdestä. Asumme yhdessä, ja toinen on omana, vaikka olemme sielläkin läsnä.

Mielenkiintoista, mutta... Jopa kvanttimekaniikan isä Niels Bohr pysyi välinpitämättömänä tämän hullun idean suhteen.

1980-luku. Linden maailmat

Monien maailmojen teoria olisi voitu unohtaa. Mutta taas tieteiskirjailija tuli tutkijoiden apuun. Michael Moorcock, jostain mielijohteesta, asetti kaikki satukaupunkinsa Tanelornin asukkaat Multiverseen. Termi Multiverse ilmestyi välittömästi vakavien tutkijoiden töihin.

Tosiasia on, että 1980-luvulla monet fyysikot olivat jo vakuuttuneita siitä, että ajatus rinnakkaisista universumeista voisi olla yksi universumin rakennetieteen uuden paradigman kulmakivistä. Tämän kauniin idean tärkein kannattaja oli Andrei Linde, entinen fyysisen instituutin työntekijä. Lebedevin tiedeakatemia ja nyt fysiikan professori Stanfordin yliopistossa.

Linde perustaa päättelynsä Big Bang -malliin, jonka seurauksena ilmestyi salamannopeasti laajeneva kupla - universumimme alkio. Mutta jos jokin kosminen muna osoittautui kykeneväksi synnyttämään maailmankaikkeuden, niin miksi emme voi olettaa muiden samanlaisten munien olemassaoloa? Esittäessään tämän kysymyksen Linde rakensi mallin, jossa inflaatiouniversumit syntyvät jatkuvasti vanhemmistaan ​​​​alkuen.

Esimerkkinä voit kuvitella tietyn säiliön, joka on täytetty vedellä kaikissa mahdollisissa aggregaatiotiloissa. Siellä on nestemäisiä vyöhykkeitä, jäälohkoja ja höyrykuplia - niitä voidaan pitää inflaatiomallin rinnakkaisten universumien analogeina. Se edustaa maailmaa valtavana fraktaalina, joka koostuu homogeenisista kappaleista, joilla on erilaisia ​​ominaisuuksia. Liikkumalla ympäri tätä maailmaa voit siirtyä sujuvasti universumista toiseen. Totta, matkasi kestää pitkään - kymmeniä miljoonia vuosia.

1990-luku. Rhysin maailmat

Cambridgen yliopiston kosmologian ja astrofysiikan professorin Martin Reesin päättelyn logiikka on suunnilleen seuraava.

Todennäköisyys elämän syntymiselle universumissa on a priori niin pieni, että se näyttää ihmeeltä, väitti professori Rees. Ja jos emme lähde Luoja-hypoteesista, niin miksi emme olettaisi, että luonto synnyttää sattumanvaraisesti monia rinnakkaisia ​​maailmoja, jotka toimivat kenttänä elämän luomiseen liittyville kokeiluille.

Tiedemiehen mukaan elämä syntyi pienellä planeetalla, joka kiertää tavallista tähteä yhdessä maailman tavallisista galakseista siitä yksinkertaisesta syystä, että sen fyysinen rakenne oli suotuisa tälle. Muut maailmat Multiversessa ovat todennäköisesti tyhjiä.

2000-luku. Tegmarkin maailmat

Pennsylvanian yliopiston fysiikan ja tähtitieteen professori Max Tegmark on vakuuttunut siitä, että universumit voivat erota paitsi sijainnin, kosmologisten ominaisuuksien, myös fysiikan lakien suhteen. Ne ovat ajan ja tilan ulkopuolella, ja niitä on lähes mahdotonta kuvata.

Ajatellaanpa yksinkertaista universumia, joka koostuu auringosta, maasta ja kuusta, fyysikko ehdottaa. Objektiiviselle tarkkailijalle tällainen maailmankaikkeus näyttää renkaalta: Maan kiertorata, "tahrattuna" ajassa, näyttää olevan kietoutunut punoksiin - sen luo Kuun maapallon ympäri kulkeva lentorata. Ja muut muodot persoonallistavat muita fyysisiä lakeja.

Tiedemies haluaa havainnollistaa teoriaansa käyttämällä esimerkkiä venäläisen ruletin pelaamisesta. Hänen mielestään joka kerta kun ihminen painaa liipaisinta, hänen universuminsa jakautuu kahteen osaan: missä laukaus tapahtui ja missä ei. Mutta Tegmark itse ei ota riskiä suorittaa tällaista koetta todellisuudessa - ainakaan universumissamme.

Andrei Linde on fyysikko, paisuvan (infloivan) universumin teorian luoja. Valmistunut Moskovan valtionyliopistosta. Työskennellyt nimetyssä fyysisessä instituutissa. Lebedevin tiedeakatemia (FIAN). Vuodesta 1990 hän on toiminut fysiikan professorina Stanfordin yliopistossa. Yli 220 teoksen kirjoittaja hiukkasfysiikan ja kosmologian alalla.

Gurgling tilaa

- Andrey Dmitrievich, mihin monipuolisen universumin osaan me, maan asukkaat, olemme "rekisteröity"?

- Riippuen siitä, mihin päädyimme. Universumi voidaan jakaa suuriin alueisiin, joista jokainen näyttää kaikilla ominaisuuksillaan paikallisesti valtavalta maailmankaikkeudelta. Jokainen niistä on valtavan kokoinen. Jos elämme yhdessä niistä, emme tiedä, että muita maailmankaikkeuden osia on olemassa.

– Ovatko fysiikan lait samat kaikkialla?

– Minusta ne ovat erilaisia. Eli todellisuudessa fysiikan laki voi olla sama. Se on aivan kuin vesi, joka voi olla nestemäistä, kaasumaista ja kiinteää. Kalat voivat kuitenkin elää vain nestemäisessä vedessä. Olemme eri ympäristössä. Mutta ei siksi, että maailmankaikkeudessa ei olisi muita osia, vaan koska voimme vain elää

kätevä segmentti "monikasvoisesta universumista".

– Millainen tämä segmenttimme on?

- Kuplalla.

— Kävi ilmi, että mielestäsi ihmiset istuivat kaikki yhdessä kuplassa, kun ilmestyivät?

- Kukaan ei ole vielä istunut. Ihmiset syntyivät myöhemmin, inflaation päätyttyä. Sitten maailmankaikkeuden nopeasta laajenemisesta vastuussa oleva energia muuttui tavallisten alkuainehiukkasten energiaksi. Tämä johtui siitä, että maailmankaikkeus kiehui, ilmaantui kuplia, kuten kiehuvassa vedenkeittimessä. Kuplien seinämät osuivat toisiinsa, vapauttivat energiansa ja energian vapautumisen ansiosta syntyi normaaleja hiukkasia. Universumi tuli kuumaksi. Ja sen jälkeen ihmisiä ilmestyi. He katsoivat ympärilleen ja sanoivat: "Voi, mikä suuri universumi!"

Voimmeko päästä kuplauniversumista toiseen?

– Teoriassa kyllä. Mutta matkan varrella törmäämme esteeseen. Tämä on verkkoalueen seinä, energeettisesti erittäin suuri. Päästäksesi seinään, sinun on oltava pitkämaksainen, koska etäisyys siihen on noin 10 miljoonasosaa valovuotta. Ja ylittääksemme rajan, meillä on oltava paljon energiaa kiihdyttääksemme hyvin ja hypätäksemme sen yli. Vaikka on todennäköistä, että kuolemme siellä, koska maallisen tyyppimme hiukkaset voivat hajota toisessa universumissa. Tai muuta ominaisuuksiasi.

— Ilmestyykö kuplauniversumeja jatkuvasti?

– Tämä on ikuinen prosessi. Universumilla ei tule koskaan loppua. Sen eri osissa syntyy erilaisia ​​erityyppisiä universumin paloja. Se tapahtuu näin. Esiin tulee esimerkiksi kaksi kuplaa. Jokainen niistä laajenee hyvin nopeasti, mutta niiden välinen maailmankaikkeus jatkaa täyttymistä, joten kuplien välinen etäisyys pysyy erittäin suurena, eivätkä ne melkein koskaan törmää. Lisää kuplia ilmestyy ja universumi laajenee entisestään. Joillakin näistä kuplista ei ole rakennetta – niitä ei ole muodostunut. Ja toisessa osassa galaksit syntyivät näistä kuplista, joista yhdessä elämme. Ja näitä erityyppisiä universumin tehoja on noin 10:stä tuhannesosaan tai 10:een sadasosaan. Tiedemiehet laskevat edelleen.

-Mitä tapahtuu näissä monissa saman universumin kopioissa?

"Universumi on nyt siirtynyt uuteen inflaation vaiheeseen, mutta hyvin hitaasti. Tämä ei vielä vaikuta galaksiimme. Koska galaksissamme oleva aine vetää painovoimaisesti erittäin voimakkaasti toisiaan puoleensa. Ja muut galaksit lentävät pois meistä, emmekä enää näe niitä.

- Minne he lentävät?

- Niin kutsuttuun maailman horisonttiin, joka sijaitsee 13,7 miljardin valovuoden etäisyydellä meistä. Kaikki nämä galaksit tarttuvat horisonttiin ja haalistuvat meille muuttuen litteiksi. Heiltä tuleva signaali ei enää tule, ja vain galaksimme jää jäljelle. Mutta tämä ei kestä kauan. Ajan myötä galaksissamme energiavarat kuivuvat vähitellen, ja surullinen kohtalo kohtaa meidät.

- Milloin tämä tapahtuu?

"Onneksi emme eroa ihan pian." 20 miljardissa vuodessa tai jopa enemmän. Mutta koska maailmankaikkeus uusiutuu itsestään, koska se tuottaa yhä enemmän uusia osia kaikissa mahdollisissa yhdistelmissään, universumi kokonaisuudessaan ja elämä kokonaisuudessaan eivät koskaan katoa.

Jos merkkijonoteoria on myös painovoimateoria, niin miten se liittyy Einsteinin painovoimateoriaan? Miten merkkijonot ja aika-avaruuden geometria liittyvät toisiinsa?

Kielet ja gravitonit

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

Kielimaailma-arkki on kaiken kielifysiikan avainkäsite. Matkustaa d-ulotteisessa aika-avaruudessa merkkijono värähtelee. Itse kaksiulotteisen merkkijonomaailmalevyn näkökulmasta nämä värähtelyt voidaan ajatella värähtelyinä kaksiulotteisessa kvanttigravitaatioteoriassa. Jotta nämä kvantisoidut värähtelyt olisivat yhdenmukaisia ​​kvanttimekaniikan ja erityissuhteellisuusteorian kanssa, aika-avaruusulottuvuuksien lukumäärän on oltava 26 teorialle, joka sisältää vain voimia (bosonit) ja 10 teorialle, joka sisältää sekä voimat että aineen (bosonit ja fermionit).
Joten mistä painovoima tulee?

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

Kielet ja aika-avaruuden geometria

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

Ja vielä yksi asia, joka oli erittäin vakuuttava tulos jousisoittajien kannalta. Kieleteoria ennustaa gravitonin olemassaolon tasaisessa aika-ajassa, mutta myös sen, että Einsteinin yhtälöiden on oltava totta kaarevalla aika-avaruudella, jonka läpi merkkijono etenee.

Entä jouset ja mustat aukot?

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

Onko aika-avaruus perustavanlaatuinen?

Kaikki ei kuitenkaan ole niin yksinkertaista merkkijonojen ja aika-avaruuden suhteen. Jousiteoria ei ennusta Einsteinin yhtälöiden pätevyyttä ehdottomasti. Tämä johtuu siitä, että jousiteoria lisää loputtoman joukon muutoksia painovoimateoriaan. "Normaaleissa olosuhteissa", kun työskentelemme etäisyyksillä, jotka ovat paljon suurempia kuin merkkijonon mitat, useimmat näistä korjauksista ovat merkityksettömiä. Mutta pienenevän mittakaavan kanssa korjausarvot alkavat kasvaa nopeasti, kunnes Einsteinin yhtälöt eivät koskaan lakkaa kuvaamasta riittävästi tulosta.
Yleisesti ottaen, kun nämä korjaustermit kasvavat suuriksi, ei ole enää olemassa aika-avaruusgeometriaa, joka takaisi tuloksen kuvauksen. Aika-avaruuden geometrian määritysyhtälöt tulevat mahdottomaksi ratkaista paitsi muutamassa erikoistapauksessa, joissa symmetrialle on asetettu erittäin tiukat ehdot, kuten katkeamaton symmetria, jossa suuret korjaustermit voivat joko kumota toisensa tai pahimmillaan pienentyä.
Tämä on eräänlainen merkkijonoteorian piirre, että ehkä aika-avaruuden geometria ei ole jotain perustavanlaatuista, vaan jotain, joka esiintyy teoriassa suuressa mittakaavassa tai heikon kytkennän alaisena. Tämä on kuitenkin enemmän filosofinen kysymys.

Vastaus merkkijonoteoriasta

Mikä on mustan aukon entropia?

Kaksi tärkeintä termodynaamista suuretta ovat lämpötila Ja haje. Kaikki tuntevat lämpötilan sairauksista, sääennusteista, kuumasta ruoasta jne. Mutta entropian käsite on melko kaukana useimpien ihmisten jokapäiväisestä elämästä.

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

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

Kun se tuli selväksi mustat aukot haihtuvat määrällisesti, havaittiin myös, että mustilla aukoilla on samanlaisia ​​termodynaamisia ominaisuuksia kuin lämpötila ja entropia. Mustan aukon lämpötila on kääntäen verrannollinen sen massaan, joten mustan aukon haihtuessa se kuumenee ja kuumenee.

Mustan aukon entropia on yhtä suuri kuin neljäsosa sen tapahtumahorisontin pinta-alasta, joten entropia pienenee ja pienenee mustan aukon haihtuessa horisontin pienentyessä ja haihtuessaan. Kuitenkin merkkijonoteoriassa kvanttiteorian kvanttimikrotilojen ja mustan aukon entropian välillä ei vielä ole selvää yhteyttä.

On perusteltua toivoa, että tällaiset ideat väittävät olevansa täydellinen kuvaus ja selitys mustissa aukoissa tapahtuvista ilmiöistä, koska niiden kuvaamiseen käytetään supersymmetria-teoriaa, jolla on keskeinen rooli merkkijonoteoriassa. Supersymmetrian ulkopuolelle rakennetut jousiteoriat sisältävät epävakauksia, jotka toimivat väärin ja lähettävät yhä enemmän takyoneja prosessissa, jolla ei ole loppua ennen kuin teoria romahtaa. Supersymmetria eliminoi tämän käyttäytymisen ja vakauttaa teorioita. Supersymmetria kuitenkin tarkoittaa, että ajassa on symmetriaa, mikä tarkoittaa, että supersymmetristä teoriaa ei voida rakentaa ajassa kehittyvälle aika-avaruudelle. Siten sen vakauttamiseksi vaadittava teorian puoli vaikeuttaa myös gravitaatioteorian kvanttiteorian ongelmiin liittyvien kysymysten tutkimista (esimerkiksi mitä universumissa tapahtui heti alkuräjähdyksen jälkeen tai mitä tapahtuu syvällä horisontissa musta aukko). Molemmissa tapauksissa "geometria" kehittyy nopeasti ajan myötä. Nämä tieteelliset ongelmat vaativat lisätutkimusta ja ratkaisua.

Mustat aukot ja braanit merkkijonoteoriassa

Musta aukko on objekti, jota kuvataan aika-avaruuden geometrialla ja joka on ratkaisu Einsteinin yhtälöön. Merkkijonoteoriassa suuressa mittakaavassa Einsteinin yhtälön ratkaisuja muutetaan hyvin pienillä korjauksilla. Mutta kuten yllä havaitsimme, aika-avaruusgeometria ei ole merkkijonoteorian peruskäsite Lisäksi kaksinaisuussuhteet tarjoavat vaihtoehtoisen kuvauksen pienessä mittakaavassa tai vahvalla kytkennällä samaan järjestelmään, vain se näyttää täysin erilaiselta.

Supermerkkijonoteorian puitteissa on mahdollista tutkia mustia aukkoja braenien ansiosta. Braani ymmärretään fyysiseksi perusobjektiksi (laajennettu p-ulotteinen kalvo, jossa p on tilaulottuvuuksien lukumäärä). Witten, Townsend ja muut fyysikot lisäsivät yksiulotteisiin merkkijonoihin avaruudellisia monimuotoja, joissa oli suuri määrä ulottuvuuksia. Kaksiulotteisia esineitä kutsutaan kalvoiksi tai 2-braneiksi, kolmiulotteisia esineitä kutsutaan 3-braneiksi, rakenteita, joiden mitta on p, kutsutaan p-braneiksi. Juuri braanit mahdollistavat joidenkin erityisten mustien aukkojen kuvaamisen supermerkkijonoteorian puitteissa. Jos asetat merkkijonojen kytkentävakion nollaan, voit teoriassa "sammuttaa" gravitaatiovoiman. Tämä antaa meille mahdollisuuden harkita geometrioita, joissa monia braneja on kääritty ylimääräisten ulottuvuuksien ympärille. Braneissa on sähkö- ja magneettivarauksia (braanin varaukselle on rajallinen määrä, tämä raja liittyy braanin massaan). Konfiguraatiot, joissa on korkein mahdollinen varaus, ovat hyvin spesifisiä ja niitä kutsutaan äärimmäisiksi (näihin sisältyy yksi niistä tilanteista, joissa on lisäsymmetriaa, joka mahdollistaa tarkemmat laskelmat). Äärimmäiset mustat aukot ovat niitä, joissa on maksimimäärä sähköistä tai magneettista varausta, joka mustalla aukolla voi olla ja jotka ovat edelleen stabiileja. Tutkimalla ylimääräisiin mittoihin kierrettyjen äärimmäisten braenien termodynamiikkaa on mahdollista toistaa äärimmäisten mustien aukkojen termodynaamiset ominaisuudet.

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

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

Lisäksi mustien p-braanien ja D-braanien välillä on suhde. Suurilla varausarvoilla aika-avaruuden geometria kuvataan hyvin mustalla p-braanilla. Mutta jos maksu on pieni, niin järjestelmää voidaan kuvata joukolla heikosti vuorovaikutuksessa olevia D-braaneja.

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

Jos palataan mustan aukon geometriseen ekvivalenssirajaan p-braanien järjestelmän kanssa, jolla on samat varaukset ja massat, havaitaan, että D-braanijärjestelmän entropia vastaa mustan aukon tai p laskennallista entropiaa. -brane tapahtumahorisontin alueena.

>

Kieliteorian kannalta tämä oli yksinkertaisesti fantastinen tulos. Mutta tarkoittaako tämä sitä, että D-braanit ovat vastuussa mustan aukon peruskvanttimikrotiloista, jotka ovat mustien aukkojen termodynamiikan taustalla? D-braneja käyttävät laskelmat ovat helppoja suorittaa vain supersymmetristen BPS mustien kohteiden tapauksessa. Useimmissa maailmankaikkeuden mustissa aukoissa on hyvin vähän (jos ollenkaan) sähköistä tai magneettista varausta, ja ne ovat yleensä melko kaukana BPS-objekteista. Ja on edelleen ratkaisematon ongelma laskea mustan aukon entropia tällaisille kohteille käyttämällä D-braaniformalismia.

Mitä tapahtui ennen alkuräjähdystä?

Kaikki tosiasiat osoittavat, että alkuräjähdys tapahtui. Ainoa asia, jota voidaan pyytää selventämään tai määrittelemään selkeämpiä rajoja fysiikan ja metafysiikan välille, on se, mitä tapahtui ennen alkuräjähdystä?

Fyysikot määrittelevät fysiikan rajat kuvaamalla ne teoreettisesti ja sitten vertaamalla olettamustensa tuloksia havaintotietoihin. Universumimme, jota tarkastelemme, kuvataan erittäin hyvin litteäksi tilaksi, jonka tiheys on yhtä suuri kuin kriittinen, pimeä aine ja kosmologinen vakio lisätään havaittuun aineeseen, joka laajenee ikuisesti.

Jos jatkamme tätä mallia takaisin menneisyyteen, jolloin maailmankaikkeus oli erittäin kuuma ja erittäin tiheä ja hallitsi säteilyä, on välttämätöntä ymmärtää hiukkasfysiikka, joka toimi silloin noilla energiatiheyksillä. Hiukkasfysiikan ymmärtäminen kokeellisesta näkökulmasta ei auta edes sähköheikon yhdistämisasteikon luokkaa olevilla energioilla, ja teoreettiset fyysikot kehittävät malleja, jotka ylittävät hiukkasfysiikan vakiomallin, kuten Grand Unified Theories, supersymmetriset, merkkijonomallit, kvanttikosmologia.

Tällaiset vakiomallin laajennukset ovat tarpeen kolmen suuren alkuräjähdyksen aiheuttaman ongelman vuoksi:
1. tasaisuusongelma
2. horisonttiongelma
3. kosmologisten magneettisten monopolien ongelma

Tasaisuus ongelma

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

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

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

Horisontti ongelma

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

Säteily voi olla näin tasaista vain yhdessä tapauksessa - jos fotonit ovat erittäin hyvin ”sekoittuneet” tai ovat termisessä tasapainossa törmäysten kautta. Ja tämä kaikki aiheuttaa ongelman Big Bang -mallille. Törmäävät hiukkaset eivät voi välittää tietoa valonnopeutta nopeammin. Mutta laajentuvassa maailmankaikkeudessa, jossa elämme, valonnopeudella liikkuvilla fotoneilla ei ole aikaa lentää maailmankaikkeuden "reunalta" toiselle ajassa, joka tarvitaan havaitun lämpösäteilyn isotropian muodostamiseen. Horisontin koko edustaa etäisyyttä, jonka fotoni voi kulkea; Samaan aikaan maailmankaikkeus laajenee.

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

Reliktisten magneettisten monopolien ongelma

Kun kokeilemme magneetteja maan päällä, niissä on aina kaksi napaa, pohjoinen ja etelä. Ja jos leikkaamme magneetin kahtia, niin tuloksena meillä ei ole magneettia, jossa on vain pohjoisnapa, eikä magneettia, jolla on vain etelänapa. Ja meillä on kaksi magneettia, joista jokaisessa on kaksi napaa - pohjois- ja etelänapa.
Magneettinen monopoli olisi magneetti, jolla on vain yksi napa. Mutta kukaan ei ole koskaan nähnyt magneettisia monopoleja. Miksi?
Tämä tapaus on aivan erilainen kuin sähkövarauksen tapaus, jossa voit helposti erottaa varaukset positiivisiksi ja negatiivisiksi siten, että toisella puolella on vain positiivisia ja toisella vain negatiivisia.

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

Toistaiseksi kokeilijat eivät ole kuitenkaan löytäneet sellaista.

Tämä on kolmas motiivi etsiä ulospääsyä alkuräjähdyksen jälkeen - meidän on selitettävä, mitä tapahtui universumissa, kun se oli hyvin pieni ja erittäin kuuma.

Inflaatiouniversumi?

Aine ja säteily vetäytyvät gravitaatiovoimaisesti, joten maksimaalisesti symmetrisessä aineen täytetyssä tilassa painovoima pakottaa väistämättä aineen epähomogeenisuudet kasvamaan ja tihenemään. Tällä tavalla vety siirtyi kaasumuodosta tähtien ja galaksien muotoon. Mutta tyhjiöenergialla on erittäin voimakas tyhjiöpaine, ja tämä tyhjiöpaine vastustaa painovoiman romahtamista, toimien tehokkaasti hylkivänä gravitaatiovoimana, antigravitaationa. Tyhjiöpaine tasoittaa epäsäännöllisyyksiä ja tekee tilasta litteämmän ja tasaisemman sen laajentuessa.

Siten yksi mahdollinen ratkaisu tasaisuusongelmaan olisi sellainen, jossa universumimme kävisi läpi vaiheen, jossa tyhjiöenergiatiheys (ja siten sen paine) hallitsee. Jos tämä vaihe tapahtui ennen säteilyn hallitsemaa vaihetta, niin evoluution alkaessa säteilyn hallitsemassa vaiheessa universumin olisi pitänyt olla jo erittäin korkeatasoinen, niin litteä, että säteilyn hallitseman häiriön kasvun jälkeen. vaihe ja ainevaltainen vaihe, virran tasaisuus Universumi tyydytti havaintotiedot.

Ratkaisu tällaiseen tasaisuusongelmaan ehdotettiin vuonna 1980. kosmologi Alan Guth. Malli on ns Inflaatiouniversumi. Inflaatiomallissa universumimme evoluution alussa on puhtaan tyhjiöenergian laajeneva kupla ilman muuta ainetta tai säteilyä. Nopean laajenemisjakson tai inflaation ja nopean jäähtymisen jälkeen tyhjiön potentiaalienergia muuttuu vastasyntyneiden hiukkasten ja säteilyn kineettiseksi energiaksi. Universumi lämpenee jälleen ja saamme alkuräjähdyksen.

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

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

Jos maailmankaikkeutemme historiassa todella olisi ollut inflaatiovaihe, joka edelsi säteilyn hallitsemaa vaihetta, niin inflaation lopussa valo olisi voinut kiertää koko maailmankaikkeuden. Siten CMB:n isotropia ei ole enää alkuräjähdyksen ongelma.

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

Tästä syystä inflaatiouniversumiteoria on suosituin kosmologien keskuudessa teoriana siitä, mikä edelsi alkuräjähdystä.

Miten inflaatio toimii?

Tyhjiöenergia, joka ohjaa universumin nopeaa laajenemista inflaatiovaiheen aikana, tulee skalaarikentästä, joka syntyy spontaanin symmetrian murtumisen seurauksena joissakin yleistetyissä alkuainehiukkasteorioissa, kuten Grand Unified Theory tai merkkijonoteoria.

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

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

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

Tämä väärän tyhjiön omaava alue laajenee, kunnes f = f 0:n uuden vaiheen nousevat ja sulautuvat kuplat täyttävät koko universumin ja siten päättävät inflaation luonnollisella tavalla. Tyhjiön potentiaalienergia muuttuu uusien hiukkasten ja säteilyn liike-energiaksi, ja maailmankaikkeus jatkaa kehittymistä edellä kuvatun alkuräjähdyksen mallin mukaisesti.

Testattavissa olevat ennusteet?

On aina mukavaa saada ennusteita teoriasta, joka voidaan testata suoraan, ja inflaatioteorialla on ennusteita kosmisessa mikroaaltosäteilyssä heijastuvista tiheyshäiriöistä. Inflaatiokupla koostuu kiihtyvästä laajenevasta tyhjiöstä. Tässä kiihtyvässä tyhjiössä skalaarikentän lämpötilahäiriöt ovat hyvin pieniä ja suunnilleen samat kaikilla asteikoilla, joten voidaan sanoa, että häiriöillä on Gaussin jakauma. Tämä ennuste on yhdenmukainen nykyisten havaintotietojen kanssa, ja sitä testataan entistä luotettavammin tulevissa CMB-kokeissa.

Eli onko kaikki ongelmat ratkaistu?

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

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

Mitä tekemistä merkkijonoteorialla on sen kanssa?

Yksi tekijä, joka vaikeuttaa suuresti merkkijonokosmologian ymmärtämistä, on merkkijonoteorioiden ymmärtäminen. Kieleteoriat ja jopa M-teoria ovat vain rajoittavia tapauksia jollekin suuremmalle, perustavanlaatuisemmalle teorialle.
Kuten jo todettiin, merkkijonokosmologia kysyy useita tärkeitä kysymyksiä:
1. Voiko merkkijonoteoria tehdä ennusteita alkuräjähdyksen fysiikasta?
2. Mitä ylimääräisille mitoille tapahtuu?
3. Onko merkkijonoteoriassa inflaatiota?
4. Mitä merkkijonoteoria voi kertoa kvanttigravitaatiosta ja kosmologiasta?

Matalaenergiamerkkijonokosmologia

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

Kieleteoriat vaativat supersymmetriaa, joten periaatteessa se olisi mukavaa, jos neutralinoja löydetään ja käy ilmi, että niistä on tehty pimeä aine. Mutta jos supersymmetriaa ei rikota, niin fermionit ja bosonit ovat identtisiä keskenään, eikä näin ole meidän maailmassamme. Kaikkien supersymmetristen teorioiden todella hankala osa on se, miten supersymmetria voidaan rikkoa menettämättä kaikkia sen tarjoamia etuja.

Yksi syy siihen, miksi jousi- ja alkefyysikot rakastavat supersymmetrisiä teorioita, on se, että supersymmetriset teoriat tuottavat nollaa tyhjiöenergiaa, koska fermion ja bosoninen tyhjiö kumoavat toisensa. Ja jos supersymmetria rikkoutuu, niin bosonit ja fermionit eivät ole enää identtisiä toistensa kanssa, eikä tällaista keskinäistä kumoamista enää tapahdu.

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

Kosmologia ja lisämitat

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

Korjauskertoimella on kuitenkin korjauskerroin: supermerkkijono kaksinaisuus, joka tunnetaan nimellä T-kaksoisuus. Jos avaruusulottuvuus puristetaan ympyrään, jonka säde on R, tuloksena oleva merkkijonoteoria osoittautuu vastaavaksi toista merkkijonoteoriaa, jonka avaruusulottuvuus on kutistettu ympyrään, jonka säde on L st 2 /R, missä L st on merkkijonon pituus mittakaavassa. Monissa näistä teorioista, kun ylimääräisen ulottuvuuden säde täyttää ehdon R = L st, merkkijonoteoria saa lisäsymmetriaa joidenkin massiivisten hiukkasten muuttuessa massattomaksi. Sitä kutsutaan itsenäinen kaksoispiste ja se on tärkeä monista muista syistä.

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

Inflaatio vai jättiläisbreenien törmäys?

Mitä merkkijonoteoria ennustaa tyhjiöenergian ja paineen lähteestä, joka tarvitaan aiheuttamaan kiihtynyt laajeneminen inflaatiojakson aikana? Skalaarikentät, jotka voisivat aiheuttaa universumin inflaatiolaajenemisen Grand Unified Theory -asteikoilla, voivat olla mukana prosessissa, jossa symmetria murtuu asteikoissa, jotka ovat hieman sähköheikon yläpuolella, määrittävät mittakenttien kytkentävakiot ja ehkä jopa niiden kautta alipaineenergian saamiseen. kosmologinen vakio. Säiteteorioissa on rakennuspalikoita supersymmetrian rikkoutuvien ja inflaatioiden mallien rakentamiseen, mutta kaikki nämä rakennuspalikat on koottava yhteen, jotta ne toimivat yhdessä, minkä sanotaan edelleen olevan työn alla.

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

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

Tämä oletus on melko uusi, joten katsotaan kestääkö se tiukempaa testausta.

Kiihtyvyys ongelma

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

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

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

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

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

Jotkut viimeaikaiset yritykset tämän ongelman ratkaisemiseksi ovat käsittäneet kvanttigeometrian ja valonnopeuden muuttamisen. Mutta nämä teoriat ovat edelleen kehitteillä. Useimmat asiantuntijat ovat kuitenkin yhtä mieltä siitä, että kaikki voidaan ratkaista ilman tällaisia ​​radikaaleja toimenpiteitä.