Mitul începutului timpului Gabriel Veneziano
Conform teoriei corzilor, Big Bang-ul nu a fost începutul formării Universului, ci doar o consecință a stării sale anterioare.
A fost Big Bang-ul începutul timpului sau a existat Universul înainte de el? Acum zece ani, o astfel de întrebare părea ridicolă. Cosmologii nu au văzut mai mult sens să se gândească la ceea ce s-a întâmplat înainte de Big Bang decât să caute o cale spre nord de la Polul Nord. Dar dezvoltarea fizicii teoretice și, în special, apariția teoriei corzilor i-au forțat pe oamenii de știință să se gândească din nou la epoca preprimară.
Întrebarea începutului a ocupat filozofii și teologii din cele mai vechi timpuri. Este împletită cu multe probleme fundamentale, reflectate în celebrul tablou de Paul Gauguin „D”ou venons-nous? Ce suntem noi? Ou allons-nous?" ("De unde venim? Cine suntem? Unde mergem?"). Pânza descrie ciclul etern: naștere, viață și moarte - originea, identificarea și scopul fiecărui individ. Încercarea pentru a ne înțelege originile, ne urmărim strămoșii din generațiile trecute, formele timpurii de viață și proto-viață, elemente chimice care au apărut în tânărul Univers și, în cele din urmă, până la energia amorfa care a umplut cândva spațiul. Arborele nostru genealogic întoarce-te la infinit sau spațiul nu este la fel de etern precum Și noi?
| RECENZIE: COSMOLOGIE ȘIRURI
|
Chiar și grecii antici s-au certat cu înverșunare despre originea timpului. Aristotel a respins ideea existenței unui anumit început, explicând acest lucru prin faptul că nimic nu iese din nimic. Și din moment ce Universul nu a putut apărea din neant, înseamnă că a existat întotdeauna. Astfel, timpul trebuie să se extindă la nesfârșit în trecut și în viitor. Teologii creștini au apărat punctul de vedere opus. Astfel, Sfântul Augustin a susținut că Dumnezeu există în afara spațiului și timpului și le poate crea în același mod ca și alte aspecte ale lumii noastre. La întrebarea „Ce a făcut Dumnezeu înainte de a crea lumea?” celebrul teolog a răspuns: „Timpul însuși face parte din creația lui Dumnezeu, pur și simplu nu a existat înainte!”
Cosmologii moderni au ajuns la o concluzie similară bazată pe teoria relativității generale a lui Einstein, conform căreia spațiul și timpul sunt entități moi, maleabile. La scară universală, spațiul este de natură dinamică: în timp se extinde sau se contractă, purtând cu el materia. În anii 1920 Astronomii au confirmat că Universul nostru se extinde în prezent: galaxiile se îndepărtează unele de altele. De aici rezultă că timpul nu se poate extinde la nesfârșit în trecut - înapoi în anii 1960. acest lucru a fost dovedit de Steven Hawking și Roger Penrose. Dacă privim istoria cosmică în ordine inversă, vom vedea cum toate galaxiile par să cadă într-o gaură neagră și sunt comprimate într-un singur punct infinitezimal - o singularitate. În acest caz, densitatea materiei, temperatura ei și curbura spațiului-timp se transformă la infinit. La singularitate, descendența noastră cosmică se termină și nu se poate extinde mai departe în trecut.
Coincidență ciudată
Singularitatea inevitabilă pune o problemă cosmologică serioasă. În special, nu se potrivește bine cu gradul ridicat de omogenitate și izotropie care caracterizează Universul la scară globală. Deoarece spațiul în sensul larg al cuvântului a devenit același peste tot, înseamnă că a existat un fel de conexiune între regiunile îndepărtate ale spațiului care i-au coordonat proprietățile. Totuși, acest lucru contrazice vechea paradigmă cosmologică.
Să ne uităm la ce s-a întâmplat în cele 13,7 miliarde de ani care au trecut de la originea radiației cosmice de fond cu microunde. Datorită expansiunii Universului, distanța dintre galaxii a crescut de 10 mii de ori, în timp ce raza Universului observabil a crescut semnificativ mai mult - de aproximativ 1 milion de ori (deoarece viteza luminii depășește viteza de expansiune). Astăzi vedem zone ale Universului pe care nu le-am putut vedea acum 13,7 miliarde de ani. Pentru prima dată în istoria cosmică, lumina din cele mai îndepărtate galaxii a ajuns în Calea Lactee.
Cu toate acestea, proprietățile Căii Lactee sunt în esență aceleași cu cele ale galaxiilor îndepărtate. Dacă întâlnești două persoane îmbrăcate identic la o petrecere, se poate explica printr-o simplă coincidență. Totuși, dacă sunt zece persoane în ținute similare, înseamnă că s-au convenit în prealabil asupra formei îmbrăcămintei. Astăzi observăm zeci de mii de secțiuni independente ale sferei cerești cu caracteristici identice statistic ale fundalului relictei. Poate că astfel de zone de spațiu erau deja aceleași la naștere, adică. Omogenitatea Universului este o simplă coincidență. Cu toate acestea, fizicienii au venit cu două explicații mai plauzibile: în primele etape ale dezvoltării sale, Universul era fie mult mai mic, fie mult mai vechi decât se credea anterior.
Cel mai adesea, se acordă preferință primei alternative. Se crede că tânărul Univers a trecut printr-o perioadă de inflație, adică. accelerarea expansiunii. Înaintea lui, galaxiile (mai precis, progenitorii lor) erau foarte dens împachetate și, prin urmare, au devenit asemănătoare între ele. În timpul inflației, au pierdut contactul deoarece lumina nu a putut ține pasul cu expansiunea frenetică. Când inflația s-a încheiat, expansiunea a început să încetinească și galaxiile au revenit la vedere una de cealaltă.
Fizicienii cred că vinovatul creșterii rapide a inflației este energia potențială acumulată la 10-35 s după Big Bang într-un câmp cuantic special - inflatonul. Energia potențială i, spre deosebire de masa în repaus și energia cinetică i, duce la repulsie gravitațională. Gravitația materiei obișnuite ar încetini expansiunea, iar inflatonul, dimpotrivă, ar accelera-o. Teoria inflației, care a apărut în 1981, explică cu acuratețe rezultatele unui număr de observații (vezi raportul special „Patru chei pentru cosmologie”, „În lumea științei”, nr. 5, 2004). Cu toate acestea, încă nu este clar ce a fost inflatonul și de unde a obținut atâta energie potențială.
A doua alternativă presupune respingerea singularității. Dacă timpul nu ar fi început în momentul Big Bang, iar Universul a apărut cu mult înainte de a începe expansiunea cosmică actuală, atunci materia ar fi avut suficient timp pentru a se organiza fără probleme. Prin urmare, oamenii de știință au decis să reconsidere raționamentul care a condus la ideea de singularitate.
| DOUĂ VERSIUNI ALE ÎNCEPUTULUI |
| În Universul nostru în expansiune, galaxiile se împrăștie ca o mulțime care se împrăștie. Se îndepărtează unele de altele cu o viteză proporțională cu distanța dintre ele: galaxiile separate de 500 de milioane de ani lumină se îndepărtează de două ori mai repede decât galaxiile separate de 250 de milioane de ani lumină. Astfel, toate galaxiile pe care le-am observat trebuie să fi pornit simultan din același loc în momentul Big Bang-ului. Acest lucru este adevărat chiar dacă expansiunea cosmică trece prin perioade de accelerare și decelerare. În diagramele spațiu-timp (vezi mai jos), galaxiile se deplasează pe căi întortocheate în și în afara părții observabile a spațiului (pană galbenă). Cu toate acestea, încă nu se știe exact ce s-a întâmplat în momentul în care galaxiile (sau predecesorii lor) au început să se despartă. |
Presupunerea că teoria relativității este întotdeauna valabilă pare foarte îndoielnică. La urma urmei, nu ia în considerare efectele cuantice care ar fi trebuit să domine lângă singularitate. Pentru a înțelege în sfârșit totul, trebuie să includeți teoria generală a relativității în teoria cuantică a gravitației. Teoreticienii s-au luptat cu această problemă încă de pe vremea lui Einstein, dar abia la mijlocul anilor 1980. chestiunea a decolat.
Evoluția revoluției
Două abordări sunt luate în considerare astăzi. În teoria gravitației cuantice în buclă, teoria relativității rămâne în esență intactă, doar se modifică procedura de aplicare a acesteia în mecanica cuantică (vezi articolul lui Lee Smolin „Atomii spațiului și timpului”, „În lumea științei”, nr. 4 , 2004). În ultimii ani, susținătorii gravitației cuantice în buclă au făcut pași mari și au obținut o mare înțelegere, dar abordarea lor nu este suficient de radicală pentru a rezolva problemele fundamentale ale cuantizării gravitației. Teoreticienii particulelor elementare s-au confruntat cu o problemă similară. În 1934, Enrico Fermi a propus o teorie eficientă a forței nucleare slabe, dar încercările de a construi o versiune cuantică a acesteia au eșuat inițial. Ceea ce a fost nevoie nu era o nouă tehnică, ci o schimbare conceptuală, care a fost întruchipată în teoria forței electroslabe propusă de Sheldon Glashow, Steven Weinberg și Abdus Salam la sfârșitul anilor 1960.
A doua abordare mi se pare mai promițătoare - teoria corzilor, o modificare cu adevărat revoluționară a teoriei lui Einstein. A apărut dintr-un model pe care l-am propus în 1968 pentru a descrie particulele nucleare (protoni și neutroni) și interacțiunile lor. Din păcate, modelul nu a avut succes în totalitate, iar după câțiva ani a fost abandonat, preferând cromodinamica cuantică, conform căreia protonii și neutronii constau din quarci. Aceștia din urmă se comportă ca și cum ar fi legați de șiruri elastice. Inițial, teoria corzilor a fost dedicată descrierii proprietăților șirurilor din lumea nucleară. Cu toate acestea, în curând a început să fie considerată o posibilă opțiune pentru combinarea teoriei generale a relativității și a mecanicii cuantice.
Ideea de bază este că particulele elementare nu sunt particule punctiforme, ci obiecte unidimensionale infinit de subțiri numite șiruri. Vasta familie de particule elementare diverse este reflectată de numeroasele moduri posibile de vibrație ale coardei. Cum descrie o teorie atât de simplă lumea complexă a particulelor și interacțiunile lor? Secretul constă în așa-numitele șiruri magice și cuantice. Odată ce regulile mecanicii cuantice sunt aplicate unui șir vibrant de-a lungul căruia vibrațiile se propagă cu viteza luminii, aceasta dezvoltă noi proprietăți care sunt strâns legate de fizica particulelor și cosmologia.
În primul rând, șirurile cuantice au o dimensiune finită. O coardă obișnuită (non-cuantică) de vioară putea fi tăiată în jumătate, apoi una dintre jumătăți putea fi ruptă din nou în două și așa mai departe, până când s-a obținut o particulă punctiformă cu masă zero. Cu toate acestea, principiul incertitudinii Heisenberg nu ne permite să împărțim șirul în părți mai mici de aproximativ 10-34 m lungime.Cea mai mică cuantă de lungime se notează ls și este o constantă naturală, care în teoria corzilor este la egalitate cu viteza de lumina c și constanta lui Planck h.
În al doilea rând, chiar și șirurile cuantice fără masă pot avea moment unghiular. În fizica clasică, un corp cu masă zero nu poate avea moment unghiular, deoarece este definit ca produsul dintre viteză, masă și distanță față de axă. Dar fluctuațiile cuantice schimbă situația. Momentul unghiular al unui șir mic poate ajunge la 2h chiar dacă masa sa este zero, ceea ce se potrivește exact cu proprietățile purtătorilor tuturor forțelor fundamentale cunoscute, cum ar fi fotonul și gravitonul. Din punct de vedere istoric, această caracteristică a momentului unghiular a atras atenția asupra teoriei corzilor ca teorie candidată a gravitației cuantice.
În al treilea rând, șirurile cuantice necesită existența unor dimensiuni spațiale suplimentare. O coardă de vioară clasică va vibra indiferent de proprietățile spațiului și timpului. Un șir cuantic este mai captivant: ecuațiile care descriu oscilațiile sale rămân consistente doar dacă spațiu-timp este foarte curbat (ceea ce contrazice observațiile) sau conține șase dimensiuni suplimentare.
În al patrulea rând, constantele fizice care determină proprietățile naturii și sunt incluse în ecuațiile care reflectă legea lui Coulomb și legea gravitației universale încetează să mai fie constante independente, fixe. În teoria corzilor, valorile lor sunt stabilite dinamic de câmpuri similare câmpurilor electromagnetice. Poate că puterile câmpului nu au fost aceleași în diferite ere cosmologice sau în regiuni îndepărtate ale spațiului. Teoria corzilor va primi o confirmare experimentală serioasă dacă oamenii de știință reușesc să înregistreze chiar și o ușoară modificare a constantelor fizice.
Un astfel de câmp, dilatonul, ocupă un loc central în teoria corzilor. Ea determină puterea generală a tuturor interacțiunilor. Mărimea dilatonului poate fi interpretată ca dimensiunea unei dimensiuni spațiale suplimentare - a 11-a la rând.
| TEORIA CORZILOR |
| Teoria corzilor este cea mai promițătoare (deși nu singura) teorie care încearcă să descrie ceea ce s-a întâmplat la Big Bang. Corzile sunt obiecte materiale la fel ca corzile unei viori. Când un violonist își mișcă degetele de-a lungul tablei de sunet a instrumentului, el reduce lungimea coardelor și provoacă o creștere a frecvenței vibrațiilor și, prin urmare, a energiei acestora și. Dacă șirul este scurtat la dimensiuni subatomice, efectele cuantice încep să opereze, prevenind o reducere suplimentară a lungimii.
Un șir subatomic nu poate doar să se miște ca întreg sau să oscileze, ci și să se îndoiască ca un arc. Să presupunem că spațiul este cilindric. Dacă circumferința este mai mare decât lungimea minimă admisă a coardei, creșterea vitezei de mișcare necesită o creștere mică de energie, iar fiecare tură necesită una mare. Cu toate acestea, dacă cercul este mai scurt decât lungimea minimă, se consumă mai puțină energie pe viraj suplimentar decât pe creșterea vitezei. Prin urmare, energia efectivă totală I rămâne neschimbată. Un șir nu poate fi mai scurt decât un cuantum de lungime, așa că materia, în principiu, nu poate fi infinit de densă.
|
Legarea capetelor libere
În cele din urmă, șirurile cuantice i-au ajutat pe fizicieni să descopere un nou tip de simetrie naturală — dualismul — care ne schimbă înțelegerea intuitivă a ceea ce se întâmplă atunci când obiectele devin extrem de mici. M-am referit deja la o formă de dualism: de obicei, un șir lung este mai greu decât unul scurt, dar dacă încercăm să îl facem mai scurt decât lungimea fundamentală ls, începe să devină din nou mai greu.
Deoarece șirurile se pot mișca în moduri mai complexe decât particulele punctiforme, există o altă formă de simetrie numită dualism T, care afirmă că dimensiunile suplimentare mici și mari sunt echivalente. Luați în considerare un șir închis (buclă) situat într-un spațiu cilindric, a cărui secțiune circulară reprezintă o dimensiune suplimentară finită. Coarda nu poate doar să vibreze, ci și să se rotească în jurul cilindrului sau să se înfășoare în jurul lui (vezi figura de mai sus).
Costul energetic al ambelor stări ale șirului depinde de mărimea dimensiunii suplimentare. Energia înfăşurării este direct proporţională cu raza sa: cu cât cilindrul este mai mare, cu atât sfoara se întinde mai mult şi cu atât mai multă energie înmagazinează. Pe de altă parte, energia asociată cu rotația este invers proporțională cu raza: cilindrii cu rază mai mare corespund undelor mai lungi și, prin urmare, frecvențe mai mici și valori energetice mai mici. Dacă un cilindru mare este înlocuit cu unul mic, cele două stări de mișcare pot schimba roluri: energia asociată rotației poate fi furnizată prin înfășurare și invers. Un observator extern observă doar mărimea energiei și, nu originea ei, de aceea pentru el razele majore și minore sunt echivalente fizic.
Deși dualismul T este de obicei descris în termeni de spații cilindrice în care una dintre dimensiuni (cercul) este finită, o variantă a acestuia se aplică celor trei dimensiuni obișnuite, care par să se extindă la infinit. Trebuie să vorbim cu prudență despre expansiunea spațiului infinit. Dimensiunea sa totală nu se poate schimba și rămâne infinită. Dar este încă capabil să se extindă în sensul că corpurile situate în ea (de exemplu, galaxiile) se pot îndepărta unele de altele. În acest caz, ceea ce contează nu este dimensiunea spațiului în ansamblu, ci factorul său de scară, conform căruia distanțele dintre galaxii și clusterele lor se modifică, sesizabil prin deplasarea la roșu. Conform principiului dualismului T, universurile cu factori atât la scară mică, cât și la scară mare sunt echivalente. Nu există o astfel de simetrie în ecuațiile lui Einstein; este o consecință a unificării conținute în teoria corzilor, dilatonul jucând aici un rol central.
A existat odată o părere că dualismul T este inerent numai corzilor închise, deoarece corzile deschise nu pot fi înfășurate, deoarece capetele lor sunt libere. În 1995, Joseph Polchinski de la Universitatea din California, Santa Barbara, a arătat că principiul dualismului T se aplică șirurilor deschise atunci când trecerea de la raze mari la mici este însoțită de o schimbare a condițiilor la capetele șirului. Înainte de aceasta, fizicienii credeau că nicio forță nu acționează asupra capetelor șirurilor și că acestea sunt absolut libere. În același timp, dualismul T este asigurat de așa-numitele condiții la limită Dirichlet, în care sunt fixate capetele corzilor.
Condițiile de la limita șirului pot fi amestecate. De exemplu, electronii se pot dovedi a fi șiruri ale căror capete sunt fixate în șapte dimensiuni spațiale, dar se mișcă liber în celelalte trei, formând un subspațiu cunoscut sub numele de membrană Dirichlet sau membrană D. În 1996, Petr Horava de la Universitatea din California și Edward Witten de la Institutul de Studii Avansate din Princeton, New Jersey, au sugerat că Universul nostru este situat doar pe o astfel de membrană (vezi articolele „Informații în universul holografic”, „În lumea științei”, nr. 11, 2003 și „Cine a încălcat legea gravitației?”, „În lumea științei”, nr. 5, 2004). Incapacitatea noastră de a percepe întreaga splendoare 10-dimensională a spațiului se datorează mobilității limitate a electronilor și a altor particule.
| SCENARIUL PRE-EXPLOZIE | ||||||||||||
 Prima încercare de a aplica teoria corzilor la cosmologie a fost dezvoltarea așa-numitului scenariu pre-explozie, conform căruia Big Bang-ul nu a fost momentul originii Universului, ci pur și simplu o etapă de tranziție. Înainte de ea, expansiunea a accelerat, iar după aceasta, a încetinit (cel puțin la început). Calea galaxiei prin spațiu-timp (dreapta) are forma unui pahar.
|
||||||||||||
Îmblanzirea Infinitului
Toate proprietățile magice ale șirurilor cuantice indică faptul că urăsc infinitul. Șirurile nu se pot micșora până la un punct infinitezimal și, prin urmare, nu sunt supuse paradoxurilor asociate colapsului. Diferența dintre mărimea lor față de zero și noile tipuri de simetrie stabilesc limite superioare pentru cantitățile fizice crescătoare și limite inferioare pentru cele descrescătoare. Teoreticienii corzilor cred că dacă reluăm istoria universului, curbura spațiu-timpului va crește. Cu toate acestea, nu va deveni infinit, ca în singularitatea tradițională Big Bang: la un moment dat valoarea sa va atinge un maxim și va începe din nou să scadă. Înainte de teoria corzilor, fizicienii au încercat cu disperare să vină cu un mecanism care ar putea elimina singularitatea atât de curat.
 |
|
| Atrase una de cealaltă, două membrane aproape goale sunt comprimate într-o direcție perpendiculară pe direcția de mișcare. | Membranele se ciocnesc și energia lor cinetică este transformată în materie și radiații. Această coliziune este Big Bang. |
 |
|
Condițiile apropiate de timpul zero, care corespunde începutului Big Bang-ului, sunt atât de extreme încât nimeni nu știe încă cum să rezolve ecuațiile corespunzătoare. Cu toate acestea, teoreticienii corzilor își iau libertatea de a specula despre cum era Universul înainte de Big Bang. În prezent sunt în uz două modele.
Primul dintre acestea, cunoscut sub numele de scenariul pre-explozie, l-am început în 1991. Combină principiul dualismului T cu simetria mai cunoscută a inversării timpului, prin care ecuațiile fizice funcționează la fel de bine indiferent de direcția timpului. Această combinație ne permite să vorbim despre noi versiuni posibile ale cosmologiei, în care Universul, să zicem, cu 5 s înainte de Big Bang s-a extins cu aceeași viteză cu 5 s după acesta. Cu toate acestea, schimbarea ratei de expansiune în aceste momente s-a produs în direcții opuse: dacă după Big Bang expansiunea a încetinit, atunci înainte de ea a accelerat. Pe scurt, Big Bang-ul poate să nu fi fost momentul în care a început universul, ci pur și simplu o tranziție bruscă de la accelerare la decelerare.
Frumusețea acestei imagini este că implică automat o înțelegere mai profundă a teoriei inflației: Universul trebuie să fi trecut printr-o perioadă de accelerare pentru a deveni atât de omogen și izotrop. În teoria standard, accelerația după Big Bang are loc sub influența inflatonului introdus special în acest scop. În scenariul pre-explozie, aceasta are loc înainte de explozie, ca o consecință naturală a noilor tipuri de simetrii în teoria corzilor.
Conform acestui model, Universul înainte de Big Bang era o imagine în oglindă aproape perfectă a lui însuși după el (vezi figura de mai sus). Dacă Universul se grăbește nemărginit în viitor, în care conținutul său este lichefiat într-o pulpă slabă, atunci se extinde fără margini și în trecut. Pentru o perioadă infinită de timp, a fost aproape gol: a fost umplut doar cu un gaz incredibil de rarefiat, haotic de radiații și materie. Forțele naturii controlate de dilaton au fost atât de slabe încât particulele acestui gaz practic nu au interacționat între ele.
Dar timpul a trecut, forțele au crescut și au împins problema. Materia acumulată aleatoriu în unele zone ale spațiului. Acolo, densitatea sa a devenit în cele din urmă atât de mare încât găurile negre au început să se formeze. Materia din interiorul unor astfel de zone s-a dovedit a fi îndepărtată de spațiul înconjurător, adică. Universul se făcea în părți separate.
În interiorul unei găuri negre, spațiul și timpul își schimbă rolurile: centrul său nu este un punct în spațiu, ci un moment în timp. Materia care cade într-o gaură neagră devine din ce în ce mai densă pe măsură ce se apropie de centru. Dar, după ce s-au atins valorile maxime permise de teoria corzilor, densitatea, temperatura și curbura spațiului-timp încep brusc să scadă. Momentul unei astfel de inversări este ceea ce numim Big Bang. Interiorul uneia dintre găurile negre descrise a devenit Universul nostru.
Nu este de mirare că un astfel de scenariu neobișnuit a provocat multe controverse. Astfel, Andrei Linde de la Universitatea Stanford susține că, pentru ca un astfel de model să fie în concordanță cu observațiile, Universul trebuie să fi apărut dintr-o gaură neagră de dimensiuni gigantice, mult mai mare decât scara lungimii din teoria corzilor. Dar ecuațiile noastre nu impun nicio restricție cu privire la dimensiunea găurilor negre. Tocmai s-a întâmplat că Universul s-a format într-o gaură destul de mare.
O obiecție mai serioasă vine de la Thibault Damour de la Institutul de Cercetare Științifică Superioară din Bourg-sur-Yves în Franța și Marc Henneaux de la Universitatea Liberă din Bruxelles: materia și spațiu-timp aproape de momentul Big Bang ar fi trebuit să se comporte haotic, ceea ce contrazice cu siguranță regularitatea observată a Universului timpuriu. Am propus recent că un astfel de haos ar putea produce un gaz dens de „găuri pentru șir” în miniatură - șiruri extrem de mici și masive pe punctul de a deveni găuri negre. Aceasta poate fi cheia pentru rezolvarea problemei descrise de Damour și Annaud. O sugestie similară a fost făcută de Thomas Banks de la Rutgers și Willy Fischler de la Universitatea din Texas din Austin. Există și alte considerații critice, dar rămâne de văzut dacă ele dezvăluie vreo defecte fundamentale în modelul descris.
| OBSERVAȚII | ||
 |
Ciocnirea membranei
Un alt model popular care implică existența Universului înainte de Big Bang este scenariul ekpyrotic (din grecescul ekpyrotic - „vin din foc”), dezvoltat în urmă cu trei ani de Justin Khoury de la Universitatea Columbia și Paul Steinhardt de la Universitatea Princeton, Burt A. Ovrut de la Universitatea din Pennsylvania, Nathan Seiberg de la Institutul pentru Studii Avansate și Neil Turok de la Universitatea din Cambridge. Se bazează pe presupunerea că Universul nostru este una dintre multele membrane D care plutesc în spațiul multidimensional. Membranele sunt atrase unele de altele, iar atunci când se ciocnesc, pot crea ceea ce numim Big Bang (vezi figura de mai sus).
Este posibil ca coliziunile să apară ciclic. Două membrane se pot ciocni, se pot ciocni una de cealaltă, se pot depărta, pot fi atrase una de cealaltă, se pot ciocni din nou și așa mai departe. Divergând după impact, se întind puțin, iar când se apropie din nou unul de celălalt, se comprimă din nou. Când direcția de mișcare a membranei este inversată, aceasta se extinde cu accelerație, astfel încât expansiunea accelerată observată a Universului poate indica o coliziune iminentă.
Scenariile pre-explozive și ecpirotice au caracteristici comune. Amândoi încep cu un univers mare, rece, aproape gol, și ambii au problema dificilă (și încă nerezolvată) de a trece de la înainte de Big Bang la după acesta. Din punct de vedere matematic, principala diferență dintre cele două modele este comportamentul dilatonului. În scenariul pre-explozie, acest câmp și, în consecință, toate forțele naturii sunt inițial foarte slabe și treptat se întăresc, atingând un maxim în momentul Big Bang-ului. Pentru modelul ekpirotic, opusul este adevărat: o coliziune are loc atunci când forțele sunt minime.
Dezvoltatorii schemei ekpyrotice au sperat inițial că slăbiciunea forțelor va facilita analiza coliziunii, dar trebuie să se ocupe de curbura mare a spațiu-timpului, așa că nu este încă clar dacă vor putea evita singularitatea. Mai mult, acest scenariu trebuie să apară în circumstanțe foarte specifice. De exemplu, chiar înainte de ciocnire, membranele trebuie să fie aproape perfect paralele între ele, altfel Big Bangul rezultat nu va fi suficient de omogen. În versiunea ciclică, această problemă nu este atât de acută: impacturile succesive ar permite membranelor să se alinieze.
Lăsând deoparte deocamdată dificultățile de a fundamenta matematic pe deplin ambele modele, oamenii de știință trebuie să își dea seama dacă vor putea fi vreodată testate experimental. La prima vedere, scenariile descrise sunt foarte asemănătoare cu exercițiile nu de fizică, ci de metafizică: o mulțime de idei interesante care nu pot fi niciodată confirmate sau infirmate de rezultatele observaționale. Acest punct de vedere este prea pesimist. Atât etapa de inflație, cât și epoca pre-explozie ar fi trebuit să lase în urmă artefacte care pot fi văzute și astăzi, de exemplu, în mici variații ale temperaturii radiației cosmice de fond cu microunde.
În primul rând, observațiile arată că abaterile de temperatură au fost formate de unde acustice pe parcursul a câteva sute de mii de ani. Regularitatea fluctuațiilor indică coerența undelor sonore. Cosmologii au respins deja o serie de modele cosmologice care nu pot explica sincronicitatea undelor. Scenariile de inflație, pre-Big Bang și coliziuni cu membrane trec acest prim test. În ele, undele în fază sunt create de procese cuantice care s-au intensificat în timpul expansiunii cosmice accelerate.
În al doilea rând, fiecare model prezice o distribuție diferită a fluctuațiilor de temperatură în funcție de dimensiunea unghiulară a acestora. S-a dovedit că fluctuațiile mari și mici au aceeași amplitudine. (Abaterile de la această regulă se observă doar la scară foarte mică, în care abaterile inițiale s-au modificat sub influența proceselor ulterioare.) Modelele inflaționiste reproduc această distribuție cu mare acuratețe. În timpul inflației, curbura spațiului s-a schimbat relativ lent, astfel încât fluctuații de dimensiuni diferite au apărut în condiții aproape identice. Conform ambelor modele de corzi, curbura sa schimbat rapid. Ca urmare, amplitudinea fluctuațiilor la scară mică a crescut, dar alte procese au amplificat abaterile de temperatură la scară mare, nivelând distribuția generală. În scenariul ecpirotic, acest lucru este facilitat de o dimensiune spațială suplimentară care separă membranele care se ciocnesc. În schema de pre-explozie, axionul, un câmp cuantic asociat cu dilatonul, este responsabil pentru nivelarea distribuției fluctuațiilor. Pe scurt, toate cele trei modele sunt în concordanță cu rezultatele observate.
În al treilea rând, în Universul timpuriu, variațiile de temperatură ar putea apărea din cauza fluctuațiilor densității materiei și din cauza fluctuațiilor slabe cauzate de undele gravitaționale. În inflație, ambele cauze sunt la fel de importante, iar în scenariile șir, variațiile densității joacă un rol major. Undele gravitaționale ar fi trebuit să-și lase amprenta asupra polarizării radiației cosmice de fond cu microunde. Este posibil să fie detectat în viitor folosind observatoare spațiale precum satelitul Planck al Agenției Spațiale Europene.
A patra verificare este legată de distribuția fluctuațiilor. În scenariile inflaționiste și ekpirotice, este descrisă de legea lui Gauss. În același timp, modelul pre-explozie permite abateri semnificative de la distribuția normală.
Analiza radiației cosmice de fond cu microunde nu este singura modalitate de a testa teoriile discutate. Scenariul pre-Big Bang presupune apariția unui fundal aleatoriu de unde gravitaționale într-un anumit interval de frecvență, care în viitor poate fi detectat cu ajutorul observatoarelor gravitaționale. În plus, deoarece modelele de corzi variază dilatonul, care este strâns legat de câmpul electromagnetic, ambele ar trebui să prezinte fluctuații de câmp magnetic la scară mare. Este posibil ca rămășițele lor să fie găsite în câmpurile magnetice galactice și intergalactice.
Deci, când a început timpul? Știința nu oferă încă un răspuns definitiv. Cu toate acestea, conform a două teorii potențial testabile, universul – și, prin urmare, timpul – a existat cu mult înainte de Big Bang. Dacă unul dintre aceste scenarii este adevărat, atunci spațiul a existat întotdeauna. Se poate prăbuși din nou într-o zi, dar nu va dispărea niciodată.
DESPRE AUTOR:
Gabriel Veneziano Gabriele Veneziano, un fizician teoretician la CERN, a creat teoria corzilor la sfârșitul anilor 1960. Cu toate acestea, a fost în curând recunoscut ca fiind eronat, deoarece nu a explicat toate proprietățile nucleului atomic. Prin urmare, Veneziano s-a apucat de cromodinamica cuantică, la care a adus contribuții majore. Când în anii 1980 Teoria corzilor a început să se vorbească despre o teorie a gravitației cuantice; Veneziano a fost primul care a aplicat-o găurilor negre și cosmologiei.
LITERATURA SUPLIMENTARE
Un factor care complică foarte mult înțelegerea cosmologiei corzilor este înțelegerea teoriilor corzilor. Teoriile șirurilor și chiar teoria M sunt doar cazuri limitative ale unor teorii mai mari și mai fundamentale.
După cum sa spus deja, cosmologia șirurilor pune câteva întrebări importante:
1. Poate teoria corzilor să facă predicții despre fizica Big Bang-ului?
2. Ce se întâmplă cu dimensiunile suplimentare?
3. Există inflație în teoria corzilor?
4. Ce ne poate spune teoria corzilor despre gravitația cuantică și cosmologie?
Cosmologie a corzilor de energie scăzută
Cea mai mare parte a materiei din Univers este sub formă de materie întunecată necunoscută nouă. Unul dintre principalii candidați pentru rolul materiei întunecate sunt așa-numitele WIMP-uri, particule masive care interacționează slab ( WIMP - W eakly eu interacționând M pasiv P articol). Candidatul principal pentru rolul unui WIMP este candidatul din supersimetrie. Model standard supersimetric minim (MSSM, sau în transcriere în engleză MSSM - M minim S supersimetric S standard M odel) prezice existența unei particule cu spin 1/2 (fermion) numită neutralino, care este un superpartener fermionic al bosonilor gauge neutri din punct de vedere electric și al scalarilor Higgs. Neutralinos trebuie să aibă o masă mare, dar în același timp interacționează foarte slab cu alte particule. Ele pot constitui o parte semnificativă din densitatea Universului fără a emite lumină, făcându-le un bun candidat pentru materia întunecată din Univers.Teoriile corzilor necesită supersimetrie, așa că, în principiu, dacă se descoperă neutralinoși și se dovedește că din ei este făcută materia întunecată, ar fi bine. Dar dacă supersimetria nu este ruptă, atunci fermionii și bosonii sunt egali unul cu celălalt, iar acest lucru nu este cazul în lumea noastră. Partea cu adevărat complicată a tuturor teoriilor supersimetrice este cum să rupi supersimetria fără a pierde toate beneficiile pe care le oferă.
Unul dintre motivele pentru care fizicienii și fizicienii elementare iubesc teoriile supersimetrice este că teoriile supersimetrice produc energie totală a vidului zero, deoarece fermionul și vidul bosonic se anulează reciproc. Și dacă supersimetria este întreruptă, atunci bosonii și fermionii nu mai sunt identici unul cu celălalt și o astfel de anulare reciprocă nu mai are loc.
Din observațiile unor supernove îndepărtate, rezultă cu bună acuratețe că expansiunea Universului nostru (cel puțin deocamdată) este accelerată din cauza prezenței a ceva de genul energiei de vid sau a unei constante cosmologice. Deci, indiferent de cât de ruptă este supersimetria în teoria corzilor, aceasta trebuie să ajungă la cantitatea „corectă” de energie a vidului pentru a descrie expansiunea accelerată a curentului. Și aceasta este o provocare pentru teoreticieni, deoarece până acum toate metodele de rupere a supersimetriei oferă prea multă energie de vid.
Cosmologie și dimensiuni suplimentare
Cosmologia șirurilor este foarte dezordonată și complexă, în mare parte datorită prezenței a șase (sau chiar șapte în cazul teoriei M) dimensiuni extraspațiale care sunt necesare pentru consistența cuantică a teoriei. reprezintă o provocare chiar și în cadrul teoriei corzilor în sine, iar din punctul de vedere al cosmologiei, aceste dimensiuni suplimentare evoluează în conformitate cu fizica Big Bang-ului și a ceea ce a apărut înaintea acestuia. Atunci ce împiedică dimensiunile suplimentare să se extindă și să devină la fel de mari ca cele trei dimensiuni ale noastre spațiale?Cu toate acestea, există un factor de corecție pentru factorul de corecție: dualitatea superstring cunoscută sub numele de dualitate T. Dacă dimensiunea spațiului este prăbușită la un cerc cu raza R, teoria corzilor rezultată se dovedește a fi echivalentă cu o altă teorie a șirurilor cu dimensiunea spațiului restrânsă la un cerc cu raza L st 2 /R, unde L st este lungimea șirului scară. Pentru multe dintre aceste teorii, atunci când raza dimensiunii suplimentare satisface condiția R = L st, teoria corzilor câștigă simetrie suplimentară, unele particule masive devin lipsite de masă. Se numeste punct auto-dualși este important din multe alte motive.
Această dublă simetrie conduce la o presupunere foarte interesantă despre Univers înainte de Big Bang - un astfel de Univers în șir începe cu plat, rece și foarte mic stare în loc de a fi răsucite, fierbinți și foarte mici. Acest Univers timpuriu este foarte instabil și începe să se prăbușească și să se contracte până când ajunge la un punct auto-dual, moment în care se încălzește și începe să se extindă, rezultând Universul observabil actual. Avantajul acestei teorii este că include comportamentul șirului dualității T și punctului auto-dual descris mai sus, așa că această teorie este o teorie a cosmologiei șirurilor.
Inflația sau ciocnirea branelor gigantice?
Ce prezice teoria corzilor despre sursa de energie a vidului și a presiunii necesare pentru a provoca o expansiune accelerată în timpul unei perioade inflaționiste? Câmpurile scalare care ar putea provoca expansiunea inflaționistă a Universului la scările Grand Unified Theory pot fi implicate în procesul de rupere a simetriei la scările puțin peste cele electroslăbite, determinând constantele de cuplare ale câmpurilor gauge și poate chiar prin intermediul acestora obținerea energiei de vid pt. constanta cosmologică. Teoriile șirurilor au elementele de bază pentru a construi modele cu ruperea supersimetriei și inflație, dar este necesar să punem toate aceste blocuri împreună, astfel încât să funcționeze împreună, despre care încă se spune că este un lucru în curs.Acum, unul dintre modelele alternative la inflație este modelul cu ciocnirea branelor gigantice, de asemenea cunoscut ca si Universul ecpirotic sau Bumbac mare. În acest model, totul începe cu un spațiu-timp bidimensional rece, static, care este foarte aproape de a fi complet supersimetric. Patru dimensiuni spațiale sunt limitate de pereți tridimensionali sau trei-brane, iar unul dintre acești pereți este spațiul în care trăim. A doua brană este ascunsă de percepția noastră.
Conform acestei teorii, există o altă brană cu trei, „pierdută” undeva între cele două brane limită în spațiul ambiental cu patru dimensiuni, iar când această brană se ciocnește de brana pe care trăim, energia eliberată din această ciocnire se încălzește. brana noastră și în Universul nostru Big Bang-ul începe după regulile descrise mai sus.
Această ipoteză este destul de nouă, așa că vom vedea dacă face față unor teste mai riguroase.
Problema de accelerare
Problema expansiunii accelerate a Universului este o problemă fundamentală nu numai în cadrul teoriei corzilor, ci chiar și în cadrul fizicii tradiționale a particulelor. În modelele de inflație eternă, expansiunea accelerată a Universului este nelimitată. Această expansiune nelimitată duce la o situație în care un observator ipotetic care călătorește mereu prin Univers nu va putea niciodată să vadă părți ale evenimentelor din Univers.Se numește granița dintre o regiune pe care un observator o poate vedea și una pe care nu o poate vedea orizontul evenimentelor observator. În cosmologie, un orizont de evenimente este similar cu un orizont de particule, cu excepția faptului că este mai degrabă în viitor decât în trecut.
Din punctul de vedere al filozofiei umane sau al consistenței interne a teoriei relativității a lui Einstein, problema unui orizont de evenimente cosmologic pur și simplu nu există. Ce se întâmplă dacă nu vom putea niciodată să vedem unele colțuri ale Universului nostru, chiar dacă trăim pentru totdeauna?
Dar problema orizontului de evenimente cosmologic este o problemă tehnică majoră în fizica energiei înalte datorită definiției teoriei cuantice relativiste în termenii unui set de amplitudini de împrăștiere numite S-matrice. Una dintre ipotezele fundamentale ale teoriilor relativiste cuantice și ale corzilor este că stările de intrare și de ieșire sunt infinit separate în timp și, astfel, se comportă ca stări libere, care nu interacționează.
Prezența unui orizont de evenimente implică o temperatură Hawking finită, astfel încât condițiile pentru determinarea matricei S nu mai pot fi îndeplinite. Absența unei matrici S este acea problemă matematică formală și apare nu numai în teoria corzilor, ci și în teoriile particulelor elementare.
Unele încercări recente de a rezolva această problemă au implicat geometria cuantică și schimbarea vitezei luminii. Dar aceste teorii sunt încă în dezvoltare. Cu toate acestea, majoritatea experților sunt de acord că totul poate fi rezolvat fără a recurge la măsuri atât de radicale. 1
Sunt luate în considerare soluțiile cosmologice ale ecuațiilor de mișcare pentru modurile de câmp efectiv în modelul șirului sigma al Universului. Sunt construite soluții cosmologice pentru un Univers izotrop pe o brană D. Se arată că soluția deflaționistă în metrica șirurilor coincide cu soluția Friedmann în metrica Universului în expansiune.
teoria corzilor
ecuațiile câmpului gravitațional
spatiu curbat – timp
D – brană
univers în expansiune
Soluțiile cosmologice ale lui Friedman
1. Ashtekar A., Petkov V. (ed.). Manualul Springer al spațiu-timpului. Springer-Verlag. Berlin – Heidelberg, 2014. – P. 1–839.
2. Grishkan Yu.S. Influența încălcării invarianței Lorentz asupra proceselor fizice din Universul târziu și a radiațiilor gamma cosmice dure / A.A. Petrukhin, M.Kh. Khokonov // Colecția de lucrări a celui de-al 5-lea BMS ETF-2004. – M: MEPhI, 2005. – volumul 2. – p. 68–78.
3. Ellis J.R., Mavromatos N.E. și D.V. Nanopoulos, Physical Review Letters, – 1992. – v. B 293, p. 37–42/.
4. Antoniadis I., Bachas C., Ellis J.R., D.V. Nanopoulos. Liouville înșiră dovezi. Scrisori de revizuire fizică -1988- v. B 211 – p. 393-397.
5. Grishkan Yu.S. // Culegere de lucrări ale celui de-al 6-lea BMS ETF-2005 volumul 2 - 2005, - Moscova, MEPhI - pp. 72–86.
6. John Ellis, N.E. Mavromatos și D.V. Nanopoulos. Cuplarea șirurilor accelerează expansiunea universului./ . – 2005. – P. 1–6.
7. Hriplovici I.B. Teoria generală a relativității: manual. pentru universități - ediția I, - M: Institutul de Cercetări Informatice, 2002. - P. 1–128.
8. Landau L.D., Lifshits E.M. Teoria câmpului: manual. pentru universități – ediția a IV-a. – M: Nauka, 1988. – P. 1–503.
De regulă, soluțiile cosmologice care descriu evoluția Universului sunt construite pentru câmpuri (câmp gravitațional și câmp de energie întunecată) care descriu spațiu-timp al Universului în expansiune în diferite stadii de evoluție. Cu toate acestea, recent a existat încredere că, datorită faptului că teoria câmpului, atât clasică, cât și cuantică, nu descrie unele proprietăți esențiale ale lumii macroscopice observabile și, în special, fluctuațiile cuantice.
O structură mai fundamentală decât cea de câmp este structura șirului spațiu-timp. În această teorie, șirurile iau locul câmpurilor și sunt folosite pentru a descrie atât particulele elementare, cât și fluctuațiile cuantice ale vidului.
Ecuațiile de mișcare pentru modurile de câmp efectiv în modelul sigma șir au, în consecință, forma:
unde μ, ν,.. = 0,1,2,3, G μν - metric pe șir, R μν - curbura spațiu-timp Einstein pe brană, Ф - câmp dilaton neliniar scalar, H μνρ - tensor antisimetric care descrie câmpul pseudoscalar B, constanta α' este panta Regge.
Întrebarea de a construi soluții cosmologice în acest model este complet netrivială. Dacă în câmpul modelului timpul este determinat simultan cu câmpul, atunci în modelul efectiv de șir Liouville câmpul dilaton Ф însuși, unul dintre câmpurile de fundal ale modelului, acționează ca timp. Prin urmare, este necesar să se identifice acest pseudo-timp Ф cu timpul mondial t. Într-un număr de lucrări, s-a obținut o legătură între t și Ф:
. (2)
Ca rezultat, așa cum se arată în timpul lui Einstein în Universul în expansiune, acesta este legat de timpul pe brana mondială a modelului sigma șirurilor prin relația
unde c 1,0 sunt constante pozitive.
La construirea soluțiilor ecuațiilor (1), evoluția dinamică a acestor soluții este urmărită în timpul t D - brana, pentru care sunt valabile ecuațiile (1). Orice soluție cosmologică exactă poate fi tradusă din acest moment până în momentul universului observabil Einstein nestaționar folosind formula (3). Principala dificultate în construirea cosmologiei șirurilor este dificultatea asociată cu clasificarea etapelor de evoluție dinamică a structurii șirurilor. Această problemă se datorează faptului că aparatul folosit pentru a descrie evoluția unei structuri de șir în timp conține trăsături caracteristice a două abordări diferite de a descrie micro și macrocosmos - teoria împrăștierii și teoria dinamică a evoluției în timp.
O reflectare a acestei dileme în aparatul matematic al teoriei este absența unei conexiuni dinamice funcționale între timpul de împrăștiere a particulelor pe D-brana, care este fixat în metrica șirului G ik (t) (și care descrie dinamica evoluţia lumii pe brană) cu timpul Universului în expansiune.
Ideea noastră este să construim soluții cosmologice în timpul t și apoi să le transferăm în timpul cosmologic al lumii observabile t E folosind formula (3). Dacă se obțin soluții cosmologice cunoscute semnificative din punct de vedere fizic, atunci se va putea construi o succesiune în timp a evoluției lumii pe brană, corespunzătoare evoluției modurilor colective ale modelului cosmologic string, ținând cont de fluctuațiile geometriei. a lumii.
Să facem un pas aparent paradoxal. Să construim soluții cosmologice care descriu stadiul inflației pe brană. În acest scop, să identificăm câmpul de dilaton cu timpul după formula:
unde Q este o constantă numită „sarcina centrală a branei”
Pentru comoditate, să stabilim constanta pantei Regge α’ = 1. Apoi, conform (1) și (4), ecuațiile vor lua forma:
. (5)
Vom căuta o soluție pentru câmpul B, ca în lucrare, sub forma:
unde β = const.
Să definim metrica pe brana D în a patra formă cosmologică standard
Atunci determinantul metricii poate fi reprezentat astfel:
Astfel, intensitatea câmpului pseudoscalar poate fi scrisă ca
unde E μνρσ este simbolul Levi-Civita antisimetric covariant cu 4 dimensiuni.
Urmând (6) și (11), obținem:
Acum, ecuațiile (1) care descriu evoluția lumii în timpul D-brană sunt simplificate:
(14)
Ca rezultat al calculelor, vom obține în continuare componentele tensoarelor R 00 , R ij în funcție de factorul de scară a modelului a(t) și îl vom calcula. Numărul de constante ale modelului independent poate fi redus dacă presupunem că direcția timpului pe brană nu este curbată R 00 = 0 și sarcina centrală pe brană este exprimată astfel încât soluția să aibă un caracter inflaționist:
Apoi componentele tensorului de curbură Ricci vor lua forma:
unde punctul indică derivata în timp
Să transformăm produsul intensității câmpului:
Astfel, putem scrie pe baza (17) și (18):
(19)
Vom căuta o soluție la aceste ecuații cosmologice sub forma:
unde sunt constante necunoscute.
Înlocuind aceste formule în (19), (20), obținem următoarele relații între constantele dependente ale modelului:
Apoi soluțiile cosmologice iau forma:
Soluția construită descrie compresia exponențială rapidă (deflația Universului pe D-brana). Acum este necesar să transferăm aceste soluții din timpul de pe brană în timpul Einstein al expansiunii Universului. Pentru a face acest lucru, folosim relația (3).
Să calculăm expresia factorului de scară a(t E) în Universul observabil.
Din (3), (24) rezultă
Constanta c 1 este atunci începutul timpului t E . Timpul cosmologic al lui Einstein însuși
Să introducem notația adoptată în teoria modelelor cosmologice a lui Friedmann. Să notăm momentul începerii expansiunii Universului ca t 0 = c 1 . Apoi
Din (27), (28) rezultă
Soluția (29) este soluția cosmologică a lui Friedman pentru timpul fizic t E, care descrie expansiunea Universului în stadiul de predominanță dinamică a materiei asupra materiei întunecate, i.e. stadiul de compresie rapidă („deflația” branei D) corespunde, pentru un observator asociat cu materia care formează lumea în expansiune, expansiunii legii puterii a Universului conform legii lui Friedmann din Teoria generală a relativității a lui Einstein.
Soluția construită (29) ne permite să conectăm etapa finală a evoluției lumii în expansiune cu una dintre etapele evoluției dinamice a defectelor nelocale care fac parte din aceasta, descriind fluctuațiile cuantice ale metricii. Și anume, comportamentul deflaționist al metricii nestaționare D-brane corespunde expansiunii lumii externe inclusive conform legii lui Friedmann pentru materia barionică.
Link bibliografic
Grishkan Yu.S. SOLUȚIA COSMOLOGICĂ A SIRII SIGMA – MODELE ALE UNIVERSULUI ÎN ETAPA DE DOMINAȚIE A MATERIEI PENTRU RADIAȚIE // Jurnalul Internațional de Cercetare Aplicată și Fundamentală. – 2015. – Nr. 12-1. – P. 31-33;URL: https://applied-research.ru/ru/article/view?id=7809 (data acces: 15/06/2019). Vă aducem în atenție reviste apărute la editura „Academia de Științe ale Naturii”
Poate că oamenii de știință sunt mai aproape de a rezolva cel mai intrigant mister al universului: există și alte universuri în afară de al nostru?
Albert Einstein de-a lungul vieții a încercat să creeze o „teorie a tuturor” care să descrie toate legile universului. Nu a avut timp.
Astăzi, astrofizicienii sugerează că cel mai bun candidat pentru această teorie este teoria superstringurilor. Nu numai că explică procesele de expansiune ale Universului nostru, dar confirmă și existența altor universuri situate lângă noi. „Corzile cosmice” reprezintă distorsiuni ale spațiului și timpului. Ele pot fi mai mari decât Universul însuși, deși grosimea lor nu depășește dimensiunea unui nucleu atomic.
Cu toate acestea, în ciuda frumuseții și integrității sale matematice uimitoare, teoria corzilor nu a găsit încă o confirmare experimentală. Toată speranța stă în Large Hadron Collider. Oamenii de știință îl așteaptă nu numai să descopere particula Higgs, ci și câteva particule supersimetrice. Acesta va fi un sprijin serios pentru teoria corzilor și, prin urmare, pentru alte lumi. Între timp, fizicienii construiesc modele teoretice ale altor lumi.
Scriitorul de science fiction Herbert Wells a fost primul care a povestit pământenilor despre lumi paralele în 1895 în povestea sa „Ușa din zid”. 62 de ani mai târziu, absolventul Universității Princeton, Hugh Everett, și-a uimit colegii cu tema tezei sale de doctorat despre împărțirea lumilor.
Iată esența sa: fiecare moment, fiecare univers este împărțit în non-
un număr imaginabil de felul lor, iar în momentul următor fiecare dintre acești nou-născuți este împărțit exact în același mod. Și în această mulțime uriașă sunt multe lumi în care exiști. Într-o lume, în timp ce citești acest articol, călătorești cu metroul, în alta, zbori cu un avion. Într-unul ești rege, în altul ești sclav.
Impulsul pentru proliferarea lumilor sunt acțiunile noastre, a explicat Everett. De îndată ce facem o alegere – „a fi sau a nu fi”, de exemplu – cum, într-o clipită, două universuri ies dintr-unul. Trăim într-una, iar a doua este de la sine, deși suntem prezenți și acolo.
Interesant, dar... Până și părintele mecanicii cuantice, Niels Bohr, a rămas indiferent la această idee nebună.
anii 1980. Lumile lui Linde
Teoria multor lumi ar fi putut fi uitată. Dar din nou un scriitor de science fiction a venit în ajutorul oamenilor de știință. Michael Moorcock, dintr-un oarecare capriciu, a așezat toți locuitorii orașului său de basm Tanelorn în Multivers. Termenul Multivers a apărut imediat în lucrările oamenilor de știință serioși.
Cert este că în anii 1980, mulți fizicieni se convinseseră deja că ideea universurilor paralele ar putea deveni una dintre pietrele de temelie ale unei noi paradigme în știința structurii universului. Principalul susținător al acestei frumoase idei a fost Andrei Linde, fost angajat al Institutului de Fizică. Academia de Științe Lebedev, iar acum profesor de fizică la Universitatea Stanford.
Linde își bazează raționamentul pe baza modelului Big Bang, în urma căruia a apărut o bulă cu expansiune fulgerătoare - embrionul Universului nostru. Dar dacă un ou cosmic s-a dovedit a fi capabil să dea naștere Universului, atunci de ce nu ne putem asuma posibilitatea existenței altor ouă similare? Punând această întrebare, Linde a construit un model în care universurile inflaționiste apar continuu, înflorind de la părinții lor.
Pentru a ilustra, vă puteți imagina un anumit rezervor umplut cu apă în toate stările posibile de agregare. Vor exista zone lichide, blocuri de gheață și bule de abur - pot fi considerate analogi ale universurilor paralele ale modelului inflaționist. Reprezintă lumea ca un fractal imens, format din piese omogene cu proprietăți diferite. Mișcându-vă în jurul acestei lumi, vă veți putea muta fără probleme dintr-un univers în altul. Adevărat, călătoria ta va dura mult timp - zeci de milioane de ani.
anii 1990. Lumile lui Rhys
Logica raționamentului lui Martin Rees, profesor de cosmologie și astrofizică la Universitatea din Cambridge, este aproximativ următoarea.
Probabilitatea originii vieții în Univers este a priori atât de mică încât pare un miracol, a susținut profesorul Rees. Și dacă nu pornim de la ipoteza Creatorului, atunci de ce să nu presupunem că Natura dă naștere aleatoriu la multe lumi paralele, care servesc drept câmp pentru experimente în crearea vieții.
Potrivit omului de știință, viața a apărut pe o planetă mică care orbitează o stea obișnuită într-una dintre galaxiile obișnuite ale lumii noastre din simplul motiv că structura sa fizică era favorabilă pentru acest lucru. Alte lumi din Multivers sunt cel mai probabil goale.
anii 2000. Lumile lui Tegmark
Profesorul de fizică și astronomie la Universitatea din Pennsylvania, Max Tegmark, este convins că universurile pot diferi nu numai prin locație, proprietăți cosmologice, ci și prin legile fizicii. Ele există în afara timpului și spațiului și sunt aproape imposibil de descris.
Luați în considerare un univers simplu format din Soare, Pământ și Lună, sugerează fizicianul. Pentru un observator obiectiv, un astfel de univers pare a fi un inel: orbita Pământului, „untată” în timp, pare a fi înfășurată într-o împletitură - este creată de traiectoria Lunii în jurul Pământului. Și alte forme personifică alte legi fizice.
Omului de știință îi place să-și ilustreze teoria folosind exemplul de a juca la ruleta rusă. În opinia sa, de fiecare dată când o persoană apasă pe trăgaci, universul său se împarte în două: unde a avut loc împușcătura și unde nu. Dar Tegmark însuși nu riscă să efectueze un astfel de experiment în realitate - cel puțin în Universul nostru.
Andrei Linde este un fizician, creatorul teoriei unui Univers umflat (inflaționist). Absolvent al Universității de Stat din Moscova. A lucrat la Institutul de Fizică care poartă numele. Academia de Științe Lebedev (FIAN). Din 1990, este profesor de fizică la Universitatea Stanford. Autor a peste 220 de lucrări în domeniul fizicii particulelor și cosmologiei.
Spațiu gâlgâit
— Andrey Dmitrievich, în ce parte a Universului cu mai multe fațete suntem noi, pământenii, „înregistrați”?
- Depinde unde am ajuns. Universul poate fi împărțit în regiuni mari, fiecare dintre ele, în toate proprietățile sale, arată local ca un Univers uriaș. Fiecare dintre ele are o dimensiune enormă. Dacă trăim într-una dintre ele, atunci nu vom ști că există alte părți ale Universului.
— Sunt legile fizicii aceleași peste tot?
- Cred că sunt diferiți. Adică, în realitate, legea fizicii poate fi aceeași. Este la fel ca apa, care poate fi lichidă, gazoasă și solidă. Cu toate acestea, peștii pot trăi doar în apă lichidă. Suntem într-un mediu diferit. Dar nu pentru că nu există alte părți ale Universului, ci pentru că noi putem trăi doar acolo
segment convenabil al „Universului cu multe fețe”.
— Cum este acest segment al nostru?
- Pe bulă.
— Se pare că, după părerea dumneavoastră, când au apărut oamenii, stăteau toți într-o singură bulă?
- Nimeni nu a stat încă. Oamenii s-au născut mai târziu, după ce inflația s-a încheiat. Apoi, energia care a fost responsabilă pentru expansiunea rapidă a Universului s-a transformat în energia particulelor elementare obișnuite. Acest lucru s-a întâmplat din cauza faptului că Universul a fiert, au apărut bule, ca într-un ibric în fierbere. Pereții bulelor s-au lovit unul de altul, și-au eliberat energia și, datorită eliberării de energie, s-au născut particule normale. Universul a devenit fierbinte. Și după aceea au apărut oamenii. S-au uitat în jur și au spus: „Oh, ce Univers mare!”
Putem trece de la un univers cu bule la altul?
— Teoretic, da. Dar pe parcurs ne vom împiedica de o barieră. Acesta va fi un zid de domeniu, energetic foarte mare. Pentru a ajunge la perete, trebuie să fii un ficat lung, deoarece distanța până la acesta este de aproximativ 10 milioane de ani lumină. Și pentru a trece granița, trebuie să avem multă energie pentru a accelera bine și a sări peste ea. Deși este probabil să murim chiar acolo, deoarece particulele de tipul nostru pământesc se pot descompune într-un alt univers. Sau schimbați-vă proprietățile.
— Apar universurile cu bule în mod constant?
- Acesta este un proces etern. Universul nu va avea niciodată un sfârșit. În diferite părți ale acestuia, apar diferite bucăți ale Universului de diferite tipuri. Se întâmplă așa. Apar două bule, de exemplu. Fiecare dintre ele se extinde foarte repede, dar Universul dintre ele continuă să se umfle, astfel încât distanța dintre bule rămâne foarte mare și aproape niciodată nu se ciocnesc. Apar mai multe bule și Universul se extinde și mai mult. Unele dintre aceste bule nu au nicio structură - nu s-au format. Și într-o altă parte, galaxiile au apărut din aceste bule, una dintre care trăim. Și există aproximativ 10 până la a miile putere sau de la 10 până la a suta putere a acestor diferite tipuri de Univers. Oamenii de știință încă numără.
— Ce se întâmplă în aceste multe copii ale aceluiași Univers?
„Universul a intrat acum într-o nouă etapă a inflației, dar una foarte lentă. Acest lucru nu ne va afecta încă Galaxy. Pentru că materia din interiorul galaxiei noastre este foarte puternic atrasă gravitațional una de alta. Și alte galaxii vor zbura departe de noi și nu le vom mai vedea.
- Unde vor zbura?
- Spre așa-numitul orizont al lumii, care se află la o distanță de 13,7 miliarde de ani lumină de noi. Toate aceste galaxii se vor lipi de orizont și se vor estompa pentru noi, devenind plate. Semnalul de la ei nu va mai veni și va rămâne doar Galaxia noastră. Dar asta nu va dura mult. În timp, resursele energetice din Galaxia noastră se vor usca treptat și ne va veni o soartă tristă.
- Când se va întâmpla asta?
„Din fericire, nu ne vom despărți prea curând.” În 20 de miliarde de ani, sau chiar mai mult. Dar pentru că Universul se auto-regenerează, pentru că produce din ce în ce mai multe părți noi în toate combinațiile sale posibile, Universul ca întreg și viața ca întreg nu vor dispărea niciodată.
Dacă teoria corzilor este și o teorie a gravitației, atunci cum se raportează ea la teoria gravitației a lui Einstein? Cum se leagă între șirurile și geometria spațiului-timp?
Corzi și gravitoni
Cel mai simplu mod de a-ți imagina un șir care călătorește într-un spațiu-timp plat d-dimensional este să-ți imaginezi că călătorește prin spațiu pentru o perioadă de timp. Un șir este un obiect unidimensional, așa că dacă decideți să călătoriți de-a lungul șirului, puteți călători doar înainte sau înapoi de-a lungul șirului, nu există alte direcții pentru el, cum ar fi în sus sau în jos. Cu toate acestea, în spațiu, șirul în sine se poate mișca după bunul plac, chiar în sus sau în jos, iar în mișcarea sa în spațiu-timp șirul acoperă o suprafață numită string lume foaie (aproximativ traducere numele este format prin analogie cu linia mondială a unei particule, o particulă este un obiect 0-dimensional), care este o suprafață bidimensională în care o dimensiune este spațială și a doua este temporală.
Foaia lumii corzilor este un concept cheie pentru toate fizica corzilor. Călătorind în spațiu-timp d-dimensional, șirul oscilează. Din punctul de vedere al foii lumii șirurilor bidimensionale în sine, aceste oscilații pot fi considerate ca oscilații în teoria gravitațională cuantică bidimensională. Pentru a face aceste oscilații cuantificate compatibile cu mecanica cuantică și relativitatea specială, numărul de dimensiuni spațiu-timp trebuie să fie 26 pentru o teorie care conține doar forțe (bosoni) și 10 pentru o teorie care conține atât forțe, cât și materie (bosoni și fermioni).
Deci de unde vine gravitația?
Dacă un șir care călătorește prin spațiu-timp este închis, atunci printre alte oscilații din spectrul său va exista o particulă cu un spin de 2 și masa zero, aceasta va fi graviton, o particulă care poartă interacțiune gravitațională.
Și acolo unde există gravitoni, trebuie să existe gravitație. Deci unde este gravitația în teoria corzilor?
Corzi și geometria spațiu-timpului
Teoria clasică a geometriei spațiu-timp, pe care o numim gravitație, se bazează pe ecuația lui Einstein, care leagă curbura spațiu-timpului cu distribuția materiei și a energiei în spațiu-timp. Dar cum apar ecuațiile lui Einstein în teoria corzilor?
Dacă un șir închis călătorește într-un spațiu-timp curbat, atunci coordonatele sale în spațiu-timp „simt” această curbură pe măsură ce șirul se mișcă. Din nou, răspunsul se află pe foaia lumii string. Pentru a fi în concordanță cu teoria cuantică, spațiu-timp curbat în acest caz trebuie să fie o soluție pentru ecuațiile lui Einstein.
Și încă un lucru care a fost un rezultat foarte convingător pentru jucătorii de coarde. Teoria corzilor prezice nu numai existența unui graviton în spațiu-timp plat, ci și că ecuațiile lui Einstein trebuie să fie adevărate în spațiu-timp curbat prin care șirul se propagă.
Dar sfori și găuri negre?
Găurile negre sunt soluții la ecuația lui Einstein, așa că teoriile corzilor care conțin gravitația prezic, de asemenea, existența găurilor negre. Dar, spre deosebire de teoria relativității obișnuită a lui Einstein, teoria corzilor are simetrii și tipuri de materie mult mai interesante. Acest lucru duce la faptul că, în contextul teoriilor corzilor, găurile negre sunt mult mai interesante, deoarece sunt mult mai multe și sunt mai diverse.
Este spațiu-timp fundamental?
Totuși, nu totul este atât de simplu în relația dintre șiruri și spațiu-timp. Teoria corzilor nu prezice că ecuațiile lui Einstein sunt valabile absolut. Acest lucru se datorează faptului că teoria corzilor adaugă o serie nesfârșită de amendamente la teoria gravitației. În „condiții normale”, atunci când lucrăm cu distanțe mult mai mari decât dimensiunile șirului, majoritatea acestor corecții sunt neglijabile. Dar cu scară descrescătoare valorile de corecție încep să crească rapid până când Ecuațiile lui Einstein nu încetează să descrie în mod adecvat rezultatul.În general, atunci când acești termeni de corecție devin mari, nu mai există nicio geometrie spațiu-timp care să garanteze o descriere a rezultatului. Ecuațiile pentru determinarea geometriei spațiu-timpului devin imposibil de rezolvat, cu excepția câtorva cazuri speciale cu condiții foarte stricte asupra simetriei, cum ar fi simetria neîntreruptă, în care termenii de corecție mari se pot anula reciproc sau, în cel mai rău caz, pot fi reduse.
Aceasta este o trăsătură a teoriei corzilor, că poate că geometria spațiului-timp nu este ceva fundamental, ci ceva care apare în teorie la scară mare sau sub cuplare slabă. Cu toate acestea, aceasta este mai mult o întrebare filozofică.
Răspunsul din teoria corzilor
Care este entropia unei găuri negre?
Cele mai importante două mărimi termodinamice sunt temperaturaȘi entropie. Toată lumea este familiarizată cu temperatura de la boli, prognozele meteo, mâncarea caldă etc. Dar conceptul de entropie este destul de departe de viața de zi cu zi a majorității oamenilor.
Sa luam in considerare vas umplut cu gaz o anumită moleculă M. Temperatura gazului din vas este un indicator al energiei cinetice medii a moleculelor de gaz din vas. Fiecare moleculă, ca particulă cuantică, are un set cuantificat de stări energetice, iar dacă înțelegem teoria cuantică a acestor molecule, atunci teoreticienii pot numără numărul de microstări cuantice posibile aceste molecule și primesc un anumit număr ca răspuns. Entropie numit logaritmul acestui număr.
Se poate presupune că există doar o corespondență parțială între teoria gravitației în interiorul unei găuri negre și teoria gauge. În acest caz, gaura neagră poate capta informații pentru totdeauna - sau chiar poate transfera informații într-un nou univers născut din singularitatea din centrul găurii negre (John Archibald Wheeler și Bruce DeWitt). Deci informația nu se pierde în cele din urmă în ceea ce privește viața sa în noul univers, dar informația este pierdută pentru totdeauna pentru observatorul de la marginea găurii negre. Această pierdere este posibilă dacă teoria gabaritului de la limită conține doar informații parțiale despre interiorul găurii. Cu toate acestea, se poate presupune că corespondența dintre cele două teorii este exactă. Teoria gauge nu conține orizont sau singularitate și nu există niciun loc unde informațiile se pot pierde. Dacă acest lucru corespunde exact cu spațiu-timp cu o gaură neagră, informațiile nu pot fi pierdute nici acolo. În primul caz, observatorul pierde informația, în al doilea, o reține. Aceste presupuneri științifice necesită investigații suplimentare.
Când a devenit clar că găurile negre se evaporă cuantic, s-a descoperit, de asemenea, că găurile negre au proprietăți termodinamice similare temperaturii și entropiei. Temperatura unei găuri negre este invers proporțională cu masa sa, astfel încât, pe măsură ce gaura neagră se evaporă, devine din ce în ce mai fierbinte.
Entropia unei găuri negre este egală cu un sfert din aria orizontului său de evenimente, astfel încât entropia devine din ce în ce mai mică pe măsură ce gaura neagră se evaporă pe măsură ce orizontul devine din ce în ce mai mic pe măsură ce se evaporă. Cu toate acestea, în teoria corzilor nu există încă o relație clară între microstările cuantice ale teoriei cuantice și entropia unei găuri negre.
Există o speranță rezonabilă că astfel de idei pretind a fi o descriere și o explicație completă a fenomenelor care au loc în găurile negre, deoarece teoria supersimetriei, care joacă un rol fundamental în teoria corzilor, este folosită pentru a le descrie. Teoriile de corzi construite în afara supersimetriei conțin instabilități care vor funcționa defectuos, emițând din ce în ce mai mulți tahioni într-un proces care nu are sfârșit până când teoria se prăbușește. Supersimetria elimină acest comportament și stabilizează teoriile. Cu toate acestea, supersimetria presupune că există simetrie în timp, ceea ce înseamnă că o teorie supersimetrică nu poate fi construită pe un spațiu-timp care evoluează în timp. Astfel, aspectul teoriei necesar pentru a o stabiliza face dificilă, de asemenea, studiul întrebărilor legate de problemele din teoria cuantică a gravitației (de exemplu, ce s-a întâmplat în univers imediat după Big Bang sau ce se întâmplă în adâncul orizontului unui gaură neagră). În ambele cazuri, „geometria” evoluează rapid în timp. Aceste probleme științifice necesită cercetări și soluții suplimentare.
Găuri negre și brane în teoria corzilor
O gaură neagră este un obiect care este descris de geometria spațiu-timpului și este o soluție a ecuației lui Einstein. În teoria corzilor, la scară mare, soluțiile ecuației lui Einstein sunt modificate prin corecții foarte mici. Dar, după cum am aflat mai sus, Geometria spațiu-timp nu este un concept fundamental în teoria corzilor, în plus, relațiile de dualitate oferă o descriere alternativă la scară mică sau cu cuplare puternică a aceluiași sistem, doar că va arăta complet diferit.
În cadrul teoriei superstringurilor, este posibil să se studieze găurile negre datorită branelor. O brană este înțeleasă ca un obiect fizic fundamental (o membrană p-dimensională extinsă, unde p este numărul de dimensiuni spațiale). Witten, Townsend și alți fizicieni au adăugat varietăți spațiale cu un număr mare de dimensiuni șirurilor unidimensionale. Obiectele bidimensionale se numesc membrane sau 2-brane, obiectele tridimensionale se numesc 3-brane, structurile cu dimensiunea p sunt numite p-brane. Branele fac posibilă descrierea unor găuri negre speciale în cadrul teoriei superstringurilor. Dacă setați constanta de cuplare a corzilor la zero, puteți, teoretic, să „dezactivați” forța gravitațională. Acest lucru ne permite să luăm în considerare geometriile în care multe brane sunt înfășurate în jurul dimensiunilor suplimentare. Branele poartă sarcini electrice și magnetice (există o limită la cât de multă sarcină poate avea o brană, această limită este legată de masa branei). Configurațiile cu cea mai mare taxă posibilă sunt foarte specifice și se numesc extreme (cuprind una dintre situațiile în care există simetrii suplimentare care permit calcule mai precise). Găurile negre extreme sunt cele care au cantitatea maximă de sarcină electrică sau magnetică pe care o poate avea o gaură neagră și să fie încă stabile. Prin studierea termodinamicii branelor extreme înfășurate în dimensiuni suplimentare, este posibil să se reproducă proprietățile termodinamice ale găurilor negre extreme.
Un tip special de gaură neagră care este foarte importantă în teoria corzilor este așa-numita Găuri negre BPS. O gaură neagră BPS are atât sarcină (electrică și/sau magnetică) cât și masă, iar masa și sarcina sunt legate printr-o relație, a cărei îndeplinire duce la supersimetrie neîntreruptăîn spațiu-timp lângă o gaură neagră. Această supersimetrie este foarte importantă deoarece face ca o grămadă de corecții cuantice divergente să dispară, permițându-ne să obținem un răspuns precis despre fizica din apropierea orizontului unei găuri negre cu calcule simple.
În capitolele anterioare, am aflat că în teoria corzilor există obiecte numite p-braneleȘi D-branele. Întrucât punctul poate fi luat în considerare nul-brană, atunci o generalizare naturală a unei găuri negre va fi p-brană neagră. În plus, un obiect util este P-brană neagră BPS.
În plus, există o relație între p-branele negre și D-branele. La valori mari de sarcină, geometria spațiului-timp este bine descrisă de p-branele negre. Dar dacă taxa este mică, atunci sistemul poate fi descris printr-un set de D-brane care interacționează slab.
În această limită de D-brane slab cuplate, supuse condițiilor BPS, se poate calcula numărul de stări cuantice posibile. Acest răspuns depinde de încărcările D-branelor din sistem.
Dacă ne întoarcem la limita geometrică de echivalență a unei găuri negre cu un sistem de p-brane cu aceleași sarcini și mase, se constată că entropia sistemului D-brană corespunde entropiei calculate a găurii negre sau p. -brana ca zona orizontului evenimentului.
>Pentru teoria corzilor, acesta a fost pur și simplu un rezultat fantastic. Dar asta înseamnă că D-branele sunt responsabile pentru microstările cuantice fundamentale ale găurii negre care stau la baza termodinamicii găurii negre? Calculele folosind D-brane sunt ușor de efectuat numai în cazul obiectelor negre BPS supersimetrice. Majoritatea găurilor negre din Univers poartă o sarcină electrică sau magnetică foarte mică (dacă există) și sunt în general destul de departe de obiectele BPS. Și este încă o problemă nerezolvată să se calculeze entropia găurii negre pentru astfel de obiecte folosind formalismul D-brană.
Ce s-a întâmplat înainte de Big Bang?
Toate faptele indică faptul că Big Bang-ul s-a întâmplat. Singurul lucru care poate fi cerut pentru clarificare sau pentru a defini granițele mai clare între fizică și metafizică este ce s-a întâmplat înainte de Big Bang?
Fizicienii definesc limitele fizicii prin descrierea lor teoretică și apoi comparând rezultatele ipotezelor lor cu datele observaționale. Universul nostru, pe care îl observăm, este foarte bine descris ca un spațiu plat cu o densitate egală cu cea critică, materie întunecată și o constantă cosmologică adăugată la materia observată, care se va extinde pentru totdeauna.
Dacă extindem acest model înapoi în trecut, când Universul era foarte fierbinte și foarte dens și dominat de radiații, atunci este necesar să înțelegem fizica particulelor care a funcționat atunci la acele densități de energie. Înțelegerea fizicii particulelor din punct de vedere experimental este de foarte puțin ajutor chiar și la energii de ordinul scarii de unificare electroslabă, iar fizicienii teoreticieni dezvoltă modele care depășesc modelul standard al fizicii particulelor, cum ar fi Grand Unified Theories, supersimetric, modele de corzi, cosmologie cuantică.
Astfel de extensii ale modelului standard sunt necesare din cauza a trei probleme majore cu Big Bang:
1. problema de planeitate
2. problema orizontului
3. problema monopolurilor magnetice cosmologice
Problemă de planeitate
Judecând după rezultatele observaționale, în Universul nostru densitatea energetică a întregii materie, inclusiv materia întunecată și constanta cosmologică, este egală cu valoarea critică cu o bună acuratețe, ceea ce implică că curbura spațială ar trebui să fie egală cu zero. Din ecuațiile lui Einstein rezultă că orice abatere de la planeitate într-un Univers în expansiune umplut doar cu materie obișnuită și radiație crește doar odată cu expansiunea Universului. Astfel, chiar și o abatere foarte mică de la planeitate în trecut trebuie să fie foarte mare acum. Conform rezultatelor observațiilor, acum abaterea de la planeitate (dacă există) este foarte mică, ceea ce înseamnă că în trecut, în primele etape ale Big Bang, era cu multe ordine de mărime mai mică.
De ce a început Big Bang-ul cu o abatere atât de microscopică de la geometria plată a spațiului? Această problemă se numește problema de planeitate Cosmologia Big Bang.
Indiferent de fizica care a precedat Big Bang-ul, acesta a adus Universul într-o stare de curbură spațială zero. Astfel, o descriere fizică a ceea ce a precedat Big Bang-ul ar trebui să rezolve problema planeității.
Problema orizontului
Radiația cosmică cu microunde este rămășița răcită a radiației care a dominat universul în timpul fazei dominate de radiații a Big Bang-ului. Observațiile radiației cosmice de fond cu microunde arată că este remarcabil la fel în toate direcțiile sau, după cum se spune, este foarte bună izotrop Radiație termala. Temperatura acestei radiații este de 2,73 grade Kelvin. Anizotropia acestei radiații este foarte mică.
Radiația poate fi atât de uniformă doar într-un caz - dacă fotonii sunt foarte bine „amestecati”, sau sunt în echilibru termic, prin ciocniri. Și toate acestea reprezintă o problemă pentru modelul Big Bang. Particulele care se ciocnesc nu pot transmite informații mai repede decât viteza luminii. Dar în Universul în expansiune în care trăim, fotonii care se mișcă cu viteza luminii nu au timp să zboare de la o „margine” la alta a Universului în timpul necesar formării izotropiei observate a radiației termice. Mărimea orizontului reprezintă distanța pe care o poate parcurge un foton; În același timp, Universul se extinde.
Dimensiunea actuală a orizontului din Univers este prea mică pentru a explica izotropia radiației cosmice de fond cu microunde, pentru ca aceasta să se formeze în mod natural prin trecerea în echilibru termic. Aceasta este problema orizontului.
Problema monopolurilor magnetice relicve
Când experimentăm cu magneți pe Pământ, aceștia au întotdeauna doi poli, nord și sud. Și dacă tăiem un magnet în jumătate, atunci ca rezultat nu vom avea un magnet doar cu polul nord și un magnet cu doar polul sud. Și vom avea doi magneți, fiecare dintre care va avea doi poli - nord și sud.
Un monopol magnetic ar fi un magnet care avea un singur pol. Dar nimeni nu a văzut vreodată monopoli magnetici. De ce?
Acest caz este destul de diferit de cazul unei sarcini electrice, unde puteți separa cu ușurință sarcinile în pozitive și negative, astfel încât pe o parte să fie doar pozitive și pe cealaltă doar negative.
Teoriile moderne precum teoriile Grand Unified, teoriile superstringurilor prezic existența monopolurilor magnetice și, în combinație cu teoria relativității, se dovedește că acestea ar trebui produse în timpul Big Bang-ului. asa de mult, atât de mult încât densitatea lor poate depăși de o mie de miliarde de ori densitatea observată.
Cu toate acestea, până acum experimentatorii nu au găsit unul.
Acesta este al treilea motiv pentru a căuta o cale de ieșire dincolo de Big Bang - trebuie să explicăm ce s-a întâmplat în Univers când era foarte mic și foarte cald.
Univers inflaționist?
Materia și radiația sunt atrase gravitațional, astfel încât într-un spațiu maxim simetric plin cu materie, gravitația va forța inevitabil orice neomogenitate a materiei să crească și să devină mai densă. În acest fel, hidrogenul a trecut de la forma de gaz la forma de stele și galaxii. Dar energia de vid are o presiune de vid foarte puternică, iar această presiune de vid rezistă colapsului gravitațional, acționând efectiv ca o forță gravitațională respingătoare, antigravitațională. Presiunea de vid netezește neregulile și face spațiul mai plat și mai uniform pe măsură ce se extinde.
Astfel, o posibilă soluție la problema planeității ar fi aceea în care Universul nostru ar trece printr-o etapă în care densitatea energiei în vid (și, prin urmare, presiunea acesteia) ar domina. Dacă această etapă a avut loc înainte de stadiul dominat de radiații, atunci până la începutul evoluției în stadiul dominat de radiații, Universul ar fi trebuit deja să fie plat într-un grad foarte mare, atât de plat încât, după creșterea perturbărilor la nivelul dominat de radiații stadiul și stadiul dominat de materie, planeitatea actuală. Universul a satisfăcut datele observaționale.
O soluție la acest tip de problemă de planeitate a fost propusă în 1980. cosmologul Alan Guth. Modelul se numește Universul inflaționist. În modelul inflaționist, Universul nostru, aflat la începutul evoluției sale, este o bulă în expansiune de energie pură a vidului, fără nicio altă materie sau radiație. După o perioadă rapidă de expansiune sau inflație și răcire rapidă, energia potențială a vidului este transformată în energia cinetică a particulelor și radiațiilor nou create. Universul se încălzește din nou și avem începutul Big Bang-ului standard.
Astfel, etapa inflaționistă care a precedat Big Bang-ul poate explica modul în care Big Bang-ul ar putea începe cu o curbură spațială atât de precisă, încât Universul este încă plat.
Modelele de inflație rezolvă și problema orizontului. Presiunea vidului accelerează expansiunea spațiului în timp, astfel încât un foton poate parcurge o distanță mult mai mare decât într-un Univers plin de materie. Cu alte cuvinte, forța de atracție exercitată de materie asupra luminii o încetinește, într-un sens, la fel cum încetinește expansiunea spațiului. În timpul etapei inflaționiste, expansiunea spațiului este accelerată de presiunea de vid a constantei cosmologice, ceea ce face ca lumina să călătorească mai repede pe măsură ce spațiul însuși se extinde mai repede.
Dacă a existat într-adevăr o etapă inflaționistă în istoria Universului nostru, premergătoare etapei dominate de radiații, atunci până la sfârșitul inflației, lumina ar fi putut călători în jurul întregului Univers. Astfel, izotropia CMB nu mai este o problemă de Big Bang.
Modelul inflației rezolvă și problema monopolurilor magnetice, deoarece în teoriile în care apar, trebuie să existe un monopol pe bulă de energie de vid. Și asta înseamnă că există un monopol pentru întregul Univers.
Acesta este motivul pentru care teoria universului inflaționist este cea mai populară printre cosmologi ca teorie a ceea ce a precedat Big Bang-ul.
Cum funcționează inflația?
Energia vidului care conduce expansiunea rapidă a Universului în timpul etapei inflaționiste provine din câmpul scalar care apare ca urmare a spargerii spontane a simetriei în cadrul unor teorii generalizate ale particulelor elementare, cum ar fi Teoria Marelui Unificat sau teoria corzilor.
Acest câmp este uneori numit inflaton. Valoarea medie a unui umflat la temperatura T este valoarea la minimul potențialului său la temperatura T. Poziția acestui minim se schimbă cu temperatura, așa cum se arată în animația de mai sus.
Pentru o temperatură T peste o anumită temperatură critică T crit , potențialul minim va fi zero. Dar pe măsură ce temperatura scade, potențialul începe să se schimbe și apare un al doilea minim cu o temperatură diferită de zero. Acest comportament se numește schimbare de fază, la fel cum aburul se răcește și se condensează în apă. Pentru apă, temperatura critică T crit pentru această tranziție de fază este de 100 de grade Celsius, ceea ce este echivalent cu 373 de grade Kelvin.
Două minime în potențial reflectă două faze posibile ale stării câmpului de inflație din Univers la o temperatură egală cu cea critică. O fază corespunde minimului câmpului f = 0, iar cealaltă fază este reprezentată de energia de vid dacă în starea fundamentală f = f 0.
Conform modelului inflaționist, la o temperatură critică, spațiu-timp începe să se miște de la un minim la altul sub influența acestei tranziții de fază. Dar acest proces este neuniform și există întotdeauna regiuni în care vechiul vid „fals” rămâne mult timp. Aceasta se numește suprarăcire, dintr-o analogie cu termodinamica. Aceste regiuni de vid fals se extind exponențial rapid și energia de vid a acestui vid fals este, într-o bună măsură, constantă (constantă cosmologică) în timpul acestei expansiuni. Acest proces se numește inflație și este acest proces care rezolvă problemele de planeitate, orizonturi și monopoluri.
Această regiune cu un vid fals se extinde până când bulele emergente și care fuzionează ale noii faze cu f = f 0 umplu întregul Univers și astfel pun capăt inflației într-un mod natural. Energia potențială a vidului este convertită în energia cinetică a particulelor noi și radiațiilor, iar Universul continuă să evolueze conform modelului Big Bang descris mai sus.
Previziuni testabile?
Este întotdeauna plăcut să existe predicții dintr-o teorie care poate fi testată direct, iar teoria inflaționistă are predicții despre perturbațiile de densitate reflectate în radiația cosmică cu microunde. O bula de inflație constă dintr-un vid care se extinde accelerat. În acest vid accelerator, perturbațiile de temperatură ale câmpului scalar sunt foarte mici și aproximativ aceleași pe toate scările, deci putem spune că perturbațiile au o distribuție gaussiană. Această predicție este în concordanță cu datele observaționale actuale și va fi testată și mai fiabil în experimentele viitoare CMB.Deci, toate problemele sunt rezolvate?
Dar, în ciuda predicțiilor discutate mai sus și a confirmării lor, inflația descrisă mai sus este încă departe de teoria ideală. Etapa inflaționistă nu este atât de ușor de oprit, iar problema monopolurilor apare în fizică nu numai în legătură cu inflația. Multe ipoteze folosite în teorie, cum ar fi temperatura inițială ridicată a fazei primare sau unitatea bulei inflației, ridică multe întrebări și nedumeriri, așa că odată cu inflația sunt dezvoltate teorii alternative.
Modelele actuale de inflație s-au îndepărtat deja de ipotezele inițiale despre o inflație, care a dat naștere unui singur Univers. În modelele inflaționiste actuale, noile Universuri se pot „despărți” de Universul „principal”, iar inflația va avea loc în ele. Acest proces se numește eternă inflație.
Ce legătură are teoria corzilor cu asta?
Un factor care complică foarte mult înțelegerea cosmologiei corzilor este înțelegerea teoriilor corzilor. Teoriile șirurilor și chiar teoria M sunt doar cazuri limitative ale unor teorii mai mari și mai fundamentale.După cum sa spus deja, cosmologia șirurilor pune câteva întrebări importante:
1. Poate teoria corzilor să facă predicții despre fizica Big Bang-ului?
2. Ce se întâmplă cu dimensiunile suplimentare?
3. Există inflație în teoria corzilor?
4. Ce ne poate spune teoria corzilor despre gravitația cuantică și cosmologie?
Cosmologie a corzilor de energie scăzută
Cea mai mare parte a materiei din Univers este sub formă de materie întunecată necunoscută nouă. Unul dintre principalii candidați pentru rolul materiei întunecate sunt așa-numitele WIMP-uri, particule masive care interacționează slab ( WIMP - W eakly eu interacționând M pasiv P articol). Candidatul principal pentru rolul unui WIMP este candidatul din supersimetrie. Model standard supersimetric minim (MSSM, sau în transcriere în engleză MSSM - M minim S supersimetric S standard M odel) prezice existența unei particule cu spin 1/2 (fermion) numită neutralino, care este un superpartener fermionic al bosonilor gauge neutri din punct de vedere electric și al scalarilor Higgs. Neutralinos trebuie să aibă o masă mare, dar în același timp interacționează foarte slab cu alte particule. Ele pot constitui o parte semnificativă din densitatea Universului fără a emite lumină, făcându-le un bun candidat pentru materia întunecată din Univers.
Teoriile corzilor necesită supersimetrie, așa că, în principiu, dacă se descoperă neutralinoși și se dovedește că din ei este făcută materia întunecată, ar fi bine. Dar dacă supersimetria nu este ruptă, atunci fermionii și bosonii sunt egali unul cu celălalt, iar acest lucru nu este cazul în lumea noastră. Partea cu adevărat complicată a tuturor teoriilor supersimetrice este cum să rupi supersimetria fără a pierde toate beneficiile pe care le oferă.
Unul dintre motivele pentru care fizicienii și fizicienii elementare iubesc teoriile supersimetrice este că teoriile supersimetrice produc energie totală a vidului zero, deoarece fermionul și vidul bosonic se anulează reciproc. Și dacă supersimetria este întreruptă, atunci bosonii și fermionii nu mai sunt identici unul cu celălalt și o astfel de anulare reciprocă nu mai are loc.
Din observațiile unor supernove îndepărtate, rezultă cu bună acuratețe că expansiunea Universului nostru (cel puțin deocamdată) este accelerată din cauza prezenței a ceva de genul energiei de vid sau a unei constante cosmologice. Deci, indiferent de cât de ruptă este supersimetria în teoria corzilor, aceasta trebuie să ajungă la cantitatea „corectă” de energie a vidului pentru a descrie expansiunea accelerată a curentului. Și aceasta este o provocare pentru teoreticieni, deoarece până acum toate metodele de rupere a supersimetriei oferă prea multă energie de vid.
Cosmologie și dimensiuni suplimentare
Cosmologia șirurilor este foarte dezordonată și complexă, în mare parte datorită prezenței a șase (sau chiar șapte în cazul teoriei M) dimensiuni extraspațiale care sunt necesare pentru consistența cuantică a teoriei. Dimensiunile suplimentare reprezintă o provocare în cadrul teoriei corzilor în sine și, din punct de vedere cosmologic, aceste dimensiuni suplimentare evoluează în conformitate cu fizica Big Bang-ului și a ceea ce a apărut înaintea lui. Atunci ce împiedică dimensiunile suplimentare să se extindă și să devină la fel de mari ca cele trei dimensiuni ale noastre spațiale?
Cu toate acestea, există un factor de corecție pentru factorul de corecție: dualitatea superstring cunoscută sub numele de dualitate T. Dacă dimensiunea spațiului este prăbușită la un cerc cu raza R, teoria corzilor rezultată se dovedește a fi echivalentă cu o altă teorie a șirurilor cu dimensiunea spațiului restrânsă la un cerc cu raza L st 2 /R, unde L st este lungimea șirului scară. Pentru multe dintre aceste teorii, atunci când raza dimensiunii suplimentare satisface condiția R = L st, teoria corzilor câștigă simetrie suplimentară, unele particule masive devin lipsite de masă. Se numeste punct auto-dualși este important din multe alte motive.
Această dublă simetrie conduce la o presupunere foarte interesantă despre Univers înainte de Big Bang - un astfel de Univers în șir începe cu plat, rece și foarte mic stare în loc de a fi răsucite, fierbinți și foarte mici. Acest Univers timpuriu este foarte instabil și începe să se prăbușească și să se contracte până când ajunge la un punct auto-dual, moment în care se încălzește și începe să se extindă, rezultând Universul observabil actual. Avantajul acestei teorii este că include comportamentul șirului dualității T și punctului auto-dual descris mai sus, așa că această teorie este o teorie a cosmologiei șirurilor.
Inflația sau ciocnirea branelor gigantice?
Ce prezice teoria corzilor despre sursa de energie a vidului și a presiunii necesare pentru a provoca o expansiune accelerată în timpul unei perioade inflaționiste? Câmpurile scalare care ar putea provoca expansiunea inflaționistă a Universului la scările Grand Unified Theory pot fi implicate în procesul de rupere a simetriei la scările puțin peste cele electroslăbite, determinând constantele de cuplare ale câmpurilor gauge și poate chiar prin intermediul acestora obținerea energiei de vid pt. constanta cosmologică. Teoriile șirurilor au elementele de bază pentru a construi modele cu ruperea supersimetriei și inflație, dar este necesar să punem toate aceste blocuri împreună, astfel încât să funcționeze împreună, despre care încă se spune că este un lucru în curs.
Acum, unul dintre modelele alternative la inflație este modelul cu ciocnirea branelor gigantice, de asemenea cunoscut ca si Universul ecpirotic sau Bumbac mare. În acest model, totul începe cu un spațiu-timp bidimensional rece, static, care este foarte aproape de a fi complet supersimetric. Patru dimensiuni spațiale sunt limitate de pereți tridimensionali sau trei-brane, iar unul dintre acești pereți este spațiul în care trăim. A doua brană este ascunsă de percepția noastră.
Conform acestei teorii, există o altă brană cu trei, „pierdută” undeva între cele două brane limită în spațiul ambiental cu patru dimensiuni, iar când această brană se ciocnește de brana pe care trăim, energia eliberată din această ciocnire se încălzește. brana noastră și în Universul nostru Big Bang-ul începe după regulile descrise mai sus.
Această ipoteză este destul de nouă, așa că vom vedea dacă face față unor teste mai riguroase.
Problema de accelerare
Problema expansiunii accelerate a Universului este o problemă fundamentală nu numai în cadrul teoriei corzilor, ci chiar și în cadrul fizicii tradiționale a particulelor. În modelele de inflație eternă, expansiunea accelerată a Universului este nelimitată. Această expansiune nelimitată duce la o situație în care un observator ipotetic care călătorește mereu prin Univers nu va putea niciodată să vadă părți ale evenimentelor din Univers.
Se numește granița dintre o regiune pe care un observator o poate vedea și una pe care nu o poate vedea orizontul evenimentelor observator. În cosmologie, orizontul evenimentelor este similar cu orizontul particulelor, cu excepția faptului că este mai degrabă în viitor decât în trecut.
Din punctul de vedere al filozofiei umane sau al consistenței interne a teoriei relativității a lui Einstein, problema unui orizont de evenimente cosmologic pur și simplu nu există. Ce se întâmplă dacă nu vom putea niciodată să vedem unele colțuri ale Universului nostru, chiar dacă trăim pentru totdeauna?
Dar problema orizontului de evenimente cosmologic este o problemă tehnică majoră în fizica energiei înalte datorită definiției teoriei cuantice relativiste în termenii unui set de amplitudini de împrăștiere numite S-matrice. Una dintre ipotezele fundamentale ale teoriilor relativiste cuantice și ale corzilor este că stările de intrare și de ieșire sunt infinit separate în timp și, astfel, se comportă ca stări libere, care nu interacționează.
Prezența unui orizont de evenimente implică o temperatură Hawking finită, astfel încât condițiile pentru determinarea matricei S nu mai pot fi îndeplinite. Absența unei matrici S este acea problemă matematică formală și apare nu numai în teoria corzilor, ci și în teoriile particulelor elementare.
Unele încercări recente de a rezolva această problemă au implicat geometria cuantică și schimbarea vitezei luminii. Dar aceste teorii sunt încă în dezvoltare. Cu toate acestea, majoritatea experților sunt de acord că totul poate fi rezolvat fără a recurge la măsuri atât de radicale.
