Пространство, время, теория струн и некоторые вопросы космологии

Если теория струн это, в том числе, и теория гравитации, то как она соотносится с теорией тяготения Эйнштейна? Как между собой соотносятся струны и геометрия пространства-времени?

Струны и гравитоны

 

Проще всего представить себе струну, путешествующую в плоском d-мерном пространстве-времени это представить себе, что она путешествует в пространстве в течении некоторого времени. Струна представляет собой одномерный объект, так что если вы решите попутешествовать вдоль струны, вы сможете путешествовать только вперед или назад вдоль струны, для нее не существует других направлений типа верха или низа. Однако в пространстве сама струна вполне может двигаться как угодно, хоть и вверх или вниз, и в своем движении в пространстве-времени струна покрывает поверхность, именуемую мировым листом струны (прим. перев. название образовано по аналогии с мировой линией частицы, частица - 0-мерный объект), представляющую собой двумерную поверхность у которой одно измерение пространственно а второе - временное.

Мировая линия, мировой лист, и мировой объем, заметаемый точечной частицей, струной и бранной соответственно.
Мировая линия, мировой лист, и мировой объем, заметаемый точечной частицей, струной и бранной соответственно.

 Мировой лист струны является ключевым понятием ко всей физике струны. Путешествуя в d-мерном пространстве-времени, струна осциллирует. С точки зрения самого двумерного мирового листа струны эти осцилляции можно представить как колебания в двумерной квантово-гравитационной теории. Для того, чтобы сделать эти квантованные осцилляции согласованными с квантовой механикой и специальной теорией относительности, число пространственно-временных измерений должно быть равно 26 для теории, содержащей только силы (бозоны) и 10 для теории, содержащей как силы, так и материю (бозоны и фермионы).
   Так откуда же берется гравитация ?

Если струна, путешествующая через пространство-время замкнута, то среди других осцилляций в ее спектре будет частица со спином, равным 2 и нулевой массой, это и будет гравитон, частица, являющаяся переносчиком гравитационного взаимодействия.
   А там, где гравитоны, должна быть и гравитация. Так где же гравитация в струнной теории ?

Струны и геометрия пространства-времени

   

Классическая теория геометрии пространства-времени которую мы называем гравитацией, базируется на уравнении Эйнштейна, которое связывает между собой кривизну пространства-времени с распределением вещества и энергии в пространстве-времени. Но как уравнения Эйнштейна появляются в теории струн?
   Если замкнутая струна путешествует в искривленном пространстве-времени, то ее координаты в пространстве-времени "чувствуют" эту кривизну при движении струны. И опять же, ответ лежит на мировом листе струны. Для того, чтобы быть согласованной с квантовой теорией, искривленное пространство-время в этом случае должно быть решением уравнений Эйнштейна.

   И еще кое-что, что стало очень убедительным результатом для струнщиков. Струнная теория предсказывает не только существование гравитона в плоском пространстве-времени, но и то, что уравнения Эйнштейна должны выполняться в искривленном пространстве-времени, в котором распространяется струна.

Что по поводу струн и черных дыр?

 

Черные дыры являются решениями уравнения Эйнштейна, так что струнные теории, содержащие гравитацию также предсказывают существование черных дыр. Но в отличие от обычной Эйнштейновской теории относительности в теории струн значительно больше всяких интересных симметрий и типов материи. Это приводит к тому, что в контексте струнных теорий черные дыры сильно интересней, поскольку там их значительно больше и они более разнообразны.

Пространство-время фундаментально?

   Однако не все так просто в соотношениях между струнами и пространством-временем. Струнная теория не предсказывает, что уравнения Эйнштейна выполняются абсолютно точно. Связано это с тем, что струнная теория добавляет бесконечный ряд поправок к теории гравитации. При "нормальных условиях", когда мы работаем с расстояниями много больше размеров струны, большая часть этих поправок пренебрежимо мала. Но с уменьшением масштабов величины поправок начинают быстро расти до тех пор, пока уравнения Эйнштейна не перестают адекватно описывать результат.
   Вообще говоря, когда эти поправочные члены становятся большими, уже нет и геометрии пространства-времени, которая бы гарантировала описание результата. Уравнения для определения геометрии пространства-времени становится невозможным решить за исключением нескольких частных случаев с очень строгими условиями на симметрии, типа ненарушенной симметрии, при которой большие поправочные члены можно либо сократить друг с другом или, на худой конец, уменьшить.
   Это некоторая особенность теории струн, что в ней, возможно, геометрия пространства-времени не есть нечто фундаментальное, а есть нечто, что появляется в теории на больших масштабах или при слабой связи. Однако это больше философский вопрос.

Ответ из теории струн

Что такое энтропия черной дыры?

теория струн и черные дыры

Двумя важнейшими термодинамическими величинами являются температура и энтропия. С температурой каждый знаком по болезням, прогнозам погоды, горячей пище и т.д. А вот понятие энтропии довольно далеко от повседневной жизни большинства людей.

Рассмотрим сосуд, заполненный газом некой молекулы М. Температура газа в сосуде является показателем средней кинетической энергии молекул газа в сосуде. Каждая молекула как квантовая частица обладает квантованным набором энергетических состояний, и если мы понимаем квантовую теорию этих молекул, то теоретики могут посчитать количество возможных квантовых микросостояний этих молекул и получить некое число в ответ. Энтропией называют логарифм этого числа.

теория струн и черные дыры
Можно предположить, что между теорией гравитации внутри черной дыры и калибровочной теорией имеется только частичное соответствие. В этом случае черная дыра может захватывать информацию навсегда – или даже переправлять информацию в новую вселенную, рождающуюся из сингулярности в центре черной дыры (Джон Арчибальд Уилер и Брюс Де Витт). Так что информация, в конце концов, не теряется с точки зрения ее жизни в новой вселенной, но информация теряется навсегда для наблюдателя на границе черной дыры. Эта потеря возможна, если калибровочная теория на границе содержит только частичную информацию про внутренности дыры. Однако можно предположить, что соответствие между двумя теориями точное. Калибровочная теория не содержит ни горизонта, ни сингулярности, и нет места, в котором информация могла бы потеряться. Если это точно соответствует пространству-времени с черной дырой, информация не может потеряться и там тоже. В первом случае наблюдатель теряет информацию, во втором – он сохраняет ее. Эти научные предположения требуют дальнейшего исследования.

Когда стало ясно, что черные дыры испаряются квантовым образом, также выяснилось, что черные дыры обладают термодинамическими свойствами, схожими с температурой и энтропией. Температура черной дыры обратно пропорциональна ее массе, так что в процессе испарения черная дыра становится все горячее и горячее.

 Энтропия черной дыры равна одной четвертой от площади ее горизонта событий, так что энтропия становится все меньше и меньше при испарении черной дыры, так как горизонт становится меньше и меньше в процессе испарения. Однако в струнной теории пока что нет ясного соотношения между квантовыми микросостояниям квантовой теории и энтропией черной дыры.

Существует обоснованная надежда о том, что такие представления претендуют на полное описание и объяснение явлений, протекающих в черных дырах, так как для их описания используется теория суперсимметрии, которая играет в теории струн фундаментальную роль. Струнные теории, построенные вне суперсимметрии, содержат нестабильности, которые будут неадекватны, эмитируя все больше и больше тахионов в процессе, который не имеет конца, пока теория не разрушится. Суперсимметрия ликвидирует такое поведение и стабилизирует теории. Однако суперсимметрия подразумевает, что имеется симметрия во времени, значит, суперсимметричная теория не может быть построена на пространстве-времени, которое эволюционирует во времени. Таким образом, аспект теории, требуемый для ее стабилизации, также делает ее трудной для изучения вопросов, связанных с проблемами квантовой теории гравитации (например, что происходило во вселенной сразу после Большого Взрыва или, что происходит глубоко внутри горизонта черной дыры). В том и другом случае «геометрия» быстро эволюционирует во времени. Эти научные проблемы требуют своего дальнейшего исследования и разрешения.

Черные дыры и браны в струнной теории

Черная дыра это объект, который описывается геометрией пространства-времени и представляющий собой решение уравнения Эйнштейна. В струнной теории на больших масштабах решения уравнения Эйнштейна модифицируются очень небольшими поправками. Но, как мы выяснили выше, геометрия пространства-времени не является фундаментальным понятием в рамках струнной теории, кроме того, соотношения дуальностей предлагают альтернативное описание на малых масштабах или при сильной связи той же самой системы, только выглядеть оно будет совсем по-другому.
теория струн и черные дыры
В рамках теории суперструн существует возможность изучения черных дыр благодаря бранам. Под браной понимают фундаментальный физический объект (протяжённая p-мерная мембрана, где p – количество пространственных измерений). Виттен, Таунсенд и др. физики добавили к одномерным струнам пространственные многообразия с большим числом измерений. Двумерные объекты называются мембранами, или 2-бранами, трехмерные – 3-бранами, структуры с размерностью p – p-бранами. Именно браны сделали возможным описание некоторых специальных черных дыр в рамках теории суперструн. Если установить струнную константу связи на нуле, то можно теоретически «выключить» гравитационную силу. Это позволяет рассмотреть геометрии, в которых многие браны накручены вокруг дополнительных измерений. Браны переносят электрические и магнитные заряды (имеется предел того, как много заряда может иметь брана, этот предел связан с массой браны). Конфигурации с максимально возможным зарядом очень специфичны и называются экстремальными (они включают в себя одну из ситуаций, когда имеются дополнительные симметрии, которые позволяют проводить более точные вычисления). Экстремальными черными дырами называются такие дыры, в которых имеется максимальное количество электрического или магнитного заряда, которое может иметь черная дыра, и все еще быть стабильной. Изучая термодинамику экстремальных бран, накрученных на дополнительные измерения, можно воспроизвести термодинамические свойства экстремальных черных дыр.

Специальным типом черных дыр, которые очень важны в струнной теории, являются так называемые BPS черные дыры. BPS черная дыра обладает как зарядом (электрическим и/или магнитным) и массой, и при этом масса и заряд связаны соотношением, выполнение которого приводит к ненарушенной суперсимметрии в пространстве-времени вблизи черной дыры. Эта суперсимметрия очень важна, поскольку она приводит к исчезновению кучи расходящихся квантовых поправок, что позволяет получить точный ответ о физике вблизи горизонта черной дыры простыми вычислениями.

В предыдущих главах мы выяснили, что в струнной теории есть объекты, называемые p-браны и D-браны. Так как точку можно считать нуль-браной, то естественным обобщением черной дыры будет черная p-брана. Кроме того, полезным объектом является BPS черная p-брана.

Кроме того, существует соотношение между черными p-бранами и D-бранами. При больших величинах заряда геометрия пространства-времени хорошо описывается черными p-бранами. Но если заряд мал, то система может быть описана набором слабовзаимодействующих D-бран.

 В этом пределе слабо-связанных D-бран, при выполнении BPS-условий, можно вычислить число возможных квантовых состояний. Этот ответ зависит от зарядов D-бран в системе.

Если вернуться назад к геометрическому пределу эквивалентности черной дыры системе p-бран с такими же зарядами и массами, можно обнаружить, что энтропия системы D-бран соответствует вычисленной энтропии черной дыры или p-браны как площадь горизонта событий.

>Для струнной теории это был просто фантастический результат. Но означает ли это, что именно D-браны ответственны за фундаментальные квантовые микросостояния черной дыры, лежащие в основе термодинамики черных дыр

Для струнной теории это был просто фантастический результат. Но означает ли это, что именно D-браны ответственны за фундаментальные квантовые микросостояния черной дыры, лежащие в основе термодинамики черных дыр ? Вычисления с помощью D-бран просто выполнять лишь для случая суперсимметричных BPS черных объектов. Большая часть черных дыр во Вселенной несут очень маленький электрический или магнитный заряды (если вообще несут), и, вообще говоря, довольно далеки от BPS-объектов. И до сих пор это не разрешенная задача - вычислить энтропию черной дыры для таких объектов, используя формализм D-бран.

Что было до Большого Взрыва?

Все факты говорят о том, что Большой Взрыв был-таки. Единственное, что можно спросить для уточнения или для определения более четких границ между физикой и метафизикой, так это что же было до Большого Взрыва?

Физики определяют границы физики описывая их теоретически и потом сравнивая результаты своих предположений с наблюдательными данными. Наша Вселенная, которую мы наблюдаем, очень хорошо описывается как плоское пространство с плотностью, равной критической, темной материей и космологической постоянной, добавленным к наблюдаемому веществу, которая будет расширяться вечно.

Если мы продолжим эту модель назад в прошлое, когда когда Вселенная была очень горячей и очень плотной, доминировало в ней излучение, то необходимо понять физику элементарных частиц, которая работала тогда, при тех плотностях энергии. Понимание физики элементарных частиц с точки зрения экспериментов очень плохо помогают уже при энергиях порядка масштаба электрослабого объединения, и физики-теоретики разрабатывают модели, выходящие за рамки Стандартной Модели физики элементарных частиц, такие, как Теории Большого Объединения, суперсимметричные, струнные модели, квантовая космология.

Такие расширения Стандартной модели необходимы из-за трех серьезных проблем Большого Взрыва:
   1. проблема плоскостности
   2. проблема горизонта
   3. проблема космологических магнитных монополей

Проблема плоскостности

Судя по результатам наблюдений, в нашей Вселенной плотность энергии всего вещества, включая темную материю и космологическую постоянную, с хорошей точностью равна критической, из чего следует, что пространственная кривизна должна быть равна нулю. Из уравнений Эйнштейна следует, что любое отклонение от плоскостности в расширяющейся Вселенной, заполненной только обычным веществом и излучением, только увеличивается с расширением Вселенной. Таким образом, даже очень небольшое отклонение от плоскостности в прошлом должно быть очень большим сейчас. По результатам наблюдений сейчас отклонение от плоскостности (если оно есть) очень мало, то значит в прошлом, на первых стадиях Большого Взрыва оно было еще на много порядков меньше.

Почему Большой Взрыв начался с таким микроскопическим отклонением от плоской геометрии пространства ? Эта проблема называется проблемой плоскостности космологии Большого Взрыва.

Независимо от физики, которая предшествовала Большому Взрыву, она перевела Вселенную в состояние с нулевой пространственной кривизной. Таким образом, физическое описание того, что предшествовало Большому Взрыву, должно решить проблему плоскостности.

Проблема горизонта

Космическое микроволновое излучение представляет собой охлажденные остатки излучения, которое "главенствовало" во Вселенной во время радиационно-доминированной стадии Большого Взрыва. Наблюдения космического микроволнового фонового излучения показывают, что оно удивительно одинаково во всех направлениях, или, как говорят, это очень хорошо изотропное тепловое излучение. Температура этого излучения составляет 2.73 градуса Кельвина. Анизотропия этого излучения очень мала.

 Излучение может быть таким однородным только в одном случае - если фотоны очень хорошо "перемешаны", или находятся в тепловом равновесии, посредством столкновений. И это все представляет собой проблему для модели Большого Взрыва. Частицы, которые сталкиваются, не могут передавать информацию со скоростью больше, чем скорость света. Но в расширяющейся Вселенной, в которой мы живем, фотоны, движущиеся со скоростью света, не успевают долететь от одного "края" Вселенной до другого за время, необходимое для формирования наблюдаемой изотропии теплового излучения. Размер горизонта представляет собой расстояние, которое может пройти фотон; Вселенная же при этом расширяется.

 Сегодняшний размер горизонта во Вселенной слишком мал для объяснения изотропии реликтового излучения, для того, чтобы она формировалась естественным образом путем перехода в тепловое равновесие. Это и есть проблема горизонта.

Проблема реликтовых магнитных монополей

Когда мы на Земле экспериментируем с магнитами, у них всегда есть два полюса, Северный и Южный. И если разрезать магнит пополам, то в результате не будет у нас магнит с только Северным и магнит с только Южным полюсами. А будут у нас два магнита у каждого из которых будет по два полюса - Северному и Южному.
Магнитным монополем был бы такой магнит, у которого был бы только один полюс. Но магнитных монополей никто никогда не видел. Почему же?
Этот случай довольно сильно отличается от случая электрического заряда, где можно легко разделить заряды на положительный и отрицательный так, что на одном краю будут только положительные, а на другом только отрицательные.

 Современные теории типа теорий Большого Объединения, суперструнных теорий предсказывают существование магнитных монополей, а в совокупности с теорией относительности получается, что в процессе Большого Взрыва их должно производиться очень много, настолько, что их плотность может превысить наблюдаемую плотность в тысячу миллиардов раз.

 Однако пока экспериментаторы не нашли ни одного.

 Это третий мотив искать выход за пределами Большого Взрыва - нам необходимо объяснить, что же происходило во Вселенной когда та была очень маленькой и очень горячей.

В настоящее время ведется экспериментальный поиск бозона Хиггса - единственной до сих пор не открытой частицы Стандартной модели элементарных частиц. Многочисленные измерения дают косвенные указания на наиболее вероятное значение его массы (минимум желтой полосы, данные июля 2010). Прямые поиски исключают массу в закрашенной серым области, так что наиболее вероятное значение уже исключено экспериментально!

Инфляционная Вселенная?

Вещество и излучение гравитационно притягиваются, так что в максимально симметричном пространстве, заполненном материей, гравитация неизбежно заставит расти и уплотняться любые неоднородности материи. Именно этим путем водород из формы газа перешел в форму звезд и галактик. Но энергия вакуума обладает очень сильным вакуумным давлением, и это давление вакуума сопротивляется гравитационному коллапсу, эффективно действуя как отталкивающая гравитационная сила, антигравитация. Давление вакуума разглаживает неоднородности, и делает пространство более плоским и однородным в процессе расширения.

Таким образом, одним из возможных решений проблемы плоскостности было бы такое, при котором наша Вселенная проходила бы через стадию, на которой доминировала бы плотность энергии вакуума (и, таким образом, его давление). Если эта стадия имела место быть до радиационно-доминированной стадии, то к началу эволюции на радиационно-доминированной стадии Вселенная уже должна была быть плоской с очень высокой степенью, настолько плоской, чтобы после роста возмущений на радиационно-доминированной стадии и стадии доминирования вещества нынешняя плоскостность Вселенной удовлетворяла наблюдательным данным.

Решение проблемы плоскостности такого типа было предложено в 1980г. космологом Аланом Гусом (Alan Guth). Модель же называется Инфляционной Вселенной. В рамках инфляционной модели наша Вселенная в самом начале своей эволюции представляет собой расширяющийся пузырь чистой энергии вакуума, безо всякого иного вещества или излучения. После быстрого периода расширения, или инфляции, и быстрого охлаждения, потенциальная энергия вакуума переходит в кинетическую энергию рождающихся частиц и излучение. Вселенная опять нагревается и мы получаем начало стандартного Большого Взрыва.

Таким образом, инфляционная стадия, предшествовавшая Большому Взрыву, может объяснить, как Большой Взрыв может начаться с такой равной нулю с такой высокой точностью пространственной кривизной, такой, что Вселенная все еще остается плоской.

Инфляционные модели также решают и проблему горизонта. Давление вакуума ускоряет расширение пространства во времени, таким образом, фотон может пройти значительно большее расстояние, нежели во Вселенной, заполненной веществом. Иными словами, сила притяжения, действующая со стороны вещества на свет, в некотором смысле замедляет его, так же, как оно замедляет и расширение пространства. На инфляционной стадии, расширение пространства ускоряется вакуумным давлением космологической постоянной, что приводит к тому, что свет движется быстрее, поскольку и само пространство расширяется быстрее.

Если в истории нашей Вселенной действительно была инфляционная стадия, предшествовавшая радиационно-доминированной стадии, то к концу инфляции свет мог обойти всю Вселенную. Таким образом, изотропия реликтового излучения больше не является проблемой Большого Взрыва.

Инфляционная модель решает также и проблему магнитных монополей, поскольку в теориях, в которых они возникают, должен быть один монополь на пузырь вакуумной энергии. А это означает, что один монополь на всю Вселенную.

 Вот почему теория инфляционной Вселенной наиболее популярна среди космологов как теория того, что предшествовало Большому Взрыву.

Как работает инфляция?

Энергия вакуума, которая движет быстрое расширение Вселенной во время инфляционной стадии, берется из скалярного поля, которое появляется в результате спонтанного нарушения симметрии в рамках некоторых обобщенных теорий элементарных частиц, таких, как Теория Великого Объединения или струнная теория.

 Это поле иногда называют инфлатоном. Среднее значение инфлатона при температуре T это величина в минимуме его потенциала при температуре T. Положение этого минимума меняется с изменением температуры, как показано на анимации выше.

 Для температуры T выше некоторой критической температуры Tcrit, минимумом потенциала будет его ноль. Но при уменьшении температуры потенциал начинает изменяться и появляется второй минимум с ненулевой температурой. Такое поведение называют фазовым переходом, также, как пар охлаждается и конденсируется в воду. Для воды критическая температура Tcrit для этого фазового перехода равна 100 градусов Цельсия что эквивалентно 373 градусам Кельвина.
   Два минимума в потенциале отражают две возможные фазы состояния поля инфлатона во Вселенной при температуре, равной критической. Одной фазе отвечает минимум поля f=0, а другая фаза представлена вакуумной энергией если в основном состоянии f=f0.

В соответствии с инфляционной моделью, при критической температуре в пространство-время начинает переходить из одного минимума в другой под действием этого фазового перехода. Но этот процесс неравномерен, и всегда остаются регионы, в которых старый "ложный" вакуум остается еще долгое время. Это называется суперохлаждением, из аналогии с термодинамикой. Эти регионы с ложным вакуумом расширяются экспоненциально быстро и вакуумная энергия этого ложного вакуума является с хорошей точностью постоянной (космологической постоянной) во время этого расширения. Этот процесс и называется инфляцией и именно он и решает проблемы плоскостности, горизонта и монополей.

 Этот регион с ложным вакуумом расширяется до тех пор, пока рождающиеся и сливающиеся пузыри новой фазы с f=f0 заполнят всю Вселенную и таким образом не завершат инфляцию естественным образом. Потенциальная энергия вакуума переходит в кинетическую энергию рождающихся частиц и излучение, и Вселенная продолжает эволюционировать согласно модели Большого Взрыва, описанной выше.

Тестируемые предсказания?

Всегда приятно, когда есть предсказания теории, которые можно непосредственно проверить, и у инфляционной теории есть предсказания по поводу возмущений плотности, которые нашли отражения в космическом микроволновом излучении. Инфляционный пузырь состоит из расширяющегося с ускорением вакуума. В этом ускоряющемся вакууме температурные возмущения скалярного поля очень малы и примерно одинаковы на всех масштабах, поэтому можно сказать, что возмущения имеют Гауссово распределение. Это предсказание удовлетворяет нынешним наблюдательным данным и будет еще более надежно проверено в будущих экспериментах, связанных с реликтовым излучением.

Таким образом, решены все проблемы?


Но несмотря на предсказания, о которых шла речь выше и их подтверждения, инфляция, описанная выше все еще далека от идеальной теории. Инфляционную стадию не так просто остановить, а проблема монополей поднимается в физике не только в связи с инфляцией. Многие предположения, используемые в теории, такие, как высокая начальная температура первичной фазы или единость инфляционного пузыря вызывают много вопросов и недоумений, так что наравне с инфляцией разрабатываются и альтернативные теории.

 Нынешние инфляционные модели уже далеко ушли от изначальных предположений об одной инфляции, которая дала жизнь одной Вселенной. В нынешних инфляционных моделях от "основной" Вселенной могут "отпочковываться" новые Вселенные и уже в них будет происходить инфляция. Такой процесс называют вечной инфляцией.

При чем же тут струнная теория?

Фактором, сильно затрудняющим понимание струнной космологии, является понимание струнных теорий. Струнные теории и даже М-теория являются лишь предельными случаями некой большей, более фундаментальной теории.
   Как уже было сказано, струнная космология задает несколько важных вопросов:
   1. Может ли струнная теория сделать какие-либо предсказания, касающиеся физики Большого Взрыва ?
   2. Что происходит с дополнительными измерениями ?
   3. Есть ли инфляция в рамках струнной теории ?
   4. Что может струнная теория рассказать о квантовой гравитации и космологии?

Струнная космология низких энергий

 Большая часть материи во Вселенной находится в форме неизвестной нам темной материи. Одним из основных кандидатов на роль темной материи являются так называемые вимпы, слабовзаимодействующие массивные частицы (WIMP - Weakly Interacting Massive Particle). Основным же кандидатом на роль вимпа является кандидат от суперсимметрии. Минимальная Суперсимметричная Стандартная Модель (МССМ, или в англ. транскрипции MSSM - Minimal Supersymmetric Standard Model) предсказывает существование частицы со спином 1/2 (фермиона) называемого нейтралино, являющегося фермионным суперпартнером электрически нейтральных калибровочных бозонов и Хиггсовских скаляров. Нейтралино должны иметь большую массу, но при этом очень слабо взаимодействовать с другими частицами. Они могут составить значительную часть плотности во Вселенной и при этом не излучать свет, что делает их хорошим кандидатом на роль темной материи во Вселенной

Струнные теории требуют суперсимметрию, так что в принципе, если нейтралино будут открыты и окажется, что именно из них и состоит темная материя, это было бы неплохо. Но если суперсимметрия не нарушена, то фермионы и бозоны тождественно равны друг другу, а это не так в нашем мире. Действительно сложной частью всех суперсимметричных теорий является то, как нарушить суперсиметрию, но при этом не потерять все те преимущества, которые она дает.

Одной из причин, почему физики-струнщики и физики-элементарщики любят суперсимметричные теории, является то, что в рамках суперсимметричных теорий получается нулевая полная энергия вакуума, поскольку фермионный и бозонный вакуумы взаимосокращают друг друга. А если суперсимметрия нарушена, то бозоны и фермионы уже не тождественны друг другу, и такого взаимосокращения уже не происходит.

Из наблюдений далеких сверхновых с хорошей точностью следует, что расширение нашей Вселенной (по крайнем мере сейчас) ускоренно из-за присутствия чего-либо типа энергии вакуума или космологической постоянной. Так что независимо от того, как суперсимметрия была нарушена в струнной теории, необходимо, чтобы в итоге получалось "правильное" количество энергии вакуума для описания нынешнего ускоренного расширения. И это вызов теоретикам, поскольку пока все способы нарушения суперсимметрии дают слишком много вакуумной энергии.

Космология и дополнительные измерения

В рамках теории суперструн проводится аналогия между системой экстремальных бран, свернутых вокруг дополнительных измерений и экстремальными черными дырами и показывается, что фактически, многие свойства двух систем в точности одинаковы. Это совпадение возникает потому, что в обоих случаях имеется несколько различных суперсимметричных преобразований, связывающих фермионы и бозоны. Оказывается, они позволяют сконструировать убедительную математическую аналогию, которая заставляет термодинамики двух систем быть идентичными
В рамках теории суперструн проводится аналогия между системой экстремальных бран, свернутых вокруг дополнительных измерений и экстремальными черными дырами и показывается, что фактически, многие свойства двух систем в точности одинаковы. Это совпадение возникает потому, что в обоих случаях имеется несколько различных суперсимметричных преобразований, связывающих фермионы и бозоны. Оказывается, они позволяют сконструировать убедительную математическую аналогию, которая заставляет термодинамики двух систем быть идентичными

Струнная космология очень запутана и сложна в основном из-за присутствия шести (или даже семи в случае М-теории) дополнительных пространственных измерений, которые требуются для квантовой согласованности теории. Дополнительные измерения представляют собой вызов уже и в рамках самой струнной теории, а с точки зрения космологии эти дополнительные измерения эволюционируют в соответствии с физикой Большого Взрыва и того, что было до него. Тогда что же удерживает дополнительные измерения от того, чтобы расшириться и стать такими же большими, как три наши пространственных измерения?

Однако есть поправочный фактор к поправочному фактору: суперструнная дуальная симметрия известная как T-дуальность. Если пространственное измерение свернуто до окружности радиуса R, результирующая струнная теория окажется эквивалентной другой другой струнной теории с пространственным измерением, свернутым до окружности радиуса Lst2/R, где Lst это струнный масштаб длин. Для многих из этих теорий, когда радиус дополнительного измерения удовлетворяет условию R = Lst, струнная теория получает дополнительную симметрию с некоторыми массивными частицами, которые становятся безмассовыми. Это называется самодуальной точкой и она важна по многим другим причинам.

 Эта дуальная симметрия приводит к очень интересному предположению относительно Вселенной до Большого Взрыва - такая струнная Вселенная начинается с плоского, холодного и очень маленького состояния вместо того, чтобы быть искривленной, горячей и очень маленькой. Эта ранняя Вселенная очень неустойчива и начинает коллапсировать и сжиматься, пока не достигает самодуальной точки, после чего она нагревается и начинает расширяться и в результате расширения приводит к нынешней наблюдаемой Вселенной. Преимуществом этой теории является то, что она включает описанное выше струнное поведение Т-дуальности и самодуальной точки, так что эта теория вполне является теорией струнной космологии.

Инфляция или столкновение гигантских бран?

Что струнная теория предсказывает по поводу источника вакуумной энергии и давления, необходимых для осуществления ускоренного расширения во время инфляционного периода ? Скалярные поля, которые могли бы вызвать инфляционное расширение Вселенной, на масштабах Теории Большого Объединения могут оказаться вовлеченными в процесс нарушения симметрии на масштабах немного выше электрослабого, определения констант связи калибровочных полей, а может даже посредством них получается энергия вакуума для космологической постоянной. В струнных теориях есть составные части для построения моделей с нарушением суперсимметрии и инфляцией, но необходимо собрать все эти составные части так, чтобы они работали вместе, а это все еще, как говорят, в разработке.

 Сейчас одной из альтернативных инфляции моделей является модель со столкновением гигантских бран, известная еще как Экпиротическая Вселенная или же Большой Хлопок. В рамках это модели все начинается с холодного, статичного пятимерного пространства-времени которое очень близко к тому, чтобы быть полностью суперсимметричным. Четыре пространственных измерения ограничены трехмерными стенами или три-бранами, и одна из этих стен и является пространством, в котором мы живем. Вторая брана сокрыта от нашего восприятия.

 В соответствии с этой теорией, есть еще одна три-брана, "потерянная" где-то между двумя граничными бранами в четырехмерном объемлющем пространстве, и когда эта брана соударяется с браной, на которой мы живем, то выделяющаяся от этого столкновения энергия разогревает нашу брану и в нашей Вселенной начинается Большой Взрыв по правилам, описанным выше.

 Это предположение достаточно ново, так что посмотрим, выдержит ли оно более точные проверки.

Проблема с ускорением

Проблема с ускоренным расширением Вселенной это фундаментальная проблема не только в рамках струнной теории, но даже и в рамках традиционной физики элементарных частиц. В моделях вечной инфляции ускоренное расширение Вселенной неограниченно. Это неограниченное расширение ведет к ситуации, когда гипотетический наблюдатель, вечно путешествующий по Вселенной, никогда не сможет увидеть части событий во Вселенной.

Граница между регионом, который наблюдатель сможет увидеть и тем, который он увидеть не сможет, называется горизонтом событий наблюдателя. В космологии горизонт событий подобен горизонту частиц, но за тем исключением, что он в будущем, а не в прошлом.

С точки зрения человеческой философии или внутренней согласованности Эйнштейновской теории относительности, проблемы космологического горизонта событий попросту нет. Ну и что что мы не сможем никогда увидеть некоторые уголки нашей Вселенной, даже если мы и будем жить вечно?

Но проблема космологического горизонта событий является основной технической проблемой в физике высоких энергий из-за определения релятивистской квантовой теории в терминах набора амплитуд рассеяния, называемого S-матрицей. Одним из фундаментальных предположений квантовых релятивистских теорий и теорий струн является то, что приходящие и уходящие состояния бесконечно разделены во времени, и что они, таким образом, ведут себя как свободные невзаимодействующие состояния.

Присутствие же горизонта событий предполагает конечную хокинговскую температуру, таким образом, условия для определения S-матрицы уже не могут быть выполнены. Отсутствие S-матрицы и есть та формальная математическая проблема, при этом она возникает не только в струнной теории, но так же и в теориях элементарных частиц.

Некоторые недавние попытки разрешить эту проблему привлекали квантовую геометрию и изменение скорости света. Но эти теории все еще в разработке. Однако большинство экспертов сходятся на том, что все можно разрешить без привлечения таких радикальных мер.

16 Июля 2011, 2:31    Den    29502    2

Комментарии (2):

cakFeappy  •  22 Ноября 2011, 16:27
Увы, несмотря на множество написанных книг, до сих пор никто не поставил ни единого опыта, который прямо доказал бы состоятельность ТС. В отличие, кстати, от теории относительности или квантовой механики. Таким образом, теория струн по сей день остаётся, по сути, чисто умозрительной конструкцией.
Изменить ситуацию намерены Майкл Дафф (Michael Duff) и его команда из Имперского колледжа в Лондоне. Работа британцев, опубликованная 2 сентября в журнале Physical Review Letters, в случае успеха призвана дать ТС колоссальный толчок.
Для проверки теории Дафф предлагает использовать хрестоматийный эффект квантовой сцепленности частиц. Несмотря на кажущуюся странность, явление квантовой запутанности не подлежит сомнению, так как оно тысячи раз было проверено экспериментально.
levitra  •  5 Декабря 2011, 9:20
На текущий момент взаимодействие трёх запутанных частиц существует лишь на бумаге (хотя недавно появились первые экспериментальные ласточки вроде фотонов-тройняшек). Для представления таких объектов применяются квантово-механические формулы, которые, как однажды заметил Дафф, сильно напоминают математическое описание чёрных дыр определённого класса, причём сделанное именно в рамках ТС.
Параллель может показаться надуманной, однако, по мнению британских физиков, она вполне позволяет, основываясь на соответствующих уравнениях ТС, вначале рассчитать поведение связанных квантовых частиц (в статье предлагается довести их количество до четырёх, чего раньше никому не удавалось даже в теории) и затем поставить опыт по измерению их параметров.
Далее отважных экспериментаторов ждёт поистине драматический момент: они должны будут сравнить предсказания ТС с практическими результатами и, возможно, объявить о первом экспериментальном подтверждении того, что суперструнная модель действует.

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.