480 rub. | 150 UAH | $7,5 ", MOUSEOFF, FGCOLOR, "#FFFFCC", BGCOLOR, "#393939");" onMouseOut="return nd();"> Tezis, - 480 rubl, yetkazib berish 1-3 soat, 10-19 (Moskva vaqti), yakshanbadan tashqari

Bulatov, Nikolay Vladimirovich Satrlarning maydon nazariyasi bilan bog'liq kosmologik modellar: dissertatsiya... Fizika-matematika fanlari nomzodi: 01.04.02 / Bulatov Nikolay Vladimirovich; [Himoya joyi: Mosk. davlat un-t im. M.V. Lomonosov. fizika. fakulteti].- Moskva, 2011.- 115 b.: kasal. RSL OD, 61 12-1/468

Ishga kirish

Muvofiqlik

Ilk koinot davrida erishilgan juda yuqori energiya, shuningdek, kosmologik evolyutsiya sodir bo'lgan ulkan masofalar tufayli kosmologiya fizikani to'g'ridan-to'g'ri tajribalar uchun mavjud bo'lmagan miqyosda o'rganish vositasiga aylanishi mumkin. Bundan tashqari, so'nggi o'n yil ichida amalga oshirilgan ko'plab yuqori aniqlikdagi astrofizik kuzatuvlar kosmologiyani juda aniq fanga, koinotni esa fundamental fizikani o'rganish uchun kuchli laboratoriyaga aylantirdi.

WMAP (Wilkinson Microwave Anizotropy Probe) eksperimenti ma'lumotlarini birgalikda tahlil qilish, shuningdek, 1a tipidagi o'ta yangi yulduzlarni kuzatish natijalari zamonaviy davrda koinotning tezlashtirilgan kengayishini ishonchli ko'rsatmoqda. Kosmologik tezlashuv shuni ko'rsatadiki, hozirda koinotda qorong'u energiya deb ataladigan salbiy bosimga ega taxminan teng taqsimlangan materiya hukmronlik qiladi.

Kosmik moddalarning har xil turlarini spetsifikatsiya qilish uchun bosim o'rtasidagi fenomenologik bog'liqlik R va energiya bilan to'la d : ushbu moddaning har bir komponenti uchun yozilgan

P \u003d WQ,

qayerda w- holat tenglamasi parametri yoki qisqacha holat parametri. Qorong'u energiya uchun w 0. Zamonaviy eksperimental ma'lumotlarga ko'ra, qorong'u energiya holati parametri -1 ga yaqin. Xususan, zamonaviy tajribalar natijalaridan kelib chiqadiki, qorong'u energiya holati parametrining qiymati katta ehtimollik bilan intervalgacha tegishli.

= -í-obí8:oí-

Nazariy nuqtai nazardan, bu oraliq uchta sezilarli darajada farq qiladigan holatlarni qamrab oladi: w > - 1, w = - 1 va w 1.

Birinchi holat w > - 1 skalyar maydonga ega kosmologik modellar bo'lgan kvintessensiya modellarida amalga oshiriladi. Ushbu turdagi model juda maqbuldir, faqat ular ushbu skaler maydonning kelib chiqishi haqidagi savolni ko'taradi. Tajriba ma'lumotlarini qondirish uchun bu skaler maydon juda engil bo'lishi kerak va shuning uchun Standart modelning maydonlar to'plamida emas.

Ikkinchi holat w=- 1 kosmologik konstantani kiritish orqali amalga oshiriladi. Ushbu stsenariy umumiy nuqtai nazardan mumkin, ammo u kosmologik doimiylikning kichikligi muammosini keltirib chiqaradi. Bu tabiiy nazariy bashoratdan 10 barobar kichik bo'lishi kerak.

uchinchi holat, w 1 fantom deb ataladi va Ghost (fantom) kinetik atamasi bo'lgan skalyar maydon yordamida amalga oshirilishi mumkin. Bunday holda, barcha tabiiy energiya sharoitlari buziladi va klassik va ustida beqarorlik muammolari paydo bo'ladi kvant darajalari. Chunki eksperimental ma'lumotlar imkoniyatni istisno etmaydi w 1 va bundan tashqari, tengsizlikni bevosita tekshirish strategiyasi taklif qilindi w - 1, in zamonaviy adabiyot turli modellar faol taklif qilinmoqda va muhokama qilinmoqda w - 1.

Eslatib o'tamiz, doimiy holat parametriga ega modellarda w : -1 dan kam bo'lsa va fazoviy tekis Fridman-Robertson-Uoker ko'rsatkichi bo'lsa, masshtab omili cheksizlikka intiladi va shuning uchun Olam cheksiz vaqt momentida cheksiz o'lchamlarga cho'ziladi. Eng oddiy yo'l bilan modellarda bu muammodan qoching w 1 skalyar maydonni hisobga olishdir f kinetik muddatda salbiy vaqt komponenti bilan. Bunday modelda nol energiya holati buziladi, bu esa beqarorlik muammosiga olib keladi.

Modellarda beqarorlik muammosini hal qilishning mumkin bo'lgan usuli w 1 manfiy kinetik atamasiz yanada fundamental nazariyadan kelib chiqadigan fantom modelni samarali deb hisoblashdir. Xususan, kabi yuqori hosilaviy modelni ko'rib chiqsak fe f, keyin eng oddiy taxminan fe~vaf~ f 2 - 0P0, ya'ni bunday model haqiqatan ham Ghost belgisi bilan kinetik atama beradi. Ma'lum bo'lishicha, bunday imkoniyat I.Ya.ning ishida ko'rsatilgan qatorlar maydoni nazariyasi doirasida paydo bo'ladi. Arefieva (2004). Ko'rib chiqilayotgan model hech qanday mehmonlar bo'lmagan string maydoni nazariyasining yaqinlashuvi bo'lganligi sababli, bu modelda Ghost beqarorligi bilan bog'liq muammolar mavjud emas.

Ushbu ish kosmologiyada qo'llanilishi va xususan, qorong'u energiyani tavsiflash nuqtai nazaridan simli maydon nazariyasidan ilhomlangan nolokal modellarni faol o'rganishni rag'batlantirdi. Bu masala I.Ya.ning koʻplab asarlarida faol oʻrganilgan. Arefieva, S.Yu. Vernova, L.V. Jukovskaya, A.S.Koshelev, G. Kalkagni, N. Barnabi, D. Mulrin, N. Nunes, M. Montobio va boshqalar. Xususan, torli maydon nazariyasidan ilhomlangan turli modellarda yechimlar olindi va ularning ayrim xossalari oʻrganildi.

Ushbu maqolada biz simli maydon nazariyasidan ilhomlangan kosmologik modellarning xususiyatlarini o'rganamiz, ular koinotning zamonaviy evolyutsiyasini tasvirlash uchun ham, erta koinot davrini tasvirlash uchun ham qo'llaniladi.

Ikkinchi bob anizotropik tebranishlarga nisbatan nol energiya holatini buzgan holda kosmologik modellardagi klassik yechimlarning barqarorligini o'rganadi. Ta'kidlanganidek, bunday modellar holat parametri bilan qorong'u energiyani tavsiflash uchun nomzod bo'lishi mumkin w 1. Birinchidan, fantom skalyar maydonga ega bo'lgan bir maydonli modellar holatini ko'rib chiqamiz. Nol energiya holatini buzadigan modellar Fridman kosmologiyasida klassik barqaror echimlarga ega bo'lishi mumkin

Robertson Uoker. Xususan, tortishish kuchi bilan minimal darajada o'zaro ta'sir qiluvchi Gost maydonlarini o'z ichiga olgan o'z-o'zidan ishlaydigan modellar uchun klassik barqaror echimlar mavjud. Bundan tashqari, I.Ya.ning asarlarida tasvirlangan fantom kosmologik modellar sinfida attraktor xatti-harakati (bir jinsli boʻlmagan kosmologik modellar holatidagi eritmalarning attraktor harakati A.A.Starobinskiy asarida tasvirlangan) sodir boʻladi. Arefieva, S.Yu. Vernova, A.S. Kosheleva va R. Laskos hammualliflar bilan. Fridman-Robertson-Uoker metrikasining barqarorligini buzilishlar shaklini ko'rsatish orqali o'rganish mumkin. Bu yechimlarning Fridman-Robertson-Uoker metrikasining anizotropikga, xususan, Byanchi I metrikasiga deformatsiyasiga nisbatan barqaror yoki barqaror emasligini bilish qiziq.Bianchi modellari fazoviy bir hil anizotrop kosmologik modellardir. Astrofizik kuzatuvlardan kelib chiqadigan anizotrop modellarda qat'iy cheklovlar mavjud. Bu cheklovlardan kelib chiqadiki, katta anizotropiyani rivojlantiruvchi modellar koinot evolyutsiyasini tavsiflovchi modellar bo'la olmaydi. Shunday qilib, anizotropik buzilishlarga nisbatan izotropik kosmologik eritmalarning barqarorligi uchun shart-sharoitlarni topish qorong'u energiyani tavsiflashga qodir modellarni tanlash nuqtai nazaridan qiziqish uyg'otadi.

Bianchi modellaridagi izotropik eritmalarning barqarorligi inflyatsiya modellarida ko'rib chiqildi (S. Germani va boshqalar va T. Koivisto va boshqalarning ishlari va ulardagi havolalar). R. M. Vald (1983) da, energiya shartlari bajarilgan deb faraz qilgan holda, dastlab kengaygan Bianchi modellarining barchasi, IX tipdan tashqari, de Sitter fazo vaqtiga aylanishi ko'rsatilgan. Vald teoremasi shuni ko'rsatadiki, ijobiy kosmologik konstanta va asosiy va kuchli energiya shartlarini qondiradigan materiyaga ega bo'lgan I-VIII turdagi Bianchi fazo-vaqti uchun kelajakdagi echimlar ma'lum asimptotik xususiyatlarga ega. t-> oo. Fantom kosmologiyasi va undan ilhomlangan modellar misolida shunga o'xshash savolni ko'rib chiqish qiziq

string maydoni nazariyasi. Ushbu maqolada biz izotropik kosmologik yechimlarning barqaror bo'lishi uchun fantom skaler maydonlari bo'lgan modellar uchun etarli bo'lgan shartlarni olamiz va shuning uchun ko'rib chiqilayotgan modellar qorong'u energiyani tavsiflash uchun etarli bo'lishi mumkin.

Uchinchi bob torli maydon nazariyasidan ilhomlangan musbat bo'lmagan aniq potentsiallarga ega modellardagi kosmologik evolyutsiyaga bag'ishlangan. Bunday modellar ularni qo'llash nuqtai nazaridan erta koinotdagi kosmologik evolyutsiyani tavsiflash uchun qiziqarli bo'lib chiqadi.

Higgs inflyatsiyasi inflyatsiya modeli sifatida katta e'tiborni tortadi. Uni o'rganish M. Shaposhnikov, F.L. Bezrukova, A.A. Starobinskiy, H.L.F. 2007-2011 yillarda yaratilgan Barbona, X. Espinoza, X. Garsiya-Beyido va boshqalar.

Ushbu maqolada biz torli maydon nazariyasidan ilhomlangan Xiggs potentsiali bilan erta kosmologiya modelini o'rganamiz. Ushbu turdagi mahalliy bo'lmagan modellar bilan ishlashning dastlabki motivatsiyasi (I.Ya. Aref'eva modeli, 2004 yil) qorong'u energiya muammolarini o'rganish bilan bog'liq edi. Ushbu turdagi modellarni ilk koinot davrini o'rganish kontekstida ko'rib chiqish imkoniyati J.E.ning asarlarida ta'kidlangan. Leadsey, N. Barnaby va J.M. Klein (2007). Bunday holda, skalyar maydon Neveu-Shvarts-Ramon fermionik qatorining taxionidir va model mahalliy bo'lmagan Xiggs potentsiali ko'rinishiga ega. Skalyar materiyaning nolokalligi sof mahalliy kosmologik modellarga nisbatan mos keladigan kosmologik modellarning xossalarida sezilarli o'zgarishlarga olib keladi. Bu o'zgarishlar J.E.ning asarlarida ko'rsatilganidek, materiyaning kinetik qismining samarali haddan tashqari cho'zilishi tufayli yuzaga keladi. Leadsey, N. Barnaby va J.M. Klein (2007). Ushbu o'zgarishlar qanday sodir bo'lishi haqidagi savol ushbu maqolaning kirish qismida batafsilroq muhokama qilinadi.

Xususiyatlarning asosiy o'zgarishi ko'rib chiqilayotgan narsadir

Ushbu samarali mahalliy nazariyada ulanish konstantasi, massa hadi va kosmologik konstantaning qiymati o'rtasidagi munosabat o'zgaradi, buning natijasida qo'shimcha manfiy doimiy had paydo bo'ladi va biz musbat bo'lmagan aniq Xiggs potentsiali bilan shug'ullanishimiz kerak. Potensialning ijobiy bo'lmagan aniqligi fazalar tekisligida taqiqlangan hududlarning paydo bo'lishiga olib keladi, bu esa ijobiy aniq potentsial holatiga nisbatan tizimning dinamikasini sezilarli darajada o'zgartiradi.

Ushbu maqolada biz Fridman-Robertson-Uoker kosmologiyasida musbat bo'lmagan aniq Xiggs potentsiallari bilan skalyar modellar dinamikasining klassik jihatlarini o'rganamiz. Nolokallik yetarlicha kichik bogʻlanish konstantasi bilan samarali nazariyani taʼminlay olganligi sababli, evolyutsiyaning baʼzi bosqichlarini erkin taxion yaqinlashuvi yordamida tasvirlash mumkin. Shuning uchun biz uchinchi bobni Fridman-Robertson-Uoker metrikasidagi erkin taxion dinamikasini ko‘rib chiqishdan boshlaymiz. Keyin biz Xiggs potentsiali bilan model dinamikasini muhokama qilishga o'tamiz.

Ishning maqsadi

Bianchi I metrikasidagi anizotrop tebranishlarga nisbatan simli maydon nazariyasi bilan bog'liq nol energiya sharti buzilgan holda kosmologik modellarda yechimlarning klassik barqarorligini o'rganish.Fantomni o'z ichiga olgan bir va ikki maydonli modellarda barqarorlik shartlarini olish. skalyar maydonlar va sovuq qorong'u materiya, model parametrlari bo'yicha, shuningdek, superpotensial nuqtai nazardan. Ijobiy bo'lmagan aniq potentsiallarga ega simli maydon nazariyasidan ilhomlangan dastlabki kosmologik modellarda dinamikani o'rganish.

Ishning ilmiy yangiligi

Ushbu ishda birinchi marta metrikaning anizotrop tebranishlariga nisbatan nol energiya holatini buzgan kosmologik modellardagi eritmalarning barqarorligi o'rganildi. Barqarorlik shartlari model parametrlari bo'yicha ham, ham olinadi

superpotentsial nuqtai nazaridan. Bundan tashqari, ilgari olingan yaqinlashish bilan solishtirganda ijobiy kosmologik konstantaga ega bo'lgan takion dinamikasini tavsiflovchi quyidagi bir rejimli yaqinlashuv tuziladi. Shuningdek, ushbu maqolada, birinchi marta, taqiqlangan mintaqa chegarasi yaqinida takion potensiali va ijobiy kosmologik konstantaga ega bo'lgan modeldagi eritmalar asimptotikasi qurilgan.

Tadqiqot usullari

Dissertatsiyada umumiy nisbiylik nazariyasi, nazariyasi metodlaridan foydalaniladi differensial tenglamalar, raqamli tahlil.

Ilmiy va amaliy ahamiyati ish

Ushbu dissertatsiya nazariy xususiyatga ega. Ushbu ish natijalari torli maydon nazariyasidan ilhomlangan kosmologik modellarni keyingi o'rganish uchun ishlatilishi mumkin. 2-bobning natijalari turli xil qorong'u energiya modellaridagi eritmalarning barqarorlik xususiyatlarini keyingi tadqiqotlarda qo'llanilishi mumkin, bundan tashqari, olingan natijalar kosmologik evolyutsiyani tavsiflash uchun u yoki bu modeldan foydalanish imkoniyati mezonlarini beradi. Bundan tashqari, superpotentsial usuldan foydalangan holda barqaror echimlarni qurish uchun taklif qilingan algoritm barqaror echimlarga ega bo'lgan modellarni yaratishga imkon beradi. 3-bobda olingan natijalar pozitiv bo'lmagan aniq Higgs potentsialiga ega bo'lgan inflyatsiya modellarini o'rganish bilan bevosita bog'liq bo'lib, ushbu modellarni keyingi o'rganish uchun ishlatilishi mumkin. Dissertatsiya natijalaridan Moskva davlat universitetining fizika fakultetida, MIAN, FIAN, INR, BLTP OI-YaI, ITEPda olib borilayotgan ishlarda foydalanish mumkin.

Ishning aprobatsiyasi

Dissertatsiyada taqdim etilgan natijalar muallif tomonidan quyidagi xalqaro konferentsiyalarda ma'ruza qilindi:

1. Xalqaro konferensiya “Klassik va kvant dinamik tizimlarida qaytmaslik muammosi”, Moskva, Rossiya,

6 yozgi maktab va zamonaviy matematik fizika bo'yicha konferentsiya, Belgrad, Serbiya, 2010 yil.

Yuqori energiya fizikasi va kvant maydon nazariyasi boʻyicha XIX xalqaro konferensiya, Golitsino, Rossiya, 2010 yil.

"Kvarklar-2010" xalqaro konferensiyasi, Kolomna, Rossiya, 2010 yil.

Moskva fizika jamiyatining yosh fiziklari tanlovi, Moskva, Rossiya, 2009 yil.

Nashrlar

Taqdim etilgan asosiy natijalar ushbu dissertatsiya muallifi tomonidan mustaqil ravishda olingan, yangi va maqolalarda nashr etilgan.

Ishning tuzilishi va hajmi

Fizika-matematika fanlari doktori M. SAZHIN (Moskva davlat universiteti P. K. Sternberg davlat astronomik instituti), V. SHULGA (kosmos instituti)

Nazariy fizika bizga yana bir bor dunyo haqidagi g'oyalarimizni tubdan o'zgartirishni taklif qiladi. Elementar zarralar olti oʻlchamli fazoda tebranuvchi baʼzi mikroskopik supertorlarning tebranishlari boʻlib chiqdi (“Fan va hayot” № 2, 3, 1997 y.ga qarang). Va bizning koinotimizda yulduzlar, sayyoralar, chang va gaz tumanliklaridan tashqari, boshqa mutlaqo aql bovar qilmaydigan narsalar - kosmik torlar topildi. Ular butun koinot bo'ylab uning bir ufqidan ikkinchisiga cho'ziladi, burishadi, yirtib, halqalarga aylanadi va juda katta energiya chiqaradi.

Fan va hayot // Rasmlar

Akademik Yakov Borisovich Zel'dovich nazariy fizikaning ko'plab sohalarida ishlagan. 1960-yillardan boshlab u astrofizika va kosmologiya muammolari bilan shugʻullana boshladi. Aynan shu davrda Ya.B.Zel'dovich kosmik torlar nazariyasini yaratdi.

Yopiq kosmik simning evolyutsiyasi juda murakkab bo'lishi mumkin.

Yassi qog'oz ikki o'lchovli Evklid fazosidir.

To'lqin (har qanday!) o'lchamlari to'lqin uzunligidan ancha kichik bo'lgan to'siqni "sezmaydi".

Noto'g'ri isitiladigan havo qatlamidan o'tadigan yorug'lik nurlari egilgan. Shunday qilib sarob paydo bo'ladi: odam suv yuzasi uchun bulutli osmon tasvirini oladi.

Kosmosda ham saroblar paydo bo'ladi. U yerda uzoq jismdan kelayotgan yorug‘lik nurlari massiv galaktikaning tortishish maydoni – “tortishish linzalari” tomonidan egilib, kuzatuvchiga tasvir ikki barobar ko‘paygandek tuyuladi.

Kosmik kema halqa ipidan o'tadi.

Shunday qilib, nazariyotchilarning fikriga ko'ra, kosmik torlarning evolyutsiyasi Olamning paydo bo'lishidan to hozirgi kungacha sodir bo'ladi.

Albert Eynshteyn davridan beri fizikaning asosiy vazifalaridan biri barcha fizik o'zaro ta'sirlarni birlashtirish, yagona maydon nazariyasini izlash edi. To'rtta asosiy o'zaro ta'sir mavjud: elektromagnit, zaif, kuchli yoki yadroviy va eng universal - tortishish. Har bir o'zaro ta'sirning o'z tashuvchilari - zaryadlar va zarralar mavjud. Elektromagnit kuchlar uchun bular musbat va manfiy elektr zaryadlari (proton va elektron) va elektromagnit ta'sir o'tkazuvchi zarralar - fotonlardir. Zaif o'zaro ta'sir faqat o'n yil oldin kashf etilgan bozonlar tomonidan amalga oshiriladi. Kuchli o'zaro ta'sirning tashuvchilari kvarklar va glyuonlardir. Gravitatsion o'zaro ta'sir bir-biridan ajralib turadi - bu fazo-vaqt egriligining namoyonidir.

Eynshteyn o'ttiz yildan ortiq vaqt davomida barcha jismoniy o'zaro ta'sirlarni birlashtirish ustida ishladi, ammo u ijobiy natijaga erisha olmadi. Faqat asrimizning 70-yillarida, katta hajmdagi eksperimental ma'lumotlar to'planganidan so'ng, simmetriya g'oyalarining zamonaviy fizikada tutgan o'rnini anglab etgach, S.Vaynberg va A.Salam elektromagnit va kuchsiz o'zaro ta'sirlarni uyg'unlashtirishga muvaffaq bo'ldilar, elektrozaiflar nazariyasini yaratdilar. o'zaro ta'sirlar. Ushbu ish uchun tadqiqotchilar S. Glashow (nazariyani kengaytirgan) bilan birgalikda mukofotlangan Nobel mukofoti 1979 yilda fizika fanidan.

Elektr zaif o'zaro ta'sirlar nazariyasida ko'p narsa g'alati edi. Maydon tenglamalari g'ayrioddiy shaklga ega edi va ba'zilarining massalari elementar zarralar nomuvofiq bo‘lib chiqdi. Ular jismoniy vakuumning turli holatlari o'rtasidagi fazaviy o'tish paytida massalarning paydo bo'lishining dinamik mexanizmi deb ataladigan ta'sir natijasida paydo bo'ldi. Jismoniy vakuum shunchaki zarrachalar, atomlar yoki molekulalar bo'lmagan "bo'sh joy" emas. Vakuumning tuzilishi hali ham noma'lum, faqat aniq bo'ladiki, u haqiqiy jismoniy jarayonlarda namoyon bo'ladigan o'ta muhim xususiyatlarga ega bo'lgan moddiy maydonlarning eng past energiya holatidir. Agar, masalan, bu maydonlarga juda katta energiya berilsa, materiyaning kuzatilmaydigan, "vakuum" holatidan haqiqiy holatga fazali o'tishi sodir bo'ladi. Go'yo "yo'qdan" massali zarralar paydo bo'ladi. Yagona maydon nazariyasi g'oyasi vakuumning turli holatlari o'rtasidagi mumkin bo'lgan o'tishlar haqidagi farazlarga va simmetriya tushunchalariga asoslanadi.

Tezlatgich energiyasi har bir zarracha uchun 10 16 GeV ga yetganda bu nazariyani laboratoriyada tekshirish mumkin bo'ladi. Bu tez orada sodir bo'lmaydi: bugungi kunda u hali ham 10 4 GeV dan oshmaydi va hatto bunday "kam quvvatli" tezlatgichlarni qurish hatto butun jahon ilmiy hamjamiyatiga ham juda qimmat ishdir. Biroq, 10 16 GeV va undan ham yuqori darajali energiyalar fiziklar ko'pincha "kambag'al odamning tezlatkichi" deb ataydigan ilk koinotda bo'lgan: undagi jismoniy o'zaro ta'sirlarni o'rganish bizga kirish imkoni bo'lmagan energiya hududlariga kirishga imkon beradi.

Bayonot g'alati tuyulishi mumkin: o'nlab milliard yillar oldin sodir bo'lgan voqealarni qanday tekshirish mumkin? Shunga qaramay, bunday "vaqt mashinalari" mavjud - bular zamonaviy kuchli teleskoplar bo'lib, ular koinotning ko'rinadigan qismining eng chekkasidagi ob'ektlarni o'rganishga imkon beradi. Ulardan yorug'lik bizga 15-20 milliard yil davomida keladi, bugungi kunda biz ularni dastlabki Koinotdagi kabi ko'ramiz.

Elektromagnit, kuchsiz va kuchli o'zaro ta'sirlarning birlashishi nazariyasi tabiatda hech qachon eksperimental kuzatilmagan juda ko'p zarrachalar mavjudligini bashorat qildi. Bizga tanish bo'lgan zarrachalarning o'zaro ta'sirida ularning tug'ilishi uchun qanday tasavvur qilib bo'lmaydigan energiya kerakligini hisobga olsak, bu ajablanarli emas. Boshqacha qilib aytadigan bo'lsak, ularning namoyon bo'lishini kuzatish uchun yana birinchi koinotga qarash kerak.

Bu zarralarning ba'zilarini so'zning odatiy ma'nosida zarrachalar deb ham atash mumkin emas. Bular ko'ndalang o'lchami taxminan 10-37 sm (atom yadrosidan ancha kichik - 10 -13 sm) va uzunligi bizning koinotning diametri tartibida - 40 milliard yorug'lik yili (10 28 sm) bo'lgan bir o'lchovli ob'ektlardir. ). Bunday ob'ektlarning mavjudligini bashorat qilgan akademik Ya. B. Zeldovich ularni bergan chiroyli ism- kosmik torlar, chunki ular haqiqatan ham gitara torlariga o'xshash bo'lishi kerak.

Laboratoriyada ularni yaratish mumkin emas: butun insoniyat etarli energiyaga ega bo'lmaydi. Yana bir narsa - kosmik torlarning tug'ilishi uchun sharoitlar tabiiy ravishda paydo bo'lgan erta koinot.

Demak, koinotda torlar bo'lishi mumkin. Va astronomlar ularni topishlari kerak bo'ladi.

Arizonadagi Kit Peak observatoriyasi minorasi mart oqshomida g‘oyib bo‘ldi. Uning ulkan gumbazi sekin burildi - teleskopning ko'zi Arslon yulduz turkumidagi ikkita yulduzni qidirdi. Prinston astronomi E. Tyorner bu kvazarlar, eng kuchli galaktikalardan o'nlab marta ko'proq energiya chiqaradigan sirli manbalar, deb taxmin qildi. Ular shunchalik cheksiz uzoqdaki, ularni teleskop orqali zo'rg'a ko'rish mumkin. Kuzatishlar tugadi. Tyorner kompyuterning optik spektrlarni ochishini kutayotgan edi, hatto bir necha soat ichida hamkasblari bilan yangi nashrlarni ko'rib, shov-shuvli kashfiyot qilishini taxmin qilmadi. Teleskop kosmik ob'ektni topdi, uning o'lchamlari shunchalik kattaki, ularni tasavvur qilish qiyin bo'lsa-da, olimlar uning mavjudligi haqida hech qanday tasavvurga ega emas edilar.

Biroq, bu voqea haqidagi hikoyani ko'p yillar oldin qaytib kelgan boshqa mart oqshomidan boshlagan ma'qul.

1979 yilda astrofiziklar Katta Ursa yulduz turkumidagi radio manbasini o'rganib, uni ikkita xira yulduz bilan aniqladilar. Ularning optik spektrlarini shifrlagan olimlar yana bir juft noma'lum kvazarlarni kashf etganliklarini tushunishdi.

Bu hech qanday maxsus narsa emasga o'xshaydi - ular bitta kvazarni qidirdilar, lekin bir vaqtning o'zida ikkitasini topdilar. Ammo astronomlarni ikkita tushunarsiz fakt ogohlantirdi. Birinchidan, yulduzlar orasidagi burchak masofasi atigi olti yoy soniya edi. Katalogda allaqachon mingdan ortiq kvazarlar mavjud bo'lsa-da, bunday yaqin juftliklar hali topilmagan. Ikkinchidan, manbalarning spektrlari to'liq mos keladi. Bu asosiy ajablanib bo'ldi.

Gap shundaki, har bir kvazarning spektri o'ziga xos va betakrordir. Ba'zan ularni barmoq izlari kartalari bilan solishtirishadi - turli odamlar uchun bir xil barmoq izlari bo'lmaganidek, ikkita kvazarning spektrlari mos kelmaydi. Va agar biz taqqoslashni davom ettiradigan bo'lsak, unda yangi yulduzlar juftligining optik spektrlarining mos kelishi shunchaki ajoyib edi - go'yo nafaqat barmoq izlari, balki ulardagi eng kichik tirnalishlar ham birlashgandek.

Ba'zi astrofiziklar "egizaklar"ni bir-biriga bog'liq bo'lmagan bir-biriga bog'liq bo'lmagan kvazarlar juftligi deb hisoblashgan. Boshqalar esa dadil taxminni ilgari surdilar: bu yerda faqat bitta kvazar bor, uning qo‘sh qiyofasi esa shunchaki “kosmik sarob”dir. Cho'llarda va dengizlarda sodir bo'ladigan er usti saroblari haqida hamma eshitgan, ammo buni hali hech kim kosmosda kuzata olmagan. Biroq, bu kamdan-kam uchraydigan hodisa yuz berishi kerak.

Katta massaga ega bo'lgan kosmik jismlar atrofida kuchli tortishish maydoni hosil qiladi, bu esa yulduzdan kelayotgan yorug'lik nurlarini egadi. Agar maydon bir xil bo'lmasa, nurlar turli burchaklarda egilib, bir tasvir o'rniga kuzatuvchi bir nechtasini ko'radi. Ko'rinib turibdiki, nur qanchalik kavisli bo'lsa, tortishish linzalarining massasi shunchalik katta bo'ladi. Gipotezani sinab ko'rish kerak edi. Men uzoq kutishim shart emas edi, ob'ektiv o'sha yilning kuzida topilgan. Kvazarning qo'sh tasvirini keltirib chiqaradigan elliptik galaktika deyarli bir vaqtning o'zida ikkita rasadxonada suratga olingan. Va tez orada astrofiziklar yana to'rtta tortishish linzalarini topdilar. Keyinchalik, hatto "mikrolinzalash" ta'siri ham aniqlandi - yorug'lik nurlarining bizning Yer yoki Yupiter sayyorasi miqyosida juda kichik (kosmik standartlar bo'yicha) qorong'u jismlar tomonidan og'ishi (qarang, "Fan va hayot" 1994 yil 2-son). .

Va endi E. Tyorner ikki tomchi suv kabi bir-biriga o'xshash spektrlarni qabul qilib, oltinchi linzani ochadi. Voqea oddiy bo'lib tuyuladi, bu erda qanday sensatsiya. Ammo bu safar qo'sh yorug'lik nurlari 157 yoy ​​soniyali burchak hosil qildi - avvalgidan o'nlab marta katta. Bunday og'ish faqat koinotda ma'lum bo'lgan har qanday massadan ming marta kattaroq tortishish linzalari tomonidan yaratilishi mumkin edi. Shuning uchun astrofiziklar dastlab misli ko'rilmagan kattalikdagi kosmik ob'ekt - galaktikalar superklasteriga o'xshash narsa kashf etilgan deb taxmin qilishdi.

Muhimligi nuqtai nazaridan, bu ishni pulsarlar, kvazarlarning kashf etilishi va koinotning panjara tuzilishini o'rnatish kabi fundamental natijalar bilan solishtirish mumkin. "Lens" Tyorner, shubhasiz, asrimizning ikkinchi yarmining ajoyib kashfiyotlaridan biri.

Albatta, kashfiyotning o'zi qiziq emas - 40-yillarda A. Eynshteyn va sovet astronomi G. Tixov deyarli bir vaqtning o'zida nurlarning gravitatsion fokuslanishining mavjudligini bashorat qilishgan. Tushunarsiz boshqasi - linzalarning o'lchami. Ma'lum bo'lishicha, kosmosda barcha ma'lum bo'lganlardan ming marta kattaroq ulkan massalar izsiz yashiringan va ularni topish uchun qirq yil kerak bo'lgan.

Tyornerning hozirgacha qilgan ishlari frantsuz astronomi Le Verrier tomonidan Neptun sayyorasini kashf etganini biroz eslatadi: yangi linza ham faqat qalam uchida mavjud. Hisoblangan, ammo topilmagan.

Albatta, ishonchli faktlar, aytaylik, fotosuratlar paydo bo'lguncha, siz turli xil taxminlar va taxminlarni qilishingiz mumkin. Masalan, Tyornerning o‘zi linza bizning Galaktika – Somon yo‘lidan ming marta kattaroq “qora tuynuk” bo‘lishi mumkinligiga ishonadi. Ammo bunday teshik mavjud bo'lsa, u boshqa kvazarlarda ham qo'shaloq tasvirni keltirib chiqarishi kerak. Astrofiziklar hali hech narsa ko'rmagan.

Va bu erda tadqiqotchilarning e'tiborini kosmik torlarning uzoq va juda qiziq gipotezasi jalb qildi. Uni tushunish qiyin, uni tasavvur qilishning iloji yo'q: satrlarni faqat murakkab matematik formulalar bilan tasvirlash mumkin. Bu sirli bir o‘lchamli shakllanishlar yorug‘lik chiqarmaydi va juda katta zichlikka ega – bunday “ip”ning bir metri Quyoshnikidan ham og‘irroqdir. Va agar ularning massasi juda katta bo'lsa, tortishish maydoni, hatto chiziqqa cho'zilgan bo'lsa ham, yorug'lik nurlarini sezilarli darajada burishi kerak. Biroq, linzalar allaqachon suratga olingan va kosmik torlar va "qora tuynuklar" hali ham faqat matematiklarning tenglamalarida mavjud.

Bu tenglamalardan kelib chiqadiki, Katta portlashdan so'ng darhol paydo bo'lgan kosmik sim koinot chegaralariga "yopiq" bo'lishi kerak. Ammo bu chegaralar shunchalik uzoqki, ipning o'rtasi ularni "sezmaydi" va o'zini erkin parvozda elastik sim bo'lagi yoki notinch oqimdagi baliq ovlash chizig'i kabi tutadi. Iplar egilib, bir-biriga yopishadi va sinadi. Iplarning singan uchlari darhol bog'lanib, yopiq qismlarni hosil qiladi. Iplarning o'zi ham, ularning alohida bo'laklari ham Olam bo'ylab yorug'lik tezligiga yaqin tezlikda uchib o'tadi.

Umumiy nisbiylik nazariyasiga ko'ra, massa fazo-vaqtning egriligiga sabab bo'ladi. Kosmik ip ham uni egib, o'z atrofida konus shaklidagi bo'shliqni yaratadi. Konusga o'ralgan uch o'lchamli makonni tasavvur qilish qiyin. Shuning uchun oddiy o'xshatishga murojaat qilaylik. Keling, bir tekis qog'oz varag'ini olaylik - ikki o'lchovli Evklid fazosi. Keling, undan sektorni kesib olaylik, aytaylik, 10 daraja. Biz varaqni konusga aylantiramiz, shunda sektorning uchlari bir-biriga ulanadi. Biz yana ikki o'lchovli, ammo Evklid bo'lmagan fazoni olamiz. Aniqrog'i, u hamma joyda Evklid bo'ladi, bir nuqtadan tashqari - konusning tepasi. Cho'qqi atrofida o'ralmaydigan har qanday yopiq halqani kesib o'tish 360 graduslik aylanishga olib keladi va konusni uning cho'qqisi atrofida aylanib o'tish 350 graduslik aylanishga olib keladi. Bu Evklid bo'lmagan fazoning xususiyatlaridan biridir.

Xuddi shunga o'xshash narsa bizning uch o'lchovli makonimizda ipning bevosita yaqinida sodir bo'ladi. Har bir konusning ustki qismi ipda yotadi, faqat u tomonidan "kesilgan" sektor kichik - bir necha yoy daqiqasi. Aynan shu burchakda ip o'zining dahshatli massasi bilan bo'shliqni egadi va bu burchak masofasida egizak yulduz - "kosmik sarob" ko'rinadi. Va Tyornerning "linzalari" yaratadigan og'ish - taxminan 2,5 yoy daqiqasi - nazariy baholarga juda mos keladi. Bizga ma'lum bo'lgan barcha boshqa linzalarda tasvirlar orasidagi burchak masofasi yoy soniyalaridan yoki hatto soniyalarning kasrlaridan oshmaydi. Eng qizig'i shundaki, gravitatsiyaviy linzaning ipga ta'sirini teleskopsiz ham ko'rish mumkin: inson ko'zining o'lchamlari taxminan yarim daqiqa yoyni tashkil qiladi. Siz shunchaki qaerga qarashni bilishingiz va "sarob" ni haqiqiy narsalardan ajratib olishingiz kerak.

Kosmik ip nimadan yasalgan? Bu materiya emas, ba'zi zarrachalar zanjiri emas, balki materiyaning alohida turi, ma'lum maydonlarning sof energiyasi - elektromagnit, zaif va yadroviy o'zaro ta'sirlarni birlashtiradigan maydonlarning o'zi. Ularning energiya zichligi juda katta (10 16 GeV) 2 va massa va energiya mashhur E = mc 2 formulasi bilan bog'langanligi sababli, ip juda og'ir bo'lib chiqadi: uning bo'lagi uzunligi elementar zarrachaning o'lchamiga teng. taxminan 10 -24 g, og'irligi 10 -10 g Undagi kuchlanish kuchlari ham juda katta: kattalik tartibida ular 10 38 kgf ni tashkil qiladi. Quyoshimizning massasi taxminan 2 ga teng. 10 30 kg, ya'ni kosmik ipning har bir metri yuz million Quyosh og'irligiga teng kuchlar bilan cho'zilgan. Bunday katta keskinliklar qiziqarli jismoniy hodisalarga olib keladi.

Ip materiya bilan o'zaro ta'sir qiladimi? Umuman olganda, shunday bo'ladi, lekin juda g'alati tarzda. Ipning diametri 10 -37 sm, deylik, elektron tengsiz kattaroq: 10 -13 sm.Har qanday elementar zarra bir vaqtning o'zida to'lqin bo'lib, kattaligi bo'yicha uning hajmiga teng. To'lqin uzunligi uning o'lchamidan ancha katta bo'lsa, to'lqin to'siqlarni sezmaydi: uzun radio to'lqinlar uylarni aylanib chiqadi va yorug'lik nurlari juda kichik narsalardan ham soya soladi. Ipni elektronga solishtirish diametri 1 santimetr bo'lgan arqonning 100 kiloparsek galaktika bilan o'zaro ta'sirini o'rganishga o'xshaydi. Sog'lom fikrga asoslanib, galaktika shunchaki arqonni sezmasligi kerak. Ammo bu arqon butun galaktikadan ko'proq og'irlik qiladi. Shuning uchun o'zaro ta'sir hali ham sodir bo'ladi, lekin u elektronning o'zaro ta'siriga o'xshash bo'ladi magnit maydon. Maydon elektronning traektoriyasini buradi, u tezlanishga ega va elektron fotonlarni chiqara boshlaydi. Elementar zarralar ip bilan o'zaro ta'sirlashganda, elektromagnit nurlanish ham paydo bo'ladi, lekin uning intensivligi shunchalik kichik bo'ladiki, undan ipni aniqlash mumkin bo'lmaydi.

Ammo satr o'zi bilan va boshqa satrlar bilan o'zaro ta'sir qilishi mumkin. Iplarning kesishishi yoki o'z-o'zidan kesishishi barqaror elementar zarralar - neytrinolar, fotonlar, gravitonlar shaklida energiyaning sezilarli darajada ajralib chiqishiga olib keladi. Bu energiyaning manbai iplar o'zaro kesishganda paydo bo'ladigan yopiq halqalardir.

Ring torlari qiziqarli ob'ektdir. Ular beqaror va ma'lum bir xarakterli vaqt ichida parchalanadi, bu ularning hajmi va konfiguratsiyasiga bog'liq. Bunday holda, halqa energiyani yo'qotadi, u ipning moddasidan olinadi va zarrachalar oqimi bilan olib ketiladi. Halqa qisqaradi, kichrayadi va uning diametri elementar zarracha hajmiga yetganda, trotil 10 Gigaton (10 10 tonna) portlashiga teng energiya ajralib chiqishi bilan tor 10 -23 sekundda portlaydi.

Halqa simlari fizikasi bitta qiziq nazariyaga - oyna dunyosi nazariyasiga juda mos keladi. Ushbu nazariya har bir elementar zarrachaning sherigi borligini ta'kidlaydi. Demak, oddiy elektron ko'zgu elektronga (pozitron emas!) mos keladi, u ham manfiy zaryadga ega, oddiy proton musbat ko'zgu protoniga, oddiy foton - oyna fotonga va hokazo. Ushbu ikki turdagi materiya hech qanday tarzda bog'liq emas: ko'zgu fotonlari bizning dunyomizda ko'rinmaydi, biz oyna glyuonlari, bozonlar va boshqa o'zaro ta'sir tashuvchilarni qayd eta olmaymiz. Ammo tortishish kuchi ikkala dunyo uchun ham bir xil bo'lib qoladi: ko'zgu massasi bo'shliqni oddiy massa bilan bir xil tarzda egadi. Boshqacha qilib aytadigan bo'lsak, qo'shaloq yulduzlar kabi tuzilmalar mavjud bo'lishi mumkin, ularning bir komponenti bizning dunyomizning oddiy yulduzi, ikkinchisi esa biz uchun ko'rinmaydigan oyna dunyosidan yulduzdir. Bunday juft yulduzlar haqiqatda kuzatiladi va ko'rinmas komponent odatda yorug'lik chiqarmaydigan "qora tuynuk" yoki neytron yulduzi sifatida qaraladi. Biroq, u oyna materiyaning yulduzi bo'lib chiqishi mumkin. Va agar bu nazariya to'g'ri bo'lsa, unda halqa torlari bir dunyodan ikkinchisiga o'tish vazifasini bajaradi: halqa orqali parvoz zarrachalarni 180 o ga aylantirishga, ularning oyna aks etishiga teng. Kuzatuvchi uzukdan o'tib, o'zining oynadagi qiyofasini o'zgartiradi, boshqa dunyoga tushadi va bizdan g'oyib bo'ladi. Bu dunyo bizning Koinotimizning oddiy aksi bo'lmaydi, unda butunlay boshqa yulduzlar, galaktikalar va, ehtimol, butunlay boshqacha hayot bo'ladi. Sayohatchi bir xil (yoki boshqa) halqa orqali uchib qaytishi mumkin.

Ajablanarlisi shundaki, biz bu g'oyalar aks-sadosini ko'plab ertak va afsonalarda uchratamiz. Ularning qahramonlari quduqqa tushish, oynadan yoki sirli eshikdan o'tish orqali boshqa olamlarga kiradi. Kerolning Elisasi oynadan o'tib, shaxmat va karta donalari yashaydigan dunyoda o'zini topadi va quduqqa tushib, aqlli kichik hayvonlarni (yoki u ular deb bilganlarni) uchratadi. Qizig'i shundaki, matematik Dodgson oyna dunyosi nazariyasi haqida bilishi mumkin emas edi - u 80-yillarda rus fiziklari tomonidan yaratilgan.

Satrlarni qidirishning ko'plab usullari mavjud. Birinchidan, E. Tyorner qilganidek, tortishish linzalarining ta'siri bilan. Ikkinchidan, ipning oldida va uning orqasida relikt nurlanishining haroratini o'lchash mumkin - bu boshqacha bo'ladi. Bu farq kichik, ammo zamonaviy asbob-uskunalar uchun juda qulay: u kosmik mikroto'lqinli fon radiatsiyasining allaqachon o'lchangan anizotropiyasi bilan taqqoslanadi (qarang: Nauka i Zhizn, 1993 yil 12-son).

Iplarni aniqlashning uchinchi usuli bor - ularning tortishish nurlanishi bilan. Iplardagi kuchlanish kuchlari juda yuqori, ular neytron yulduzlarning ichki qismidagi bosim kuchlari - tortishish to'lqinlarining manbalaridan ancha katta. Kuzatuvchilar tortishish to‘lqinlarini kelasi asr boshida ishlay boshlaydigan LIGO (AQSh), VIRGO (Yevropa detektori) va AIGO (Avstraliya) detektorlari kabi asboblarda qayd etishmoqchi. Ushbu qurilmalarga yuklangan vazifalardan biri kosmik torlardan tortishish nurlanishini aniqlashdir.

Va agar uchta usul bir vaqtning o'zida koinotning qaysidir nuqtasida zamonaviy nazariyaga mos keladigan narsa borligini ko'rsatsa, bu ajoyib ob'ekt kashf etilganligini ishonch bilan aytish mumkin bo'ladi. Hozirgacha kosmik torlarning namoyon bo'lishini kuzatishning yagona haqiqiy imkoniyati - bu ularga tortishish linzalarining ta'siri.

Bugungi kunda butun dunyo bo'ylab ko'plab rasadxonalar gravitatsion linzalarni qidirmoqda: ularni o'rganish orqali siz Koinotning asosiy sirini ochishga - uning qanday ishlashini tushunishga yaqinlashishingiz mumkin. Astronomlar uchun linzalar kosmosning geometriyasini aniqlash uchun ulkan o'lchov o'lchagichlari bo'lib xizmat qiladi. Bizning dunyomiz globus yoki futbol to'pi yuzasi kabi yopiqmi yoki cheksizlikka ochiqmi, hozircha noma'lum. Linzalarni, shu jumladan iplarni o'rganish sizga ishonchli tarzda aniqlash imkonini beradi.

Superstring nazariyasi, mashhur tilda, koinotni energiyaning tebranish filamentlari to'plami sifatida ifodalaydi - torlar. Ular tabiatning asosidir. Gipotezada boshqa elementlar - branes ham tasvirlangan. Bizning dunyomizdagi barcha materiya iplar va iplarning tebranishlaridan iborat. Nazariyaning tabiiy natijasi tortishishning tavsifidir. Shuning uchun olimlar tortishish kuchini boshqa kuchlar bilan birlashtirishning kaliti deb hisoblashadi.

Kontseptsiya rivojlanmoqda

Yagona maydon nazariyasi, superstring nazariyasi sof matematikdir. Barcha fizik tushunchalar singari, u ham ma'lum bir tarzda izohlanishi mumkin bo'lgan tenglamalarga asoslanadi.

Bugungi kunda bu nazariyaning yakuniy versiyasi qanday bo'lishini hech kim aniq bilmaydi. Olimlar uning umumiy elementlari haqida juda noaniq tasavvurga ega, ammo hech kim barcha superstring nazariyalarini qamrab oladigan aniq tenglamani ishlab chiqmagan va eksperimental ravishda u hali buni tasdiqlay olmadi (garchi buni rad etmasa ham) . Fiziklar tenglamaning soddalashtirilgan versiyalarini yaratdilar, ammo hozircha u bizning koinotimizni tasvirlab bera olmaydi.

Yangi boshlanuvchilar uchun superstring nazariyasi

Gipoteza beshta asosiy g'oyaga asoslanadi.

1. Superstring nazariyasi bizning dunyomizdagi barcha ob'ektlar tebranish filamentlari va energiya membranalaridan iborat ekanligini taxmin qiladi.
2. U umumiy nisbiylik nazariyasini (tortishish) bilan birlashtirishga harakat qiladi kvant fizikasi.
3. Superstring nazariyasi koinotning barcha asosiy kuchlarini birlashtiradi.
4. Ushbu gipoteza ikkita tubdan farq qiluvchi zarrachalar, bozonlar va fermionlar o'rtasida yangi bog'lanish, supersimmetriyani bashorat qiladi.
5. Kontseptsiya koinotning bir qator qo'shimcha, odatda kuzatilmaydigan o'lchamlarini tavsiflaydi.

Strings va branes

Nazariya 1970-yillarda paydo bo'lganida, undagi energiya iplari 1 o'lchovli ob'ektlar - torlar deb hisoblangan. "Bir o'lchovli" so'zi, masalan, kvadratdan farqli o'laroq, ipning faqat 1 o'lchamiga ega ekanligini aytadi, uning uzunligi ham, balandligi ham bor.

Nazariya bu supertorlarni ikki turga ajratadi - yopiq va ochiq. Ochiq ipning bir-biriga tegmaydigan uchlari bor, yopiq ip esa ochiq uchlari bo'lmagan halqadir. Natijada, birinchi turdagi satrlar deb ataladigan bu qatorlar 5 ta asosiy turdagi o'zaro ta'sirga duchor bo'lishi aniqlandi.

O'zaro ta'sirlar ipning uchlarini ulash va ajratish qobiliyatiga asoslanadi. Ochiq satrlarning uchlari birlashib, yopiq satrlarni hosil qilishi mumkinligi sababli, halqali satrlarni o'z ichiga olmaydigan superstring nazariyasini qurish mumkin emas.

Bu muhim bo'lib chiqdi, chunki fiziklarning fikriga ko'ra, yopiq simlar tortishish kuchini tasvirlashi mumkin bo'lgan xususiyatlarga ega. Boshqacha qilib aytganda, olimlar materiya zarralarini tushuntirish o'rniga, superstring nazariyasi ularning xatti-harakati va tortishishini tasvirlashi mumkinligini tushunishdi.

Ko'p yillar o'tgach, nazariya uchun simlardan tashqari, boshqa elementlar ham zarurligi aniqlandi. Ularni choyshab yoki branes deb hisoblash mumkin. Iplar ularning bir yoki ikkala tomoniga biriktirilishi mumkin.

kvant tortishish kuchi

Zamonaviy fizikada ikkita asosiy ilmiy qonun mavjud: umumiy nisbiylik (GR) va kvant. Ular fanning mutlaqo boshqa sohalarini ifodalaydi. Kvant fizikasi eng kichik tabiiy zarralarni o'rganadi, umumiy nisbiylik esa, qoida tariqasida, tabiatni sayyoralar, galaktikalar va butun koinot miqyosida tasvirlaydi. Ularni birlashtirishga harakat qiladigan gipotezalarga kvant tortishish nazariyalari deyiladi. Ulardan bugungi kunda eng istiqbollisi ipdir.

Yopiq iplar tortishish harakati bilan mos keladi. Xususan, ular graviton, jismlar orasida tortishish kuchini olib yuruvchi zarracha xossalariga ega.

Kuchlarni birlashtirish

String nazariyasi to'rtta kuchni - elektromagnit, kuchli va zaif yadro kuchlarini va tortishish kuchini birlashtirishga harakat qiladi. Bizning dunyomizda ular to'rt xil hodisa sifatida namoyon bo'ladi, ammo tor nazariyotchilarining fikriga ko'ra, erta koinotda ular aql bovar qilmaydigan darajada edi. yuqori darajalar energiya, bu barcha kuchlar bir-biri bilan o'zaro ta'sir qiluvchi iplar bilan tavsiflanadi.

supersimmetriya

Koinotdagi barcha zarralarni ikki turga bo'lish mumkin: bozonlar va fermionlar. String nazariyasi ikkalasi o'rtasida supersimmetriya deb ataladigan munosabatlar mavjudligini taxmin qiladi. Supersimmetriyada har bir bozon uchun fermion, har bir fermion uchun esa bozon bo'lishi kerak. Afsuski, bunday zarrachalarning mavjudligi eksperimental ravishda tasdiqlanmagan.

Supersimmetriya - fizik tenglamalar elementlari orasidagi matematik munosabat. U fizikaning boshqa sohasida kashf etilgan va uni qo'llash 1970-yillarning o'rtalarida supersimmetrik simlar nazariyasi (yoki mashhur tilda, superstring nazariyasi) nomini o'zgartirishga olib keldi.

Supersimmetriyaning afzalliklaridan biri shundaki, u ba'zi o'zgaruvchilarni yo'q qilishga imkon berib, tenglamalarni sezilarli darajada soddalashtiradi. Supersimmetriyasiz tenglamalar cheksiz qiymatlar va xayoliy kabi jismoniy qarama-qarshiliklarga olib keladi.

Olimlar supersimmetriya tomonidan bashorat qilingan zarrachalarni kuzatmaganligi sababli, bu hali ham farazdir. Ko'pgina fiziklarning fikriga ko'ra, buning sababi mashhur Eynshteyn tenglamasi E = mc 2 bo'yicha massa bilan bog'liq bo'lgan katta miqdordagi energiyaga bo'lgan ehtiyojdir. Bu zarralar erta koinotda mavjud bo'lishi mumkin edi, lekin Katta portlashdan keyin u sovib, energiya kengayganligi sababli, bu zarralar past energiya darajasiga o'tdi.

Boshqacha qilib aytganda, yuqori energiyali zarrachalar sifatida tebranadigan iplar o'z energiyasini yo'qotdi, bu esa ularni kamroq tebranishli elementlarga aylantirdi.

Olimlar bunga umid qilmoqda astronomik kuzatishlar yoki zarracha tezlatgichlari bilan olib borilgan tajribalar yuqori energiyali supersimmetrik elementlarning bir qismini ochib, nazariyani tasdiqlaydi.

Qo'shimcha o'lchovlar

Simlar nazariyasining yana bir matematik natijasi shundaki, u uchdan ortiq o'lchovli dunyoda mantiqiydir. Hozirda buning ikkita tushuntirishi mavjud:

1. Qo'shimcha o'lchamlar (ulardan oltitasi) qulab tushdi yoki torlar nazariyasi terminologiyasi bilan aytganda, hech qachon sezilmaydigan darajada kichik hajmga ixchamlashtirildi.
2. Biz 3D branaga yopishib qoldik va boshqa o'lchamlar undan tashqariga chiqadi va biz uchun mavjud emas.

Nazariychilar orasida muhim tadqiqot yo'nalishi bu qo'shimcha koordinatalar biznikiga qanday bog'liq bo'lishi mumkinligini matematik modellashtirishdir. Oxirgi natijalarga ko‘ra, olimlar yaqin orada bo‘lajak tajribalarda bu qo‘shimcha o‘lchamlarni (agar ular mavjud bo‘lsa) aniqlay olishadi, chunki ular ilgari kutilganidan kattaroq bo‘lishi mumkin.

Maqsadni tushunish

Superstringlarni o'rganishda olimlar intiladigan maqsad "hamma narsaning nazariyasi", ya'ni butun jismoniy voqelikni fundamental darajada tavsiflovchi yagona jismoniy gipotezadir. Muvaffaqiyatli bo'lsa, u bizning koinotimizning tuzilishi haqidagi ko'plab savollarga oydinlik kiritishi mumkin.

Modda va massa haqida tushuntirish

Asosiy vazifalardan biri zamonaviy tadqiqotlar- real zarrachalar yechimlarini izlash.

String nazariyasi ipning turli yuqori tebranish holatlaridagi hadronlar kabi zarrachalarni tavsiflovchi tushuncha sifatida boshlangan. Ko'pgina zamonaviy formulalarda bizning koinotimizda kuzatilgan materiya torlar va eng past energiyali branalarning tebranishlari natijasidir. Ko'proq tebranishlar bizning dunyomizda mavjud bo'lmagan yuqori energiyali zarrachalarni hosil qiladi.

Ularning massasi iplar va branalarning siqilgan qo'shimcha o'lchamlarga qanday o'ralganligining namoyonidir. Masalan, matematiklar va fiziklar tomonidan torus deb ataladigan donut shakliga yig'ilgan soddalashtirilgan holatda, ip bu shaklni ikki usulda o'rashi mumkin:

• torusning o'rtasidan qisqa pastadir;
• torusning butun tashqi aylanasi bo'ylab uzun halqa.

Qisqa halqa engil zarracha bo'ladi va katta halqa og'ir bo'ladi. Iplar toroidal siqilgan o'lchamlarga o'ralganida, turli xil massalarga ega bo'lgan yangi elementlar hosil bo'ladi.

Superstring nazariyasi uzunlikning massaga o'tishini qisqa va aniq, sodda va oqlangan tarzda tushuntiradi. Bu erda katlanmış o'lchamlar torusga qaraganda ancha murakkab, lekin printsipial jihatdan ular xuddi shunday ishlaydi.

Tasavvur qilish qiyin bo'lsa ham, ip bir vaqtning o'zida ikki yo'nalishda torusni o'rab olishi mumkin, natijada boshqa massaga ega bo'lgan boshqa zarracha paydo bo'ladi. Branes, shuningdek, qo'shimcha o'lchamlarni o'rab, yanada ko'proq imkoniyatlar yaratishi mumkin.

Fazo va vaqtning ta'rifi

Superstring nazariyasining ko'plab versiyalarida o'lchamlar qulab tushadi, bu ularni texnologik rivojlanishning hozirgi darajasida kuzatilmaydi.

Simlar nazariyasi fazo va vaqtning asosiy mohiyatini Eynshteyndan ko'ra ko'proq tushuntira oladimi yoki yo'qmi, hozircha aniq emas. Unda o'lchovlar satrlarning o'zaro ta'siri uchun fon bo'lib, mustaqil haqiqiy ma'noga ega emas.

Fazo-vaqtning barcha qatorli o'zaro ta'sirlarning umumiy yig'indisining hosilasi sifatida ifodalanishi haqida to'liq ishlab chiqilmagan tushuntirishlar taklif qilindi.

Ushbu yondashuv ba'zi fiziklarning g'oyalariga to'g'ri kelmaydi, bu esa gipotezani tanqid qilishga olib keldi. Raqobat nazariyasi boshlang'ich nuqta sifatida makon va vaqtni kvantlashtirishdan foydalanadi. Ba'zilarning fikriga ko'ra, bu oxir-oqibat bir xil asosiy gipotezaga boshqacha yondashuv bo'lib chiqadi.

Gravitatsiyani kvantlash

Ushbu gipotezaning asosiy yutug'i, agar u tasdiqlansa, tortishishning kvant nazariyasi bo'ladi. Umumiy nisbiylik nazariyasidagi joriy tavsif kvant fizikasiga mos kelmaydi. Ikkinchisi, kichik zarrachalarning xatti-harakatlariga cheklovlar qo'yish orqali, olamni juda kichik miqyosda o'rganishga urinishda qarama-qarshiliklarga olib keladi.

Kuchlarni birlashtirish

Hozirgi vaqtda fiziklar to'rtta asosiy kuchni bilishadi: tortishish, elektromagnit, zaif va kuchli yadroviy o'zaro ta'sirlar. String nazariyasidan kelib chiqadiki, ularning barchasi bir vaqtlar birining ko'rinishi bo'lgan.

Ushbu gipotezaga ko'ra, katta portlashdan keyin dastlabki koinot sovishi bilan bu yagona o'zaro ta'sir bugungi kunda faol bo'lgan turli xillarga bo'linishni boshladi.

Yuqori energiyali tajribalar bir kun kelib bizga bu kuchlarning birlashishini kashf qilish imkonini beradi, garchi bunday tajribalar texnologiyaning hozirgi rivojlanishidan ancha uzoqda.

Beshta variant

1984 yilgi supertorli inqilobdan beri rivojlanish jadal sur'atlar bilan rivojlandi. Natijada, bitta kontseptsiya o'rniga biz beshta nomli I, IIA, IIB, HO, HE turlarini oldik, ularning har biri bizning dunyomizni deyarli to'liq tasvirlab berdi, lekin to'liq emas.

Fiziklar universal haqiqiy formulani topish umidida simlar nazariyasi versiyalarini saralab, 5 xil o'z-o'zidan etarli versiyani yaratdilar. Ularning ba'zi xususiyatlari dunyoning jismoniy haqiqatini aks ettirdi, boshqalari haqiqatga mos kelmadi.

M-nazariyasi

1995 yilda bo'lib o'tgan konferentsiyada fizik Edvard Vitten beshta faraz muammosiga dadil yechim taklif qildi. Yangi kashf etilgan ikkilikka asoslanib, ularning barchasi Vittenning M-toriyalar nazariyasi deb ataladigan yagona umumiy kontseptsiyaning maxsus holatlariga aylandi. Uning asosiy tushunchalaridan biri 1 dan ortiq o'lchamli asosiy ob'ektlar bo'lgan branes (membrananing qisqartmasi) edi. Muallif taklif qilmagan bo'lsa ham to'liq versiya, hozirgacha mavjud bo'lmagan, superstringlarning M-nazariyasi qisqacha quyidagi xususiyatlardan iborat:

• 11 o'lcham (10 fazoviy va 1 vaqt o'lchami);
• bir xil jismoniy haqiqatni tushuntiruvchi beshta nazariyaga olib keladigan dualliklar;
• branes - 1 dan ortiq o'lchamli satrlar.

Oqibatlari

Natijada bitta o‘rniga 10500 ta yechim paydo bo‘ldi. Ba'zi fiziklar uchun bu inqirozga sabab bo'ldi, boshqalari esa koinotning xususiyatlarini unda mavjudligimiz bilan tushuntiradigan antropik printsipni qabul qildilar. Nazariychilar superstring nazariyasiga yo'naltirishning boshqa yo'lini qachon topishlarini ko'rish kerak.

Ba'zi talqinlar bizning dunyomiz yagona emasligini ko'rsatadi. Eng radikal versiyalar cheksiz koinotlarning mavjudligiga imkon beradi, ularning ba'zilari o'zimiznikining aniq nusxalarini o'z ichiga oladi.

Eynshteyn nazariyasi qurt teshigi yoki Eynshteyn-Rozen ko'prigi deb ataladigan o'ralgan fazoning mavjudligini bashorat qiladi. Bunday holda, ikkita uzoq sayt qisqa o'tish orqali bog'lanadi. Superstring nazariyasi nafaqat bunga, balki uzoq nuqtalarni ulashga ham imkon beradi parallel dunyolar. Hatto turli xil fizika qonunlariga ega bo'lgan olamlar o'rtasida o'tish mumkin. Biroq, tortishishning kvant nazariyasi ularning mavjudligini imkonsiz qiladi.

Ko'pgina fiziklarning fikricha, gologramma printsipi, fazo hajmidagi barcha ma'lumotlar uning yuzasida qayd etilgan ma'lumotlarga to'g'ri kelganda, energiya iplari tushunchasini chuqurroq tushunishga imkon beradi.

Ba'zilar superstring nazariyasi vaqtning ko'p o'lchovlariga imkon beradi, deb hisoblashadi, bu esa ular orqali sayohat qilishga olib kelishi mumkin.

Bundan tashqari, gipotezada katta portlash modeliga alternativa mavjud bo'lib, unga ko'ra bizning koinotimiz ikkita brananing to'qnashuvi natijasida paydo bo'lgan va takroriy yaratilish va yo'q qilish davrlarini bosib o'tadi.

Koinotning yakuniy taqdiri doimo fiziklarni o'ylantirib kelgan va simlar nazariyasining yakuniy versiyasi materiyaning zichligi va kosmologik doimiylikni aniqlashga yordam beradi. Bu qadriyatlarni bilgan holda, kosmologlar koinot portlamaguncha qisqarishi yoki yo'qligini aniqlay oladi, shunda hamma narsa yana boshlanadi.

U ishlab chiqilmaguncha va sinovdan o'tkazilmaguncha, bu nimaga olib kelishi mumkinligini hech kim bilmaydi. Eynshteyn E=mc 2 tenglamasini yozib, uning paydo bo'lishiga olib keladi deb o'ylamagan. yadro qurollari. Ijodkorlar kvant fizikasi lazer va tranzistorni yaratish uchun asos bo'lishini bilmagan. Garchi bunday sof nazariy kontseptsiya nimaga olib kelishi hali noma'lum bo'lsa-da, tarix shuni ko'rsatadiki, ajoyib narsa albatta sodir bo'ladi.

Ushbu gipoteza haqida ko'proq Endryu Zimmermanning "Dummilar uchun superstring nazariyasi" da o'qishingiz mumkin.

Balki olimlar koinotning eng qiziq sirini ochishga yaqin kelgandir: biznikidan boshqa olamlar bormi?

Albert Eynshteyn butun umri davomida koinotning barcha qonunlarini tavsiflovchi "hamma narsa nazariyasini" yaratishga harakat qildi. Ulgurmadi.

Bugungi kunda astrofiziklar ushbu nazariyaga eng yaxshi nomzod superstring nazariyasi ekanligini ta'kidlamoqdalar. U nafaqat bizning koinotimizning kengayish jarayonlarini tushuntiradi, balki bizga yaqin bo'lgan boshqa olamlarning mavjudligini ham tasdiqlaydi. "Kosmik torlar" - makon va vaqtning buzilishlari. Ular koinotning o'zidan kattaroq bo'lishi mumkin, garchi ularning qalinligi atom yadrosi hajmidan oshmasa ham.

Shunga qaramay, ajoyib matematik go'zallik va yaxlitlikka qaramay, simlar nazariyasi hali eksperimental tasdiqni topmagan. Katta adron kollayderiga barcha umidlar. Olimlar undan nafaqat Xiggs zarrasi, balki ba'zi supersimmetrik zarralar ham kashf etilishini kutishadi. Bu simlar nazariyasi va shuning uchun boshqa dunyolar uchun jiddiy yordam bo'ladi. Ayni paytda fiziklar boshqa olamlarning nazariy modellarini qurmoqdalar.

Ilmiy fantastika yozuvchisi Gerbert Uells 1895 yilda "Devordagi eshik" qissasida parallel olamlar haqida birinchi bo'lib gapirgan. 62 yil o'tgach, Prinston universiteti bitiruvchisi Xyu Everett o'zining olamlarning bo'linishi haqidagi doktorlik dissertatsiyasi mavzusi bilan hamkasblarini hayratda qoldirdi.

Mana uning mohiyati: har lahzada har bir olam bo'linadi

o'z turlarining tasavvur qilinadigan soni va keyingi daqiqada bu yangi tug'ilgan chaqaloqlarning har biri xuddi shunday tarzda bo'linadi. Va bu ulkan olomonda siz mavjud bo'lgan ko'plab dunyolar mavjud. Bir dunyoda ushbu maqolani o'qiyotganda siz metroda, boshqasida esa samolyotda uchasiz. Birida shohsan, ikkinchisida qulsan.

Olamlarning ko'payishiga turtki bizning harakatlarimizdir, deb tushuntirdi Everett. Biz qandaydir tanlov qilishimiz bilanoq - "bo'lish yoki bo'lmaslik", masalan, qanday qilib ko'z ochib yumguncha bitta koinotdan ikkitasi paydo bo'ldi. Biz birida yashaymiz, ikkinchisi esa o'z-o'zidan, garchi biz u erda ham bo'lsak ham.

Qiziqarli, lekin ... Hatto otasi ham kvant mexanikasi Keyin Niels Bor bu aqldan ozgan g'oyaga befarq qoldi.

1980-yillar. Mira Linde

Ko'p olamlar nazariyasi unutilishi mumkin edi. Ammo yana ilmiy fantastika yozuvchisi olimlarga yordamga keldi. Maykl Murkok qandaydir sezgi bilan o'zining ajoyib shahri Tanelornning barcha aholisini Ko'p olamga joylashtirdi. Multiverse atamasi darhol jiddiy olimlarning yozuvlarida paydo bo'ldi.

Gap shundaki, 1980-yillarda ko'plab fiziklar bu g'oyaga allaqachon ishonch hosil qilishgan parallel olamlar koinot tuzilishi haqidagi fanning yangi paradigmasining asoslaridan biriga aylanishi mumkin. Ushbu go'zal g'oyaning asosiy tarafdori fizika institutining sobiq xodimi Andrey Linde edi. Lebedev Fanlar akademiyasi, hozirda Stenford universitetining fizika professori.

Linde o'z mulohazalarini Katta portlash modeli asosida quradi, buning natijasida tez kengayadigan pufak paydo bo'ldi - bizning koinotimiz embrioni. Ammo agar biron bir kosmik tuxum koinotni tug'ishga qodir bo'lsa, nega biz shunga o'xshash boshqa tuxumlarning mavjudligini taxmin qila olmaymiz? Bu savolni berib, Linde inflyatsiya (inflyatsiya - inflyatsiya) koinotlari doimiy ravishda paydo bo'ladigan, ularning ota-onalaridan ajralib chiqadigan modelni qurdi.

Tasavvur qilish uchun, suv bilan to'ldirilgan suv omborini har tomonlama tasavvur qilish mumkin. agregatsiya holatlari. Suyuq zonalar, muz bloklari va bug 'pufakchalari bo'ladi - ularni inflyatsiya modelining parallel olamlarining analoglari deb hisoblash mumkin. U dunyoni turli xil xususiyatlarga ega bir hil bo'laklardan tashkil topgan ulkan fraktal sifatida ifodalaydi. Bu dunyo bo'ylab harakatlanayotganda, siz bir koinotdan ikkinchisiga muammosiz o'tishingiz mumkin. To'g'ri, sizning sayohatingiz uzoq davom etadi - o'n millionlab yillar.

1990-yillar. Rhys dunyolari

Kembrij universitetining kosmologiya va astrofizika professori Martin Risning fikrlash mantig'i shunga o'xshash.

Koinotda hayotning paydo bo'lish ehtimoli shunchalik kichikki, u mo''jizaga o'xshaydi, dedi professor Ris. Va agar biz Yaratuvchining gipotezasidan chiqmasak, unda tabiat tasodifan ko'plab parallel olamlarni keltirib chiqaradi, ular hayotni yaratish bo'yicha tajriba o'tkazish uchun maydon bo'lib xizmat qiladi deb o'ylamaymiz.

Olimning fikricha, dunyomizdagi oddiy galaktikalardan birining oddiy yulduzi atrofida aylanadigan kichik sayyorada hayot paydo bo'lgan, chunki uning jismoniy tuzilishi bunga ma'qul kelgan. Ko'p dunyoning boshqa dunyolari bo'sh bo'lishi mumkin.

2000-yillar. Tegmark dunyolari

Pensilvaniya universitetining fizika va astronomiya professori Maks Tegmark koinotlar nafaqat joylashuvi, kosmologik xususiyatlari, balki fizika qonunlari bilan ham farq qilishi mumkinligiga ishonch hosil qiladi. Ular vaqt va makondan tashqarida mavjud va ularni tasvirlash deyarli mumkin emas.

Quyosh, Yer va Oydan iborat oddiy koinotni ko'rib chiqaylik, deydi fizik. Ob'ektiv kuzatuvchi uchun bunday koinot halqa sifatida paydo bo'ladi: Yerning orbitasi, xuddi o'rashga o'ralgandek, vaqt o'tishi bilan "yog'langan" - u Oyning Yer atrofidagi traektoriyasi bilan yaratilgan. Va boshqa shakllar boshqa jismoniy qonunlarni ifodalaydi.

Olim o'z nazariyasini rus ruleti o'ynash misolida tasvirlashni yaxshi ko'radi. Uning fikricha, odam har safar tetikni tortganida, uning koinoti ikkiga bo'linadi: otishma qaerda sodir bo'lgan va qaerda bo'lmagan. Ammo Tegmarkning o'zi bunday tajribani haqiqatda - hech bo'lmaganda bizning koinotimizda o'tkazishni xavf ostiga qo'ymaydi.

Andrey Linde - fizik, shishiruvchi (inflyatsiya) olam nazariyasini yaratuvchisi. Moskvada tamomlagan Davlat universiteti. Fizika institutida ishlagan. Lebedev Fanlar akademiyasi (FIAN). 1990 yildan buyon Stenford universitetida fizika professori. Elementar zarrachalar fizikasi va kosmologiya sohasidagi 220 dan ortiq nashrlar muallifi.

Bo'sh joy

- Andrey Dmitrievich, biz, yerliklar, ko'p qirrali olamning qaysi qismida "ro'yxatga olinganmiz"?

“Qaerda ekanligimizga qarab. Olamni katta hududlarga bo'lish mumkin, ularning har biri o'zining barcha xususiyatlari bilan mahalliy ko'rinishga ega, ulkan olamga o'xshaydi. Ularning har biri juda katta. Agar biz ulardan birida yashasak, koinotning boshqa qismlari mavjudligini bilmaymiz.

Fizika qonunlari hamma joyda bir xilmi?

- Menimcha, ular boshqacha. Ya'ni, haqiqatda fizika qonuni bir xil bo'lishi mumkin. Bu xuddi suvga o'xshaydi, u suyuq, gazsimon yoki qattiq bo'lishi mumkin. Biroq, baliq faqat suyuq suvda yashashi mumkin. Biz boshqa muhitdamiz. Ammo koinotning boshqa qismlari yo'qligi uchun emas, balki biz faqat yashashimiz mumkinligi uchun

"ko'p qirrali olam" ning qulay segmenti.

— Bizning bu segmentimiz qanday ko'rinishga ega?

- Pufakchaga.

- Ma'lum bo'lishicha, sizningcha, odamlar paydo bo'lganida hammasi bir pufakda o'tirgan ekan?

Hozircha hech kim o‘tirmagan. Odamlar keyinroq, inflyatsiya tugaganidan keyin tug'ilgan. Keyin koinotning tez kengayishi uchun mas'ul bo'lgan energiya oddiy elementar zarrachalar energiyasiga o'tdi. Bu koinot qaynab turgani, qaynayotgan choynakda bo'lgani kabi pufakchalar paydo bo'lganligi sababli sodir bo'ldi. Pufakchalarning devorlari bir-biriga tegib, energiyasini chiqarib yubordi va energiya chiqishi tufayli normal zarrachalar tug'ildi. Koinot qizib ketdi. Va shundan keyin odamlar bor edi. Ular tevarak-atrofga qarab: “Oh, qanday katta olam!” deyishdi.

Bir pufak olamidan boshqasiga o'tishimiz mumkinmi?

- Nazariy jihatdan, ha. Ammo yo'lda biz to'siqga duch kelamiz. Bu energetik jihatdan juda katta bo'lgan domen devori bo'ladi. Devorga uchish uchun siz uzoq jigar bo'lishingiz kerak, chunki unga bo'lgan masofa yorug'lik yilining 10-millioninchi kuchiga teng. Chegarani kesib o'tish uchun esa yaxshi tezlashish va undan sakrab o'tish uchun ko'p kuchga ega bo'lishimiz kerak. Garchi biz o'sha erda o'lishimiz mumkin bo'lsa-da, chunki bizning er yuzidagi zarralar boshqa koinotda parchalanishi mumkin. Yoki xususiyatlaringizni o'zgartiring.

- Pufak olamlarning paydo bo'lishi doimo sodir bo'ladimi?

“Bu abadiy jarayon. Koinot hech qachon tugamaydi. Uning turli qismlarida koinotning turli xil qismlari paydo bo'ladi. Bu shunday bo'ladi. Masalan, ikkita pufakcha paydo bo'ladi. Ularning har biri juda tez kengayadi, lekin ular orasidagi koinot shishishda davom etadi, shuning uchun pufakchalar orasidagi masofa juda katta bo'lib qoladi va ular deyarli hech qachon to'qnashmaydi. Ko'proq pufakchalar paydo bo'ladi va koinot yanada kengayadi. Ushbu pufakchalarning ba'zilarida tuzilish yo'q - u shakllanmagan. Va bu pufakchalarning boshqa qismida galaktikalar paydo bo'ldi, ulardan birida biz yashaymiz. Va shunga o'xshash turli xil turlari Koinot taxminan 10 dan minginchigacha yoki 10 dan yuzinchigacha. Olimlar hali ham hisoblashmoqda.

Xuddi shu koinotning ko'p nusxalarida nima sodir bo'ladi?

- Koinot endi inflyatsiyaning yangi bosqichiga kirdi, lekin juda sekin. Bizning galaktikamiz hali tegmaydi. Chunki bizning Galaktikamiz ichidagi materiya gravitatsion jihatdan bir-biriga juda kuchli tortiladi. Va boshqa galaktikalar bizdan uchib ketadi va biz ularni boshqa ko'rmaymiz.

- Qayoqqa ketishadi?

- Bizdan 13,7 milliard yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan dunyo gorizonti deb ataladigan joyga. Bu galaktikalarning barchasi ufqqa yopishadi va biz uchun eriydi, tekis bo'ladi. Ulardan signal endi kelmaydi va faqat bizning Galaktikamiz qoladi. Ammo bu ham uzoq davom etmaydi. Vaqt o'tishi bilan bizning galaktikamizdagi energiya resurslari asta-sekin tugaydi va biz ayanchli taqdirga duch kelamiz.

- Bu qachon sodir bo'ladi?

“Yaxshiyamki, biz tez orada ajralib ketmaymiz. 20 milliard yil ichida yoki undan ham ko'proq. Ammo koinot o'z-o'zini davolashga qodir bo'lganligi sababli, u barcha mumkin bo'lgan kombinatsiyalarda tobora ko'proq yangi qismlarni ishlab chiqarganligi sababli, butun olam va umuman hayot hech qachon yo'q bo'lib ketmaydi.

Koinotning sigma simli modelida samarali maydon rejimlari uchun harakat tenglamalarining kosmologik yechimlari ko'rib chiqiladi. Kosmologik yechimlar D-branada izotropik olam uchun yaratilgan. Satr metrikasidagi deflyatsion tipdagi yechim kengayayotgan Olam metrikasidagi Fridman yechimiga to‘g‘ri kelishi ko‘rsatilgan.

torlar nazariyasi

gravitatsion maydon tenglamalari

egri fazo-vaqt

D - bran

kengayayotgan koinot

Fridmanning kosmologik yechimlari

1. Ashtekar A., ​​Petkov V. (tahr.). Springer Spacetime qo'llanmasi. Springer-Verlag. Berlin - Heidelberg, 2014. - P. 1-839.

2. Grishkan Yu.S. Lorentz buzilishining ta'siri jismoniy jarayonlar kech koinotda va qattiq kosmik gamma nurlanishi / A.A. Petruxin, M.X. Xoqonov // 5-BMSh ETF-2004 materiallari. - M: MEPhI, 2005. - 2-jild. - S. 68–78.

3. Ellis J.R., Mavromatos N.E. va D.V. Nanopulos, Fizika ko'rib chiqish xatlari, 1992. v. B 293, p. 37–42/.

4. Antoniadis I., Bachas C., Ellis J.R., D.V. Nanopulos. Liouville qator dalillar. Jismoniy sharh xatlari -1988-v. B 211-b. 393-397.

5. Grishkan Yu.S.// 6th BMSh ETF-2005 2-jildning materiallari - 2005 yil, - Moskva, MEPhI - C. 72–86.

6 Jon Ellis, N.E. Mavromatos va D.V. Nanopulos. Ipning birikishi koinotning kengayishini tezlashtiradi./ . – 2005. – B. 1–6.

7. Xriplovich I.B. Umumiy nisbiylik nazariyasi: darslik. universitetlar uchun-1 ed, - M: Kompyuter tadqiqotlari instituti, 2002. - S. 1–128.

8. Landau L.D., Lifshits E.M. Soha nazariyasi: darslik. universitetlar uchun - 4-nashr. - M: Nauka, 1988 yil. – S. 1–503.

Qoida tariqasida, koinotning evolyutsiyasini tavsiflovchi kosmologik echimlar evolyutsiyaning turli bosqichlarida kengayib borayotgan koinotning fazoviy vaqtini tavsiflovchi maydonlar (tortishish maydoni va qorong'u energiya maydoni) uchun qurilgan. Biroq, so'nggi paytlarda klassik va kvant nazariyasi kuzatilayotgan makroskopik dunyoning ba'zi muhim xususiyatlarini, xususan, kvant tebranishlarini tasvirlamasligi bilan bog'liq ishonch paydo bo'ldi.

Maydon tuzilmasidan ko'ra asosiyroq struktura fazo-vaqtning satr tuzilishidir. Ushbu nazariyada satrlar maydonlar o'rnini egallaydi va vakuumning elementar zarralarini va kvant tebranishlarini tasvirlash uchun ishlatiladi.

Simli sigma modelidagi samarali maydon rejimlari uchun harakat tenglamalari quyidagi shaklga ega:

bu yerda m, n,.. = 0,1,2,3, G mkn - ipdagi metrik, R mn - branadagi Eynshteyn fazo-vaqt egriligi, F - skalyar chiziqli bo'lmagan kengaytma maydoni, H mnr - antisimmetrik tensor. psevdoskalar maydonni tavsiflovchi B, a' doimiysi - Regge qiyaligi.

Ushbu modelda kosmologik echimlarni yaratish masalasi mutlaqo ahamiyatsiz. Agar dala modelida vaqt maydon bilan bir vaqtda aniqlansa, u holda samarali Liuvil simli modelida modelning fon maydonlaridan biri bo'lgan F dilaton maydonining o'zi vaqt vazifasini bajaradi. Shuning uchun bu psevdovaqt F ni jahon vaqti t bilan aniqlash kerak. Bir qator ishlarda t va PH o'rtasidagi bog'liqlik olingan:

. (2)

Natijada, Eynshteyn davrida ko'rsatilgandek, kengayib borayotgan koinotdagi vaqt simli sigma modelining dunyo bo'ylab vaqt bilan bog'liqligi bilan bog'liq.

bu yerda c 1,0 musbat doimiylar.

(1) tenglamalar yechimlarini qurishda bu yechimlarning dinamik evolyutsiyasi t D - brane vaqtida kuzatiladi, ular uchun (1) tenglamalar amal qiladi. Har qanday aniq kosmologik yechimni (3) formuladan foydalanib, shu vaqtdan boshlab kuzatilgan statsionar bo'lmagan Eynshteyn olami vaqtiga tarjima qilish mumkin. String kosmologiyasini qurishdagi asosiy qiyinchilik torli strukturaning dinamik evolyutsiyasi bosqichlarini tasniflash bilan bog'liq qiyinchilikdir. Bu muammo simli strukturaning vaqt o'tishi bilan evolyutsiyasini tasvirlash uchun ishlatiladigan apparatlar mavjudligi bilan bog'liq xarakter xususiyatlari mikro va makrokosmosni tavsiflashda ikki xil yondashuv - tarqalish nazariyasi va vaqt bo'yicha evolyutsiyaning dinamik nazariyasi.

Ushbu dilemmani ichida aks ettirish matematik apparat nazariya - D-branadagi zarrachaning tarqalish vaqti o'rtasida funktsional dinamik bog'liqlikning yo'qligi, bu G ik (t) qatorli metrikasi bilan belgilanadi (va unda dunyoning branadagi dinamik evolyutsiyasi tasvirlangan) kengayayotgan koinot vaqti bilan.

Bizning fikrimiz t vaqtida kosmologik yechimlarni qurish va ularni (3) formula bo'yicha kuzatilayotgan dunyo t E kosmologik vaqtiga o'tkazishdan iborat. Agar bu holda jismoniy jihatdan ma'lum bo'lgan ma'lum kosmologik yechimlar olinsa, u holda dunyo evolyutsiyasi vaqtida qator kosmologik modelning jamoaviy usullari evolyutsiyasiga mos keladigan ketma-ketlikni qurish mumkin bo'ladi. dunyo geometriyasidagi tebranishlarni hisobga olgan holda.

Keling, tashqi tomondan paradoksal qadam tashlaylik. Keling, inflyatsiya bosqichini branada tavsiflovchi kosmologik echimlarni tuzamiz. Nima uchun biz dilaton maydonini formula bo'yicha vaqt bilan aniqlaymiz:

Bu erda Q doimiy bo'lib, "brananing markaziy zaryadi" deb ataladi.

Qulaylik uchun Regge qiyalik konstantasini a’ = 1 o‘rnatamiz. Keyin (1) va (4) ga muvofiq tenglamalar quyidagi ko‘rinishga ega bo‘ladi:

. (5)

Biz ishda bo'lgani kabi B maydonining echimini qidiramiz:

bu erda b = const.

Biz standart 4-kosmologik shaklda D-brane bo'yicha metrikani aniqlaymiz

Keyin metrikaning determinanti quyidagicha ifodalanishi mumkin:

Shunday qilib, psevdoskalar maydon kuchini quyidagicha yozish mumkin

Bu yerda E mkrs - 4 o'lchovli kovariant antisimmetrik Levi-Civita belgisi.

Quyidagi (6) va (11) dan biz olamiz:

Endi D-brane davridagi dunyo evolyutsiyasini tavsiflovchi (1) tenglamalar soddalashtirilgan:

(14)

Hisob-kitoblar natijasida a(t) modelning masshtab koeffitsienti funksiyasi sifatida R 00, R ij tensorlarining tarkibiy qismlarini qo'shimcha ravishda olamiz va uni hisoblaymiz. Mustaqil model konstantalari sonini qisqartirish mumkin, agar biz brandagi vaqt yo'nalishi egri emas R 00 = 0 va branadagi markaziy zaryad eritma inflyatsiya xarakteriga ega bo'lgan tarzda ifodalangan bo'lsa:

Keyin Ricci egrilik tensorining komponentlari quyidagi shaklga ega bo'ladi:

bu yerda nuqta vaqt hosilasini bildiradi

Biz maydon kuchlari mahsulotini aylantiramiz:

Shunday qilib, (17) va (18) ga asoslanib, biz quyidagilarni yozishimiz mumkin:

(19)

Ushbu kosmologik tenglamalarning yechimini quyidagi shaklda izlaymiz:

noma'lum konstantalar qayerda.

Ushbu formulalarni (19), (20) ga almashtirib, modelning bog'liq konstantalari o'rtasidagi quyidagi munosabatlarni olamiz:

Keyin kosmologik yechimlar quyidagi shaklni oladi:

Tuzilgan yechim tez eksponensial qisqarishni (D-branada koinotning deflatsiyasi) tasvirlaydi. Endi biz ushbu echimlarni bran vaqtidan Eynshteynning kengayish vaqtiga tarjima qilishimiz kerak. Buning uchun (3) munosabatdan foydalanamiz.

Kuzatiladigan olamda a(t E) masshtab faktorining ifodasini hisoblaylik.

(3), (24) dan kelib chiqadi

Doimiy c 1 u holda t E vaqtining boshlanishi hisoblanadi. Eynshteynning kosmologik vaqti

Fridmanning kosmologik modellari nazariyasida qabul qilingan belgi bilan tanishtiramiz. Olamning kengayish boshlanishi momentini t 0 = c 1 deb belgilaymiz. Keyin

(27), (28) dan kelib chiqadi

Yechim (29) - Fridmanning t E jismoniy vaqti uchun kosmologik yechimi bo'lib, u materiyaning qorong'u materiya ustidan dinamik hukmronlik bosqichida Olamning kengayishini tavsiflaydi, ya'ni. Tez qisqarish bosqichi (D-brananing "deflyatsiyasi") kengayib borayotgan dunyoni tashkil etuvchi materiya bilan bog'liq bo'lgan kuzatuvchi uchun Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasidagi Fridman qonuniga ko'ra koinotning kuch-qonuniy kengayishiga mos keladi, .

Tuzilgan yechim (29) kengayayotgan dunyo evolyutsiyasining yakuniy bosqichini metrikaning kvant tebranishlarini tavsiflovchi unga kiritilgan nolokal nuqsonlarning dinamik evolyutsiyasi bosqichlaridan biri bilan bog'lash imkonini beradi. Ya'ni, statsionar bo'lmagan D-brane metrikasining deflyatsion harakati inklyuziv kengaytmaga mos keladi. tashqi dunyo barion moddalar uchun Fridman qonuniga muvofiq.

Bibliografik havola