방사선에 대한 물질의 지배 단계에서 우주의 시그마 끈 모델에 대한 우주론적 해법. 끈 이론 장 끈 이론과 관련된 우주론적 모델
끈 이론이 중력 이론이기도 한다면 아인슈타인의 중력 이론과 어떤 관련이 있을까요? 끈과 시공간의 기하학은 어떻게 서로 연관되어 있습니까?
끈과 중력
평평한 d차원 시공간에서 끈이 이동하는 것을 상상하는 가장 쉬운 방법은 끈이 일정 시간 동안 공간을 이동한다고 상상하는 것입니다. 끈은 1차원 물체이므로 끈을 따라 이동하기로 결정한 경우 끈을 따라 앞이나 뒤로만 이동할 수 있으며 위쪽이나 아래쪽과 같은 다른 방향은 없습니다. 그러나 공간에서는 끈 자체가 원하는 대로 위나 아래로 움직일 수 있으며, 시공간에서의 움직임에서 끈은 다음과 같은 표면을 덮습니다. 스트링 월드 시트 (대략. 번역이름은 입자의 세계선과 유사하게 형성되며, 입자는 0차원 물체입니다. 이는 1차원이 공간이고 2차원이 시간인 2차원 표면입니다.
끈 월드 시트는 모든 끈 물리학의 핵심 개념입니다. d차원 시공간을 여행하면서 끈은 진동합니다. 2차원 끈 세계 시트 자체의 관점에서 볼 때 이러한 진동은 2차원 양자 중력 이론의 진동으로 생각할 수 있습니다. 이러한 양자화된 진동을 양자 역학 및 특수 상대성 이론과 일치시키려면 시공간 차원의 수가 힘(보손)만 포함하는 이론의 경우 26이어야 하고, 힘과 물질(보손 및 페르미온)을 모두 포함하는 이론의 경우 10이어야 합니다.
그렇다면 중력은 어디서 오는 걸까요?
시공간을 이동하는 끈이 닫혀 있으면 스펙트럼의 다른 진동 중에서 스핀이 2이고 질량이 0인 입자가 있습니다. 중력자, 중력 상호 작용을 전달하는 입자입니다.
그리고 중력이 있는 곳에는 중력이 있어야 합니다.. 그렇다면 끈 이론에서 중력은 어디에 있습니까?
끈과 시공간 기하학
우리가 중력이라고 부르는 시공간 기하학의 고전 이론은 시공간 곡률을 시공간 내 물질과 에너지의 분포와 연관시키는 아인슈타인의 방정식을 기반으로 합니다. 그런데 아인슈타인의 방정식은 끈 이론에서 어떻게 나타나는가?
만약 닫힌 끈이 휘어진 시공간에서 이동한다면, 시공간 좌표는 끈이 움직일 때 이 곡률을 "느끼게" 됩니다. 이번에도 답은 문자열 월드 시트에 있습니다. 양자 이론과 일치하려면 이 경우 곡선형 시공간은 아인슈타인 방정식의 해가 되어야 합니다.
그리고 한 가지 더, 그것은 현악기 연주자들에게 매우 설득력 있는 결과였습니다. 끈 이론은 평평한 시공간에서 중력자의 존재를 예측할 뿐만 아니라 아인슈타인의 방정식이 끈이 전파되는 곡선형 시공간에서도 성립해야 한다고 예측합니다.
끈과 블랙홀은 어떻습니까?
블랙홀은 아인슈타인 방정식의 해법이므로 중력을 포함하는 끈 이론도 블랙홀의 존재를 예측합니다. 그러나 아인슈타인의 일반적인 상대성 이론과 달리 끈 이론은 훨씬 더 흥미로운 대칭성과 물질 유형을 가지고 있습니다. 이것은 끈 이론의 맥락에서 블랙홀이 훨씬 더 많고 더 다양하기 때문에 훨씬 더 흥미롭다는 사실로 이어집니다.
시공간은 기본인가?
그러나 끈과 시공간의 관계가 그렇게 단순하지는 않습니다. 끈 이론은 아인슈타인의 방정식이 성립한다고 예측하지 않습니다. 전적으로. 이는 끈 이론이 중력 이론에 끝없는 일련의 수정을 추가한다는 사실 때문입니다. "정상적인 조건"에서 끈의 크기보다 훨씬 더 큰 거리를 작업할 때 이러한 수정 사항의 대부분은 무시할 수 있습니다. 하지만 규모가 줄어들면서보정 값은 다음과 같이 빠르게 증가하기 시작합니다. 아인슈타인의 방정식은 결과를 적절하게 설명하는 것을 결코 멈추지 않습니다..일반적으로 말하면, 이러한 수정 항이 커지면 결과에 대한 설명을 보장하는 시공간 기하학이 더 이상 존재하지 않습니다. 시공간 기하학을 결정하는 방정식은 대칭에 대한 매우 엄격한 조건(예: 큰 수정 항이 서로 상쇄되거나 최악의 경우 감소될 수 있는 깨지지 않는 대칭)이 있는 몇 가지 특수한 경우를 제외하고는 풀 수 없습니다.
이것은 아마도 시공간 기하학이 근본적인 것이 아니라 대규모 또는 약한 결합 하에서 이론에 나타나는 것이라는 끈 이론의 특징 중 하나입니다. 그러나 이것은 철학적인 질문에 가깝습니다.
끈이론의 답
블랙홀의 엔트로피는 얼마인가?
가장 중요한 두 가지 열역학적 양은 다음과 같습니다. 온도그리고 엔트로피. 질병으로 인한 기온, 일기예보, 뜨거운 음식 등은 누구나 잘 알고 있습니다. 그러나 엔트로피의 개념은 대부분의 사람들의 일상생활과는 거리가 멀다.
고려해 봅시다 가스가 채워진 용기특정 분자 M. 용기 내 가스 온도는 용기 내 가스 분자의 평균 운동 에너지를 나타내는 지표입니다. 양자 입자인 각 분자는 양자화된 에너지 상태 세트를 가지며, 만약 우리가 이러한 분자의 양자 이론을 이해한다면 이론가들은 다음을 수행할 수 있습니다. 가능한 양자 미시상태의 수를 센다이 분자는 응답으로 특정 숫자를 얻습니다. 엔트로피~라고 불리는 이 숫자의 로그.
블랙홀 내부의 중력 이론과 게이지 이론 사이에는 부분적인 일치만 있을 뿐이라고 가정할 수 있습니다. 이 경우 블랙홀은 정보를 영원히 포착할 수 있다. 심지어 블랙홀 중심의 특이점에서 탄생한 새로운 우주로 정보를 전달할 수도 있다(존 아치볼드 휠러, 브루스 드 위트). 따라서 정보는 새로운 우주에서의 수명 측면에서 궁극적으로 손실되지 않지만 블랙홀 가장자리에 있는 관찰자에게는 정보가 영원히 손실됩니다. 이러한 손실은 경계의 게이지 이론에 구멍 내부에 대한 부분적인 정보만 포함되어 있는 경우에 가능합니다. 그러나 두 이론 사이의 일치는 정확하다고 가정할 수 있습니다. 게이지 이론에는 지평이나 특이점이 없으며 정보가 손실될 수 있는 곳도 없습니다. 이것이 블랙홀이 있는 시공간과 정확히 일치한다면 그곳에서도 정보가 손실될 수 없습니다. 첫 번째 경우 관찰자는 정보를 잃고 두 번째 경우에는 정보를 유지합니다. 이러한 과학적 가정에는 추가 조사가 필요합니다.
그것이 분명해졌을 때 블랙홀은 양자적으로 증발한다, 블랙홀이 온도 및 엔트로피와 유사한 열역학적 특성을 가지고 있다는 것도 발견되었습니다. 블랙홀의 온도는 질량에 반비례하므로 블랙홀이 증발하면 점점 더 뜨거워집니다.
블랙홀의 엔트로피는 사건의 지평선 면적의 4분의 1과 같으므로, 블랙홀이 증발함에 따라 엔트로피도 점점 작아지고, 지평선도 증발하면서 작아집니다. 그러나 끈 이론에서는 양자 이론의 양자 미시 상태와 블랙홀의 엔트로피 사이에 아직 명확한 관계가 없습니다.
끈 이론에서 근본적인 역할을 하는 초대칭 이론을 사용하여 블랙홀에서 발생하는 현상을 설명하는 이러한 아이디어가 블랙홀에서 발생하는 현상에 대한 완전한 설명 및 설명이라고 주장할 수 있는 합리적인 희망이 있습니다. 초대칭 밖에서 구성된 끈 이론은 오작동할 수 있는 불안정성을 포함하고 있으며, 이론이 무너질 때까지 끝이 없는 과정에서 점점 더 많은 타키온을 방출합니다. 초대칭은 이러한 동작을 제거하고 이론을 안정화합니다. 그러나 초대칭은 시간에 대칭이 있음을 의미하며, 이는 초대칭 이론이 시간에 따라 진화하는 시공간을 기반으로 구축될 수 없음을 의미합니다. 따라서 이를 안정화하는 데 필요한 이론의 측면은 양자 중력 이론의 문제와 관련된 질문(예를 들어 빅뱅 직후 우주에서 무슨 일이 일어났는지 또는 우주의 지평선 깊은 곳에서 무슨 일이 일어났는지)을 연구하기 어렵게 만듭니다. 블랙홀). 두 경우 모두 "기하학"은 시간이 지남에 따라 빠르게 발전합니다. 이러한 과학적 문제는 추가 연구와 해결이 필요합니다.
끈이론의 블랙홀과 브레인
블랙홀은 시공간 기하학으로 표현되는 물체로, 아인슈타인 방정식의 해법이다. 끈 이론에서는 대규모로 아인슈타인 방정식의 해가 아주 작은 수정으로 수정됩니다. 하지만 위에서 알아본 것처럼, 시공간 기하학은 끈 이론의 기본 개념이 아니다또한, 이중성 관계는 소규모 또는 동일한 시스템의 강력한 결합에 대한 대안적인 설명을 제공하지만 완전히 다르게 보일 것입니다.
초끈 이론의 틀 내에서 브레인 덕분에 블랙홀을 연구하는 것이 가능합니다. 브레인은 기본적인 물리적 객체(확장된 p차원 막, 여기서 p는 공간 차원의 수)로 이해됩니다. Witten, Townsend 및 기타 물리학자들은 1차원 문자열에 많은 차원을 갖는 공간 다양체를 추가했습니다. 2차원 물체를 멤브레인 또는 2브레인이라고 하고, 3차원 물체를 3브레인이라고 하며, 차원이 p인 구조를 p브레인이라고 합니다. 초끈 이론의 틀 내에서 일부 특별한 블랙홀을 설명하는 것을 가능하게 하는 것은 브레인입니다. 끈 결합 상수를 0으로 설정하면 이론적으로 중력을 "끌" 수 있습니다. 이를 통해 우리는 많은 브레인이 추가 차원을 감싸는 형상을 고려할 수 있습니다. 브레인은 전기 및 자기 전하를 운반합니다(브레인이 가질 수 있는 전하량에는 제한이 있으며, 이 제한은 브레인의 질량과 관련이 있습니다). 가능한 가장 높은 전하를 갖는 구성은 매우 구체적이며 극단적이라고 합니다(보다 정확한 계산을 가능하게 하는 추가 대칭이 있는 상황 중 하나가 포함됩니다). 익스트림 블랙홀은 블랙홀이 가질 수 있는 전기적 또는 자기적 전하의 최대량을 갖고 있으며 여전히 안정적인 블랙홀입니다. 추가 차원으로 감겨진 극한 브레인의 열역학을 연구함으로써 극한 블랙홀의 열역학적 특성을 재현하는 것이 가능합니다.
끈 이론에서 매우 중요한 특별한 유형의 블랙홀은 소위 블랙홀입니다. BPS 블랙홀. BPS 블랙홀은 전하(전기 및/또는 자기)와 질량을 모두 갖고 있으며 질량과 전하는 관계에 의해 연관되어 있습니다. 깨지지 않는 초대칭블랙홀 근처의 시공간에서. 이 초대칭은 여러 가지 다양한 양자 보정이 사라지게 하여 간단한 계산으로 블랙홀 지평선 근처의 물리학에 대한 정확한 답을 얻을 수 있기 때문에 매우 중요합니다.
이전 장에서 우리는 끈 이론에 다음과 같은 객체가 있다는 것을 알았습니다. p-브레인그리고 D-브레인. 점을 고려할 수 있기 때문에 널 브레인, 그러면 블랙홀의 자연스러운 일반화는 다음과 같습니다. 검은색 P-브레인. 또한 유용한 개체는 다음과 같습니다. BPS 블랙 P-브레인.
또한 검은색 p-brane과 D-brane 사이에는 관계가 있습니다. 큰 전하 값에서 시공간 기하학은 검정색 p-브레인으로 잘 설명됩니다. 하지만 청구 금액이 적다면 시스템은 약하게 상호작용하는 D-브레인 세트로 설명될 수 있습니다..
약하게 결합된 D-브레인의 한계에서 BPS 조건에 따라 가능한 양자 상태의 수를 계산할 수 있습니다. 이 답변은 시스템의 D-brane 요금에 따라 달라집니다.
동일한 전하와 질량을 갖는 p-브레인 시스템에 대한 블랙홀의 등가적 한계로 돌아가면 D-브레인 시스템의 엔트로피가 계산된 블랙홀의 엔트로피 또는 p-브레인 시스템에 해당한다는 것을 알 수 있습니다. -사건의 지평선 영역으로 브레인.
>끈 이론의 경우 이것은 그야말로 환상적인 결과였습니다. 그러나 이것은 블랙홀 열역학의 기초가 되는 근본적인 블랙홀 양자 미시상태를 담당하는 것이 D-브레인이라는 것을 의미합니까? D-브레인을 사용한 계산은 초대칭 BPS 검정색 물체의 경우에만 수행하기 쉽습니다. 우주에 있는 대부분의 블랙홀은 전기 또는 자기 전하가 거의 없으며 일반적으로 BPS 물체에서 상당히 멀리 떨어져 있습니다. 그리고 D-brane 형식론을 사용하여 그러한 물체에 대한 블랙홀 엔트로피를 계산하는 것은 여전히 해결되지 않은 문제입니다.
빅뱅 이전에는 무슨 일이 일어났는가?
모든 사실은 빅뱅이 실제로 일어났음을 나타냅니다. 물리학과 형이상학 사이의 명확한 경계를 명확히 하거나 정의하기 위해 요청될 수 있는 유일한 것은 빅뱅 이전에 일어난 일입니까?
물리학자들은 물리학의 경계를 이론적으로 설명하고 가정의 결과를 관찰 데이터와 비교하여 정의합니다. 우리가 관찰하는 우리 우주는 임계밀도와 동일한 밀도, 암흑물질, 관찰물질에 우주상수를 더해 영원히 팽창하는 평평한 공간으로 아주 잘 묘사되어 있다.
이 모델을 우주가 매우 뜨겁고 밀도가 높으며 복사에 의해 지배되던 과거로 확장한다면, 당시 그러한 에너지 밀도에서 작동했던 입자 물리학을 이해하는 것이 필요합니다. 실험적인 관점에서 입자물리학을 이해하는 것은 약전자약통일 규모 정도의 에너지에서도 거의 도움이 되지 않으며, 이론물리학자들은 대통일이론, 초대칭, 끈 모델, 양자 우주론.
빅뱅의 세 가지 주요 문제 때문에 표준 모델의 이러한 확장이 필요합니다.
1. 평탄도 문제
2. 지평선 문제
3. 우주 자기 단극의 문제
평탄도 문제
관측 결과에 따르면, 우리 우주에서는 암흑 물질과 우주 상수를 포함한 모든 물질의 에너지 밀도가 임계값과 매우 정확하게 일치하며, 이는 공간 곡률이 0과 같아야 함을 의미합니다. 아인슈타인의 방정식에 따르면 일반 물질과 방사선으로만 채워진 팽창하는 우주에서 평탄도로부터의 편차는 우주가 팽창함에 따라 증가합니다. 따라서 과거의 평탄도에서 아주 작은 편차라도 지금은 매우 커야 합니다. 관찰 결과에 따르면 이제 평탄도와의 편차는 매우 작습니다. 즉, 과거 빅뱅의 첫 번째 단계에서는 그 편차가 몇 배 더 작았음을 의미합니다.
빅뱅은 왜 우주의 평평한 기하학에서 그토록 미시적인 편차로 시작되었는가? 이 문제는 평탄도 문제빅뱅 우주론.
빅뱅 이전의 물리학과 관계없이, 빅뱅은 우주를 공간 곡률이 0인 상태로 만들었습니다. 따라서 빅뱅 이전의 물리적 설명은 편평성 문제를 해결해야 합니다.
지평선 문제
우주 마이크로파 복사는 빅뱅의 복사 지배 단계 동안 우주를 지배한 복사의 냉각된 잔재입니다. 우주 마이크로파 배경 복사를 관찰하면 모든 방향에서 현저하게 동일하거나 소위 말하는 것처럼 매우 좋습니다. 등방성열복사. 이 방사선의 온도는 2.73도 켈빈입니다. 이 방사선의 이방성은 매우 작습니다.
방사선은 한 가지 경우에만 매우 균일할 수 있습니다. 즉, 광자가 매우 잘 "혼합"되거나 충돌을 통해 열 평형 상태에 있는 경우입니다. 그리고 이 모든 것이 빅뱅 모델에 문제를 야기합니다. 충돌하는 입자는 빛의 속도보다 빠른 정보를 전달할 수 없습니다. 그러나 우리가 살고 있는 팽창하는 우주에서 빛의 속도로 움직이는 광자는 관찰된 열 복사의 등방성을 형성하는 데 필요한 시간 내에 우주의 한 "가장자리"에서 다른 "가장자리"로 날아갈 시간이 없습니다. 수평선의 크기는 광자가 이동할 수 있는 거리를 나타냅니다. 동시에 우주는 팽창하고 있다.
현재 우주 지평선의 크기는 우주 마이크로파 배경 복사의 등방성을 설명하기에는 너무 작습니다. 우주 마이크로파 배경 복사가 열평형을 거쳐 자연적으로 형성되기 때문입니다. 이것이 지평선 문제이다.
유물 자기 단극의 문제
지구에서 자석을 실험할 때 항상 북극과 남극이라는 두 개의 극이 있습니다. 그리고 자석을 반으로 자르면 결과적으로 북극만 있는 자석도 없고 남극만 있는 자석도 없게 됩니다. 그리고 우리는 두 개의 자석을 갖게 될 것입니다. 각 자석에는 북쪽과 남쪽이라는 두 개의 극이 있습니다.
자기 단극은 극이 하나만 있는 자석입니다. 그러나 자기 단극을 본 사람은 아무도 없습니다. 왜?
이 경우는 전하를 양극과 음극으로 쉽게 분리하여 한쪽에는 양극만 있고 다른 쪽에는 음극만 있는 전하의 경우와는 상당히 다릅니다.
대통일론, 초끈이론 등 현대 이론에서는 자기단극의 존재를 예측하고, 상대성 이론과 결합해 빅뱅 때 생성되어야 한다는 사실이 밝혀졌다. 너무 많아, 그 밀도는 관찰된 밀도를 1000억 배 초과할 수 있습니다.
그러나 지금까지 실험자들은 하나도 발견하지 못했습니다.
이것이 빅뱅을 넘어서는 길을 찾는 세 번째 동기입니다. 우주가 아주 작고 뜨거웠을 때 우주에서 무슨 일이 일어났는지 설명해야 합니다.
인플레이션 우주?
물질과 방사선은 중력에 의해 끌어당겨져 물질로 가득 찬 최대 대칭 공간에서 중력은 필연적으로 물질의 불균일성을 증가시키고 밀도를 높이게 됩니다. 이런 식으로 수소는 가스 형태에서 별과 은하의 형태로 변했습니다. 그러나 진공에너지는 매우 강한 진공압력을 갖고 있으며, 이 진공압력은 중력붕괴에 저항하여 효과적으로 반발하는 중력인 반중력으로 작용한다. 진공 압력은 불규칙성을 완화하고 공간이 확장됨에 따라 공간을 더 평평하고 균일하게 만듭니다.
따라서 평탄도 문제에 대한 한 가지 가능한 해결책은 우리 우주가 진공 에너지 밀도(및 그에 따른 압력)가 지배하는 단계를 거치는 것입니다. 만약 이 단계가 방사선 지배 단계 이전에 일어났다면, 방사선 지배 단계에서 진화가 시작될 때까지 우주는 이미 매우 평평했을 것이고, 방사선 지배 단계에서 교란이 성장한 후에도 매우 평평했을 것입니다. 단계와 물질 지배 단계, 현재의 평탄함 우주는 관측 데이터를 만족했습니다.
이러한 유형의 평탄도 문제에 대한 해결책이 1980년에 제안되었습니다. 우주학자 앨런 구스. 모델명은 인플레이션 우주. 인플레이션 모델에서 우리 우주는 진화 초기에 다른 물질이나 방사선이 없는 순수한 진공 에너지의 팽창하는 거품입니다. 급속한 팽창 또는 팽창 및 급속 냉각 후에 진공의 위치 에너지는 새로 생성된 입자 및 방사선의 운동 에너지로 변환됩니다. 우주가 다시 뜨거워지고 표준 빅뱅이 시작됩니다.
따라서 빅뱅 이전의 인플레이션 단계는 어떻게 빅뱅이 우주가 여전히 평평할 정도로 공간 곡률이 정확히 0인 상태에서 시작될 수 있었는지 설명할 수 있습니다.
인플레이션 모델은 또한 지평선 문제를 해결합니다. 진공 압력은 시간에 따른 공간 확장을 가속화하므로 광자는 물질로 가득 찬 우주에서보다 훨씬 더 먼 거리를 이동할 수 있습니다. 즉, 물질이 빛에 가하는 인력은 공간의 팽창을 늦추는 것과 마찬가지로 어떤 의미에서는 빛의 속도를 늦춥니다. 팽창 단계에서는 우주 상수의 진공 압력에 의해 공간 팽창이 가속화되며, 이로 인해 공간 자체가 더 빠르게 팽창함에 따라 빛도 더 빠르게 이동하게 됩니다.
우리 우주의 역사에 방사선 지배 단계 이전에 실제로 인플레이션 단계가 있었다면, 인플레이션이 끝날 무렵에는 빛이 전체 우주를 여행할 수 있었을 것입니다. 따라서 CMB의 등방성은 더 이상 빅뱅 문제가 아닙니다.
팽창 모델은 또한 자기 단극 문제를 해결합니다. 왜냐하면 자기 단극이 발생하는 이론에서는 진공 에너지 기포당 하나의 단극이 있어야 하기 때문입니다. 그리고 이것은 전체 우주에 하나의 단극이 있다는 것을 의미합니다.
이것이 바로 팽창 우주 이론이 빅뱅 이전의 이론으로 우주론자들 사이에서 가장 인기가 있는 이유입니다.
인플레이션은 어떻게 작동하나요?
팽창 단계에서 우주의 급속한 팽창을 이끄는 진공 에너지는 대통일 이론이나 끈 이론과 같은 일부 일반화된 소립자 이론 내에서 자발적인 대칭 파괴의 결과로 발생하는 스칼라 장에서 비롯됩니다.
이 필드는 때때로 팽창. 온도 T에서 인플레이톤의 평균값은 온도 T에서 전위의 최소값입니다. 위 애니메이션에서 볼 수 있듯이 이 최소값의 위치는 온도에 따라 변경됩니다.
특정 임계 온도 T crit 보다 높은 온도 T의 경우 최소 전위는 0이 됩니다. 그러나 온도가 낮아지면 전위가 변하기 시작하고 온도가 0이 아닌 두 번째 최소값이 나타납니다. 증기가 냉각되어 물로 응축되는 것처럼 이러한 동작을 상 변화라고 합니다. 물의 경우 이러한 상전이에 대한 임계 온도 T crit은 섭씨 100도이며 이는 켈빈 373도에 해당합니다.
전위의 두 최소값은 임계 온도와 동일한 온도에서 우주 팽창장 상태의 두 가지 가능한 단계를 반영합니다. 한 위상은 필드 f = 0의 최소값에 해당하고 다른 위상은 바닥 상태 f = f 0인 경우 진공 에너지로 표시됩니다.
인플레이션 모델에 따르면 임계 온도에서 시공간은 이러한 상전이의 영향을 받아 최소값에서 최소값으로 이동하기 시작합니다. 하지만 이 과정은 고르지 않고, 오래된 '거짓' 진공 상태가 오랫동안 남아 있는 영역이 항상 존재합니다. 이것을 열역학과 유사하게 과냉각이라고 합니다. 이러한 거짓 진공 영역은 기하급수적으로 빠르게 확장되며 이 거짓 진공의 진공 에너지는 팽창하는 동안 어느 정도 일정합니다(우주 상수). 이 과정을 인플레이션이라고 하며 평탄도, 지평선 및 단일극 문제를 해결하는 것이 바로 이 과정입니다.
잘못된 진공을 갖는 이 영역은 f = f 0인 새로운 단계의 거품이 나타나고 병합되어 전체 우주를 채울 때까지 확장되어 자연스럽게 팽창이 종료됩니다. 진공의 위치에너지는 새로운 입자와 방사선의 운동에너지로 변환되며, 위에서 설명한 빅뱅 모델에 따라 우주는 계속 진화하고 있다.
테스트 가능한 예측?
직접 테스트할 수 있는 이론을 통해 예측하는 것은 항상 좋은 일이며, 인플레이션 이론은 우주 마이크로파 복사에 반영된 밀도 섭동에 대한 예측을 제공합니다. 인플레이션 버블은 가속 팽창하는 진공으로 구성됩니다. 이 가속 진공에서 스칼라 필드의 온도 섭동은 매우 작고 모든 규모에서 거의 동일하므로 섭동이 가우스 분포를 갖는다고 말할 수 있습니다. 이 예측은 현재 관측 데이터와 일치하며 향후 CMB 실험에서 더욱 안정적으로 테스트될 것입니다.그럼 모든 문제가 해결됐나요?
그러나 위에서 논의한 예측과 그 확인에도 불구하고 위에서 설명한 인플레이션은 여전히 이상적인 이론과는 거리가 멀습니다. 인플레이션 단계는 멈추기가 쉽지 않으며, 인플레이션과 관련하여 물리학에서 단극 문제가 발생합니다. 초기 단계의 높은 초기 온도나 인플레이션 버블의 통일성 등 이론에 사용된 많은 가정은 많은 의문과 당혹감을 불러일으키기 때문에 인플레이션과 함께 대체 이론이 개발되고 있습니다.
현재의 인플레이션 모델은 이미 하나의 우주를 탄생시킨 하나의 인플레이션에 대한 원래 가정과는 거리가 멀었습니다. 현재의 인플레이션 모델에서는 새로운 유니버스가 "주" 유니버스에서 "분리"될 수 있으며 그 안에서 인플레이션이 발생합니다. 이 과정을 영원한 인플레이션.
끈 이론은 그것과 어떤 관련이 있습니까?
끈 우주론의 이해를 크게 복잡하게 만드는 요소는 끈 이론에 대한 이해입니다. 끈 이론과 심지어 M 이론도 더 크고 더 근본적인 이론의 제한된 사례일 뿐입니다.이미 말했듯이 끈 우주론은 몇 가지 중요한 질문을 던집니다.
1. 끈 이론이 빅뱅의 물리학에 대해 예측할 수 있습니까?
2. 추가 차원은 어떻게 되나요?
3. 끈 이론에 인플레이션이 있나요?
4. 끈 이론은 양자 중력과 우주론에 관해 우리에게 무엇을 말해 줄 수 있습니까?
저에너지 끈 우주론
우주의 대부분의 물질은 우리에게 알려지지 않은 암흑물질의 형태로 존재합니다. 암흑 물질의 역할에 대한 주요 후보 중 하나는 소위입니다. 겁쟁이, 약하게 상호 작용하는 거대한 입자 ( 겁쟁이 - 여매일 나상호 작용 중수동적인 피기사). WIMP 역할의 주요 후보는 초대칭의 후보입니다. 최소 초대칭 표준 모델(MSSM 또는 영어 표기 MSSM - 중최소한의 에스초대칭 에스탄다드 중 odel)은 스핀이 1/2인 입자(페르미온)의 존재를 예측합니다. 뉴트럴티노, 이는 전기적으로 중성 게이지 보손과 힉스 스칼라의 페르미온 슈퍼파트너입니다. 뉴트랄리노는 질량이 커야 하지만 동시에 다른 입자와 매우 약하게 상호작용합니다. 그들은 빛을 방출하지 않고 우주 밀도의 상당 부분을 차지할 수 있으므로 우주의 암흑 물질에 대한 좋은 후보가 됩니다.
끈 이론에는 초대칭이 필요하므로 원칙적으로 뉴트럴티노가 발견되고 그것이 암흑 물질로 구성되어 있다는 것이 밝혀지면 좋을 것입니다. 그러나 초대칭이 깨지지 않는다면 페르미온과 보존은 서로 동일하며 우리 세계에서는 그렇지 않습니다. 모든 초대칭 이론에서 정말 까다로운 부분은 초대칭이 제공하는 모든 이점을 잃지 않고 초대칭을 깨뜨리는 방법입니다.
끈 물리학과 초등 물리학자들이 초대칭 이론을 좋아하는 이유 중 하나는 페르미온 진공과 보존 진공이 서로 상쇄되기 때문에 초대칭 이론이 전체 진공 에너지를 0으로 생성한다는 것입니다. 그리고 초대칭이 깨지면 보존과 페르미온은 더 이상 서로 동일하지 않으며 그러한 상호 취소는 더 이상 발생하지 않습니다.
멀리 떨어진 초신성을 관찰한 결과, 진공 에너지나 우주 상수와 같은 존재로 인해 우주의 팽창이 (적어도 현재로서는) 가속된다는 사실이 매우 정확하게 나타났습니다. 따라서 끈 이론에서 초대칭이 어떻게 깨지더라도 현재의 가속 팽창을 설명하려면 "올바른" 양의 진공 에너지로 끝나야 합니다. 그리고 이것은 이론가들에게 어려운 과제입니다. 지금까지 초대칭을 깨는 모든 방법은 너무 많은 진공 에너지를 제공하기 때문입니다.
우주론과 추가차원
끈 우주론은 이론의 양자 일관성을 위해 필요한 6개(또는 M 이론의 경우 심지어 7개)의 추가 공간 차원이 존재하기 때문에 매우 지저분하고 복잡합니다. 추가 차원은 끈 이론 자체 내에서 도전을 제기하며, 우주론적 관점에서 이러한 추가 차원은 빅뱅의 물리학과 그 이전의 현상에 따라 진화합니다. 그렇다면 추가 차원이 우리의 세 가지 공간 차원만큼 확장되고 커지는 것을 방지하는 것은 무엇입니까?
그러나 수정 인자에 대한 수정 인자가 있습니다: T-이중성으로 알려진 초끈 이중성. 공간 차원이 반경 R의 원으로 축소되면 결과 끈 이론은 공간 차원이 반경 L st 2 /R의 원으로 축소되는 다른 다른 끈 이론과 동등한 것으로 나타납니다. 여기서 L st는 문자열 길이입니다. 규모. 이러한 이론 중 다수의 경우, 추가 차원의 반경이 R = L st 조건을 충족하면 끈 이론은 일부 거대한 입자가 질량이 없어지면서 추가 대칭을 얻습니다. 그것은이라고 자기 이중점이는 다른 여러 가지 이유로 중요합니다.
이 이중 대칭은 빅뱅 이전의 우주에 대한 매우 흥미로운 가정으로 이어집니다. 평평하고 차갑고 매우 작습니다.상태 대신에 뒤틀리고 뜨겁고 아주 작습니다. 이 초기 우주는 매우 불안정하며 자기 이중점에 도달할 때까지 붕괴되고 수축되기 시작합니다. 이 지점에서 가열되고 팽창하기 시작하여 현재 관측 가능한 우주가 탄생합니다. 이 이론의 장점은 위에서 설명한 T-이대성과 자기쌍대점의 끈 거동을 포함하고 있다는 점이므로 이 이론은 그야말로 끈 우주론의 이론이다.
거대한 브레인의 인플레이션이나 충돌?
끈 이론은 인플레이션 기간 동안 팽창을 가속화하는 데 필요한 진공 에너지와 압력의 원천에 대해 무엇을 예측합니까? 대통일 이론 규모에서 우주의 인플레이션 팽창을 일으킬 수 있는 스칼라 장은 전기약점보다 약간 높은 규모에서 대칭성을 깨뜨리고 게이지 필드의 결합 상수를 결정하며 심지어 이를 통해 진공 에너지를 얻는 과정에 포함될 수 있습니다. 우주 상수. 끈 이론에는 초대칭 파괴와 팽창이 있는 모델을 구축하기 위한 기본 요소가 있지만, 이러한 모든 기본 요소를 함께 모아서 함께 작동하는 것이 필요하며, 이는 여전히 진행 중인 작업이라고 합니다.
이제 인플레이션에 대한 대안 모델 중 하나는 다음과 같은 모델입니다. 거대 브레인의 충돌, 또한 ~으로 알려진 괴생명체 우주또는 빅 코튼. 이 모델에서는 모든 것이 완전히 초대칭에 매우 가까운 차갑고 정적인 5차원 시공간에서 시작됩니다. 4개의 공간 차원은 3차원 벽이나 삼뇌, 그리고 이 벽 중 하나가 우리가 사는 공간입니다. 두 번째 브레인은 우리의 인식에 숨겨져 있습니다.
이 이론에 따르면, 4차원 주변 공간에는 두 개의 경계 브레인 사이 어딘가에 "잃어버린" 또 다른 세 개의 브레인이 있으며, 이 브레인이 우리가 살고 있는 브레인과 충돌할 때 이 충돌에서 방출되는 에너지가 뜨거워진다고 합니다. 우리의 브레인과 우주에서 빅뱅은 위에서 설명한 규칙에 따라 시작됩니다.
이 가정은 상당히 새로운 것이므로 보다 엄격한 테스트를 거쳐야 하는지 알아볼 것입니다.
가속 문제
우주의 가속 팽창 문제는 끈 이론의 틀 내에서뿐만 아니라 전통적인 입자 물리학의 틀 내에서도 근본적인 문제입니다. 영원한 인플레이션 모델에서는 우주의 가속 팽창이 무제한입니다. 이러한 무제한 확장은 우주를 영원히 여행하는 가상의 관찰자가 우주에서 일어나는 사건의 일부를 결코 볼 수 없는 상황으로 이어집니다.
관찰자가 볼 수 있는 영역과 볼 수 없는 영역의 경계를 경계라고 합니다. 중대한 전환점관찰자. 우주론에서 사건의 지평선은 입자의 지평선과 유사하지만 과거가 아닌 미래에 있다는 점만 다릅니다.
인간 철학의 관점이나 아인슈타인 상대성 이론의 내적 일관성의 관점에서 보면 우주론적 사건의 지평선 문제는 전혀 존재하지 않습니다. 그렇다면 우리가 영원히 살아도 우주의 일부 구석을 결코 볼 수 없다면 어떻게 될까요?
그러나 우주론적 사건의 지평선 문제는 산란 진폭이라는 일련의 관점에서 상대론적 양자 이론을 정의하기 때문에 고에너지 물리학의 주요 기술적 문제입니다. S-매트릭스. 양자 상대론과 끈 이론의 기본 가정 중 하나는 들어오는 상태와 나가는 상태가 시간에 따라 무한히 분리되어 있어 자유롭고 상호작용하지 않는 상태로 행동한다는 것입니다.
사건의 지평선이 존재한다는 것은 호킹 온도가 유한하다는 것을 의미하므로 S-행렬을 결정하는 조건을 더 이상 충족할 수 없습니다. S-행렬의 부재는 형식적인 수학적 문제이며 끈 이론뿐만 아니라 기본 입자 이론에서도 발생합니다.
이 문제를 해결하려는 최근 시도에는 양자 기하학과 빛의 속도 변화가 포함되었습니다. 그러나 이러한 이론은 아직 개발 중입니다. 그러나 대부분의 전문가들은 그러한 급진적인 조치를 취하지 않고도 모든 것이 해결될 수 있다는 데 동의합니다.
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Bulatov, 니콜라이 블라디미로비치. 필드 스트링 이론과 관련된 우주론적 모델: 논문... 물리 및 수학 과학 후보자: 01.04.02 / Bulatov Nikolay Vladimirovich; [보호 장소: 모스크바. 상태 이름을 딴 대학 M.V. Lomonosov. 물리. 교수진].- 모스크바, 2011.- 115 p .: 아픈. RSL OD, 61 12-1/468
작품 소개
관련성
초기 우주에서 달성된 극도로 높은 에너지와 우주론적 진화가 일어나는 광대한 거리 덕분에 우주론은 직접적인 실험이 접근할 수 없는 규모의 물리학을 연구하는 도구가 될 수 있습니다. 더욱이, 지난 10년 동안 수행된 수많은 고정밀 천체물리학 관측은 우주론을 상당히 정확한 과학으로 바꾸어 놓았고, 우주는 기초 물리학 연구를 위한 강력한 실험실로 변모시켰습니다.
WMAP(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) 실험 데이터와 1a형 초신성 관측 결과를 종합적으로 분석한 결과, 현대 우주의 가속 팽창이 확실하게 나타나고 있습니다. 우주론적 가속은 우주가 현재 암흑에너지라고 불리는 음압을 갖는 거의 균일하게 분포된 물질에 의해 지배되고 있음을 암시합니다.
다양한 유형의 우주 물질을 지정하기 위해 압력 사이의 현상학적 관계 아르 자형그리고 에너지가 넘친다 디 : 이 물질의 각 구성 요소에 대해 작성됨
P = WQ,
어디 와-상태 매개변수의 방정식, 줄여서 상태 매개변수. 암흑에너지의 경우 w 0. 현대 실험 데이터에 따르면 암흑에너지의 상태 매개변수는 -1에 가깝습니다. 특히 현대 실험의 결과에 따르면 암흑에너지 상태 매개변수의 값은 다음 간격에 속할 가능성이 가장 높습니다.
= -i-obi8:oi-
이론적 관점에서 볼 때 이 간격은 크게 세 가지 경우에 영향을 미칩니다. w>- 1, w = - 1 및 w 1.
첫 번째 사례 w>- 1은 스칼라 필드가 있는 우주론 모델인 정수 모델에서 구현됩니다. 이러한 유형의 모델은 이 스칼라 필드의 기원에 대한 의문을 제기한다는 점을 제외하면 상당히 수용 가능합니다. 실험 데이터를 만족시키려면 이 스칼라 필드가 매우 밝아야 하며 따라서 표준 모델의 필드 집합에 속하지 않아야 합니다.
두 번째 경우, w = - 1은 우주 상수를 도입하여 구현됩니다. 이 시나리오는 일반적인 관점에서는 가능하지만 우주 상수가 작다는 문제를 제기합니다. 이는 자연적인 이론적 예측보다 10배 작아야 합니다.
세 번째 경우 w 1은 팬텀(phantom)이라고 하며 Gost(팬텀) 운동항이 있는 스칼라 필드를 사용하여 구현될 수 있습니다. 이 경우 모든 자연 에너지 조건이 위반되며 고전 및 양자 수준에서 불안정성 문제가 발생합니다. 실험 데이터가 가능성을 배제하지 않기 때문에 w 1 그리고 더욱이 불평등을 직접 테스트하기 위한 전략 승 - 1, 현대 문학의 다양한 모델 승 - 1.
상수 상태 매개변수가 있는 모델의 경우 승 : -1보다 작고 공간적으로 평평한 Friedman-Robertson-Walker 측정법에 따르면 축척 비율은 무한대에 가까워지는 경향이 있으므로 우주는 유한한 순간에 무한한 차원으로 늘어납니다. 다음이 있는 모델에서 이 문제를 피하는 가장 간단한 방법 w 1은 스칼라 필드를 고려하는 것입니다. 에프운동항에서 음의 시간 구성요소를 갖습니다. 이러한 모델에서는 제로 에너지 조건(Zero Energy Condition)을 위반하게 되어 불안정성 문제가 발생하게 됩니다.
모델의 불안정성 문제를 피할 수 있는 가능한 방법 w 1은 음의 운동항이 없는 보다 근본적인 이론에서 발생하는 팬텀 모델을 효과적인 것으로 간주하는 것입니다. 특히, 다음과 같은 더 높은 파생 모델을 고려하면 페페,그런 다음 가장 간단한 근사치로 페~그리고에프~ 에프 2 - 0П0, 즉 이러한 모델은 실제로 Gost 기호를 사용하여 동역학 용어를 제공합니다. I.Ya의 작업에서 볼 수 있듯이 이러한 가능성은 끈장 이론의 틀 내에서 나타나는 것으로 나타났습니다. 아레피에바(2004). 고려된 모델은 고스트가 없는 끈장 이론의 근사치이므로 이 모델에서는 고스트 불안정성과 관련된 문제가 발생하지 않습니다.
이 작업은 우주론, 특히 암흑 에너지를 설명하는 측면에서 끈장 이론에서 영감을 받은 비국소 모델에 대한 적극적인 연구를 자극했습니다. 이 문제는 I.Ya의 수많은 작품에서 활발히 연구되고 있습니다. Arefieva, S.Yu. 베르노바, L.V. Zhukovskaya, A.S. Koshelev, G. Calcagni, N. Barnaby, D. Mulrin, N. Nunes, M. Montobio 및 기타. 특히, 끈장 이론에서 영감을 받은 다양한 모델에서 해를 구하고 그 특성 중 일부를 조사했습니다.
본 논문에서 우리는 끈장 이론에서 영감을 받은 우주론적 모델의 속성을 연구하며, 이는 우주의 현대 진화를 설명하고 초기 우주의 시대를 설명하는 데 모두 적용 가능합니다.
두 번째 장에서는 이방성 교란과 관련하여 제로 에너지 조건을 위반하는 우주론 모델의 고전적 해법의 안정성을 연구합니다. 언급한 바와 같이, 그러한 모델은 상태 매개변수를 사용하여 암흑 에너지를 설명하기 위한 후보가 될 수 있습니다. w 1. 먼저 팬텀 스칼라 필드를 갖는 단일 필드 모델의 경우를 고려합니다. 제로 에너지 조건을 위반하는 모델은 프리드만 우주론에서 고전적으로 안정적인 해를 가질 수 있습니다.
로버트슨-워커. 특히 중력과 최소한으로 상호 작용하는 Gost 필드를 포함하는 자체 상호 작용 모델에 대한 고전적으로 안정적인 솔루션이 있습니다. 또한 I.Ya의 작업에 설명된 팬텀 우주론 모델 클래스에는 어트랙터 동작(불균일한 우주 모델의 경우 솔루션의 어트랙터 동작이 A.A. Starobinsky의 작업에 설명되어 있음)이 있습니다. Arefieva, S.Yu. 베르노바, A.S. Kosheleva 및 R. Laskos 외. 섭동의 모양을 지정하여 Friedman-Robertson-Walker 측정법의 안정성을 연구할 수 있습니다. 이러한 솔루션이 Friedman-Robertson-Walker 메트릭을 이방성 메트릭, 특히 Bianchi I 메트릭으로 변형하는 데 견고한지 여부를 아는 것은 흥미롭습니다. Bianchi 모델은 공간적으로 균일한 이방성 우주 모델입니다. 천체 물리학적 관찰로 인해 발생하는 이방성 모델에는 엄격한 제한이 있습니다. 이러한 제한으로 인해 큰 이방성을 나타내는 모델은 우주의 진화를 설명하는 모델이 될 수 없습니다. 따라서 이방성 섭동에 대한 등방성 우주론적 해의 안정성 조건을 찾는 것은 암흑에너지를 설명할 수 있는 모델을 선택하는 관점에서 중요합니다.
Bianchi 모델의 등방성 솔루션의 안정성은 팽창 모델에서 고려되었습니다(S. Germani et al. 및 T. Koivisto et al.의 작업 및 해당 참조). R. M. Wald(1983)의 작업에서 에너지 조건이 충족된다고 가정하면 Type IX를 제외하고 초기에 확장된 모든 Bianchi 모델이 드 시터 시공간이 되는 것으로 나타났습니다. Wald의 정리는 양의 우주 상수와 기본 에너지 조건과 강한 에너지 조건을 만족하는 물질을 갖는 유형 I-VIII의 비앙키 시공간에서 미래에 존재하는 해는 다음과 같은 특정 점근적 특성을 갖는다는 것을 보여줍니다. 티-> 아. 환상 우주론과 환상 우주론에서 영감을 받은 모델의 경우에도 비슷한 질문을 고려하는 것은 흥미롭습니다.
끈장 이론. 이 연구에서 우리는 등방성 우주론적 해가 안정적이도록 팬텀 스칼라 필드가 있는 모델의 경우 충족이 충분한 조건을 얻습니다. 따라서 고려 중인 모델은 암흑 에너지를 설명하는 데 적합할 수 있습니다.
세 번째 장에서는 끈장 이론에서 영감을 받은 비양성 확정 잠재력을 가진 모델의 우주론적 진화를 조사합니다. 그러한 모델은 초기 우주의 우주론적 진화에 대한 설명에 적용되는 관점에서 흥미로운 것으로 밝혀졌습니다.
힉스 인플레이션은 인플레이션 모델로 많은 주목을 받고 있다. 그녀의 연구는 M. Shaposhnikov, F.L. 베즈루코바, A.A. 스타로빈스키, H.L.F. Barbona, X. Espinosa, X. Garcia-Beyido 등은 2007-2011년에 완료되었습니다.
본 논문에서는 끈장 이론에서 영감을 받아 힉스 잠재력을 지닌 초기 우주론 모델을 연구합니다. 이러한 유형의 비국소 모델(I.Ya. Arefieva의 모델, 2004)을 사용하려는 초기 동기는 암흑 에너지 문제에 대한 연구와 관련이 있었습니다. 초기 우주 시대를 연구하는 맥락에서 이러한 유형의 모델을 고려할 가능성은 J.E. Lidsey, N. Barnaby 및 J.M. 클라인(2007). 이 경우 스칼라 장은 Neveu-Schwarz-Ramond 페르미온 스트링 타키온이며 모델은 비국소적 힉스 전위의 형태를 갖습니다. 스칼라 물질의 비국소성은 순수 지역 우주론 모델에 비해 해당 우주론 모델의 속성에 상당한 변화를 가져옵니다. 이러한 변화는 J.E. Lidsey, N. Barnaby 및 J.M. 클라인(2007). 이러한 변화가 어떻게 발생하는지에 대한 질문은 이 작업의 서론에서 더 자세히 논의됩니다.
속성의 주요 변화는 다음과 같습니다.
유효 국소 이론에서는 결합 상수, 질량 항 및 우주 상수 값 사이의 관계가 변경되며, 그 결과 추가적인 음의 상수 항이 나타나고 양이 아닌 명확한 힉스 전위를 다루어야 합니다. 양이 아닌 확정 전위는 위상 평면에 금지된 영역이 나타나게 하며, 이는 양의 확정 전위의 경우에 비해 시스템의 역학을 크게 변경합니다.
이 논문에서 우리는 프리드먼-로버트슨-워커 우주론에서 비양수 확정 힉스 전위를 갖는 스칼라 모델 역학의 고전적 측면을 연구합니다. 비국소성은 충분히 작은 결합 상수를 갖는 효과적인 이론을 제공할 수 있으므로 일부 진화 단계는 자유 타키온 근사법을 사용하여 설명할 수 있습니다. 이러한 이유로 우리는 Friedman-Robertson-Walker 측정법에서 자유 타키온의 역학을 고려하여 3장을 시작합니다. 그런 다음 힉스 전위 모델의 역학에 대해 논의합니다.
작업의 목표
Bianchi I 메트릭의 이방성 섭동과 관련하여 끈 필드 이론과 관련된 제로 에너지 조건을 위반하는 우주 모델에서 솔루션의 고전적 안정성 연구 팬텀 스칼라 필드와 차가운 어둠을 포함하는 1필드 및 2필드 모델에서 안정성 조건 얻기 문제는 모델 매개변수 측면뿐만 아니라 초능력 측면에서도 마찬가지입니다. 끈장 이론에서 영감을 받아 비양성 확정 잠재력을 지닌 초기 우주론 모델의 동역학 연구.
작품의 과학적 참신함
이 연구에서는 처음으로 미터법의 이방성 섭동과 관련하여 제로 에너지 조건을 위반하는 우주 모델의 솔루션 안정성이 연구되었습니다. 모델 매개변수와 측면에서 안정성 조건이 얻어졌습니다.
초능력 측면에서. 또한 이전에 얻은 근사치와 비교하여 양의 우주 상수를 갖는 타키온의 역학을 설명하기 위해 다음과 같은 단일 모드 근사치를 구성했습니다. 또한 이 연구에서는 처음으로 금지 영역 경계 근처에 타키온 전위와 양의 우주 상수를 갖는 모델에서 해의 점근식이 구축되었습니다.
연구방법
논문에서는 일반 상대성 이론, 미분 방정식 이론 및 수치 분석 방법을 사용합니다.
작품의 과학적이고 실용적인 의미
이 논문은 이론적인 성격을 띠고 있습니다. 이 연구의 결과는 끈장 이론에서 영감을 받은 우주론적 모델에 대한 추가 연구에 사용될 수 있습니다. 2장의 결과는 다양한 암흑에너지 모델에서 용액의 안정성 특성에 대한 추가 연구에 사용될 수 있으며, 더욱이 얻은 결과는 우주 진화를 설명하기 위해 하나 또는 다른 모델을 사용할 가능성에 대한 기준을 제공합니다. 또한 제안된 초전위법을 이용한 안정해 구축 알고리즘은 명백히 안정적인 해를 갖는 모델 구축을 가능하게 한다. 3장에서 얻은 결과는 비양수 확정 힉스 전위를 갖는 인플레이션 모델 연구와 직접적으로 관련되며 이러한 모델에 대한 추가 연구에 사용될 수 있습니다. 논문의 결과는 모스크바 주립대학교 물리학부, Steklov 수학 연구소, Lebedev 물리 연구소, INR, BLTP OI-YaR, ITEP에서 수행되는 작업에 사용될 수 있습니다.
작업 승인
논문에 제시된 결과는 저자가 다음 국제 회의에서 발표했습니다.
1. 국제 컨퍼런스 "고전 및 양자 역학 시스템의 비가역성 문제", 모스크바, 러시아,
제6회 여름학교 및 현대수리물리학 컨퍼런스, 베오그라드, 세르비아, 2010.
고에너지 물리학 및 양자장 이론에 관한 XIX 국제 컨퍼런스, Golitsyno, 러시아, 2010.
국제 컨퍼런스 “Quarks-2010”, 콜롬나, 러시아, 2010.
모스크바 물리학회 젊은 물리학자 대회, 모스크바, 러시아, 2009년.
출판물
제시된 주요 결과는 이 논문의 저자가 독립적으로 얻은 것이며 새로운 것이며 작품으로 출판되었습니다.
업무의 구조와 범위
끈 우주론의 이해를 크게 복잡하게 만드는 요소는 끈 이론에 대한 이해입니다. 끈 이론과 심지어 M 이론도 더 크고 더 근본적인 이론의 제한된 사례일 뿐입니다.
이미 말했듯이 끈 우주론은 몇 가지 중요한 질문을 던집니다.
1. 끈 이론이 빅뱅의 물리학에 대해 예측할 수 있습니까?
2. 추가 차원은 어떻게 되나요?
3. 끈 이론에 인플레이션이 있나요?
4. 끈 이론은 양자 중력과 우주론에 관해 우리에게 무엇을 말해 줄 수 있습니까?
저에너지 끈 우주론
우주의 대부분의 물질은 우리에게 알려지지 않은 암흑물질의 형태로 존재합니다. 암흑 물질의 역할에 대한 주요 후보 중 하나는 소위입니다. 겁쟁이, 약하게 상호 작용하는 거대한 입자 ( 겁쟁이 - 여매일 나상호 작용 중수동적인 피기사). WIMP 역할의 주요 후보는 초대칭의 후보입니다. 최소 초대칭 표준 모델(MSSM 또는 영어 표기 MSSM - 중최소한의 에스초대칭 에스탄다드 중 odel)은 스핀이 1/2인 입자(페르미온)의 존재를 예측합니다. 뉴트럴티노, 이는 전기적으로 중성 게이지 보손과 힉스 스칼라의 페르미온 슈퍼파트너입니다. 뉴트랄리노는 질량이 커야 하지만 동시에 다른 입자와 매우 약하게 상호작용합니다. 그들은 빛을 방출하지 않고 우주 밀도의 상당 부분을 차지할 수 있으므로 우주의 암흑 물질에 대한 좋은 후보가 됩니다.끈 이론에는 초대칭이 필요하므로 원칙적으로 뉴트럴티노가 발견되고 그것이 암흑 물질로 구성되어 있다는 것이 밝혀지면 좋을 것입니다. 그러나 초대칭이 깨지지 않는다면 페르미온과 보존은 서로 동일하며 우리 세계에서는 그렇지 않습니다. 모든 초대칭 이론에서 정말 까다로운 부분은 초대칭이 제공하는 모든 이점을 잃지 않고 초대칭을 깨뜨리는 방법입니다.
끈 물리학과 초등 물리학자들이 초대칭 이론을 좋아하는 이유 중 하나는 페르미온 진공과 보존 진공이 서로 상쇄되기 때문에 초대칭 이론이 전체 진공 에너지를 0으로 생성한다는 것입니다. 그리고 초대칭이 깨지면 보존과 페르미온은 더 이상 서로 동일하지 않으며 그러한 상호 취소는 더 이상 발생하지 않습니다.
멀리 떨어진 초신성을 관찰한 결과, 진공 에너지나 우주 상수와 같은 존재로 인해 우주의 팽창이 (적어도 현재로서는) 가속된다는 사실이 매우 정확하게 나타났습니다. 따라서 끈 이론에서 초대칭이 어떻게 깨지더라도 현재의 가속 팽창을 설명하려면 "올바른" 양의 진공 에너지로 끝나야 합니다. 그리고 이것은 이론가들에게 어려운 과제입니다. 지금까지 초대칭을 깨는 모든 방법은 너무 많은 진공 에너지를 제공하기 때문입니다.
우주론과 추가차원
끈 우주론은 이론의 양자 일관성을 위해 필요한 6개(또는 M 이론의 경우 심지어 7개)의 추가 공간 차원이 존재하기 때문에 매우 지저분하고 복잡합니다. 이는 끈 이론 자체의 틀 내에서도 도전을 의미하며, 우주론의 관점에서 볼 때 이러한 추가 차원은 빅뱅의 물리학과 그 이전의 현상에 따라 진화합니다. 그렇다면 추가 차원이 우리의 세 가지 공간 차원만큼 확장되고 커지는 것을 방지하는 것은 무엇입니까?그러나 수정 인자에 대한 수정 인자가 있습니다: T-이중성으로 알려진 초끈 이중성. 공간 차원이 반경 R의 원으로 축소되면 결과 끈 이론은 공간 차원이 반경 L st 2 /R의 원으로 축소되는 다른 다른 끈 이론과 동등한 것으로 나타납니다. 여기서 L st는 문자열 길이입니다. 규모. 이러한 이론 중 다수의 경우, 추가 차원의 반경이 R = L st 조건을 충족하면 끈 이론은 일부 거대한 입자가 질량이 없어지면서 추가 대칭을 얻습니다. 그것은이라고 자기 이중점이는 다른 여러 가지 이유로 중요합니다.
이 이중 대칭은 빅뱅 이전의 우주에 대한 매우 흥미로운 가정으로 이어집니다. 평평하고 차갑고 매우 작습니다.상태 대신에 뒤틀리고 뜨겁고 아주 작습니다. 이 초기 우주는 매우 불안정하며 자기 이중점에 도달할 때까지 붕괴되고 수축되기 시작합니다. 이 지점에서 가열되고 팽창하기 시작하여 현재 관측 가능한 우주가 탄생합니다. 이 이론의 장점은 위에서 설명한 T-이대성과 자기쌍대점의 끈 거동을 포함하고 있다는 점이므로 이 이론은 그야말로 끈 우주론의 이론이다.
거대한 브레인의 인플레이션이나 충돌?
끈 이론은 인플레이션 기간 동안 팽창을 가속화하는 데 필요한 진공 에너지와 압력의 원천에 대해 무엇을 예측합니까? 대통일 이론 규모에서 우주의 인플레이션 팽창을 일으킬 수 있는 스칼라 장은 전기약점보다 약간 높은 규모에서 대칭성을 깨뜨리고 게이지 필드의 결합 상수를 결정하며 심지어 이를 통해 진공 에너지를 얻는 과정에 포함될 수 있습니다. 우주 상수. 끈 이론에는 초대칭 파괴와 팽창이 있는 모델을 구축하기 위한 기본 요소가 있지만, 이러한 모든 기본 요소를 함께 모아서 함께 작동하는 것이 필요하며, 이는 여전히 진행 중인 작업이라고 합니다.이제 인플레이션에 대한 대안 모델 중 하나는 다음과 같은 모델입니다. 거대 브레인의 충돌, 또한 ~으로 알려진 괴생명체 우주또는 빅 코튼. 이 모델에서는 모든 것이 완전히 초대칭에 매우 가까운 차갑고 정적인 5차원 시공간에서 시작됩니다. 4개의 공간 차원은 3차원 벽이나 삼뇌, 그리고 이 벽 중 하나가 우리가 사는 공간입니다. 두 번째 브레인은 우리의 인식에 숨겨져 있습니다.
이 이론에 따르면, 4차원 주변 공간에는 두 개의 경계 브레인 사이 어딘가에 "잃어버린" 또 다른 세 개의 브레인이 있으며, 이 브레인이 우리가 살고 있는 브레인과 충돌할 때 이 충돌에서 방출되는 에너지가 뜨거워진다고 합니다. 우리의 브레인과 우주에서 빅뱅은 위에서 설명한 규칙에 따라 시작됩니다.
이 가정은 상당히 새로운 것이므로 보다 엄격한 테스트를 거쳐야 하는지 알아볼 것입니다.
가속 문제
우주의 가속 팽창 문제는 끈 이론의 틀 내에서뿐만 아니라 전통적인 입자 물리학의 틀 내에서도 근본적인 문제입니다. 영원한 인플레이션 모델에서는 우주의 가속 팽창이 무제한입니다. 이러한 무제한 확장은 우주를 영원히 여행하는 가상의 관찰자가 우주에서 일어나는 사건의 일부를 결코 볼 수 없는 상황으로 이어집니다.관찰자가 볼 수 있는 영역과 볼 수 없는 영역의 경계를 경계라고 합니다. 중대한 전환점관찰자. 우주론에서 사건의 지평선은 과거가 아닌 미래에 있다는 점을 제외하면 입자 지평선과 유사합니다.
인간 철학의 관점이나 아인슈타인 상대성 이론의 내적 일관성의 관점에서 보면 우주론적 사건의 지평선 문제는 전혀 존재하지 않습니다. 그렇다면 우리가 영원히 살아도 우주의 일부 구석을 결코 볼 수 없다면 어떻게 될까요?
그러나 우주론적 사건의 지평선 문제는 산란 진폭이라는 일련의 관점에서 상대론적 양자 이론을 정의하기 때문에 고에너지 물리학의 주요 기술적 문제입니다. S-매트릭스. 양자 상대론과 끈 이론의 기본 가정 중 하나는 들어오는 상태와 나가는 상태가 시간에 따라 무한히 분리되어 있어 자유롭고 상호작용하지 않는 상태로 행동한다는 것입니다.
사건의 지평선이 존재한다는 것은 호킹 온도가 유한하다는 것을 의미하므로 S-행렬을 결정하는 조건을 더 이상 충족할 수 없습니다. S-행렬의 부재는 형식적인 수학적 문제이며 끈 이론뿐만 아니라 기본 입자 이론에서도 발생합니다.
이 문제를 해결하려는 최근 시도에는 양자 기하학과 빛의 속도 변화가 포함되었습니다. 그러나 이러한 이론은 아직 개발 중입니다. 그러나 대부분의 전문가들은 그러한 급진적인 조치를 취하지 않고도 모든 것이 해결될 수 있다는 데 동의합니다.
시간의 시작 신화 가브리엘 베네치아노
끈 이론에 따르면 빅뱅은 우주 형성의 시작이 아니라 이전 상태의 결과일 뿐입니다.
빅뱅은 시간의 시작이었는가, 아니면 우주가 그 이전에 존재했는가? 10년 전에는 그런 질문이 우스꽝스러워 보였습니다. 우주론자들은 북극에서 북쪽으로 가는 길을 찾는 것보다 빅뱅 이전에 무슨 일이 일어났는지 생각하는 것이 더 이상 의미가 없다고 생각했습니다. 그러나 이론 물리학의 발전, 특히 끈 이론의 출현으로 인해 과학자들은 초등 이전 시대에 대해 다시 생각하게 되었습니다.
태초에 대한 질문은 고대부터 철학자와 신학자들을 사로잡았습니다. 이는 Paul Gauguin의 유명한 그림 "D"ou venons-nous?에 반영된 많은 근본적인 문제와 얽혀 있습니다. Que somes-nous? Ou allons-nous?" ("우리는 어디서 왔는가? 우리는 누구인가? 어디로 가는가?"). 캔버스는 영원한 순환, 즉 탄생, 삶과 죽음, 즉 각 개인의 기원, 식별 및 목적을 묘사합니다. 우리의 기원을 이해하기 위해 우리는 과거 세대, 초기 형태의 생명체와 원시 생명체, 젊은 우주에서 발생한 화학 원소, 그리고 마지막으로 한때 우주를 가득 채웠던 무정형 에너지까지 우리의 조상을 추적합니다. 무한대로 돌아가거나 공간이 우리만큼 영원하지 않습니까?
| 검토: 끈 우주론
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고대 그리스인들도 시간의 기원에 관해 격렬하게 논쟁을 벌였습니다. 아리스토텔레스는 특정 시작의 존재에 대한 생각을 거부하고 아무것도 아무것도 발생하지 않는다는 사실로 이것을 설명했습니다. 그리고 우주는 무(無)에서 생겨날 수 없기 때문에 항상 존재해 왔다는 뜻이다. 따라서 시간은 과거와 미래로 끝없이 확장되어야 합니다. 기독교 신학자들은 반대 관점을 옹호했습니다. 따라서 성 어거스틴은 신은 공간과 시간 밖에 존재하며 우리 세계의 다른 측면과 같은 방식으로 그것들을 창조할 수 있다고 주장했습니다. “하나님은 세상을 창조하시기 전에 무엇을 하셨나요?”라는 질문에 그 유명한 신학자는 이렇게 대답했습니다. “시간 자체는 하나님의 창조의 일부입니다. 그것은 단순히 이전에는 존재하지 않았던 것입니다!”
현대 우주론자들은 공간과 시간이 부드럽고 유연하다는 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 기초하여 비슷한 결론에 도달했습니다. 보편적인 규모에서 공간은 본질적으로 역동적입니다. 시간이 지남에 따라 공간은 물질을 운반하면서 팽창하거나 수축합니다. 1920년대 천문학자들은 우리 우주가 현재 팽창하고 있음을 확인했습니다. 은하계는 서로 멀어지고 있습니다. 따라서 시간은 과거, 즉 1960년대까지 끝없이 확장될 수 없습니다. 이는 스티븐 호킹(Steven Hawking)과 로저 펜로즈(Roger Penrose)에 의해 입증되었습니다. 우주의 역사를 역순으로 살펴보면 모든 은하계가 어떻게 블랙홀에 빠지고 하나의 극소점, 즉 특이점으로 압축되는 것처럼 보이는지 알 수 있습니다. 이 경우 물질의 밀도, 온도, 시공간 곡률은 무한대로 변합니다. 특이점에서는 우리 우주의 혈통이 끝나고 더 이상 과거로 확장될 수 없습니다.
이상한 우연의 일치
피할 수 없는 특이점은 우주론적으로 심각한 문제를 야기합니다. 특히, 이는 전지구적 규모로 우주를 특징짓는 높은 수준의 균질성과 등방성과 잘 맞지 않습니다. 넓은 의미의 공간은 모든 곳에서 동일해졌기 때문에, 그 속성을 조정하는 먼 공간 영역 사이에 일종의 연결이 있었음을 의미합니다. 그러나 이는 오래된 우주론적 패러다임과 모순된다.
우주 마이크로파 배경 복사가 발생한 이후 137억년 동안 어떤 일이 일어났는지 살펴보겠습니다. 우주의 팽창으로 인해 은하 사이의 거리는 10,000배 증가한 반면, 관측 가능한 우주의 반경은 훨씬 더 커졌습니다. 약 100만 배(빛의 속도가 팽창 속도를 초과하기 때문)입니다. 오늘날 우리는 137억년 전에는 볼 수 없었던 우주의 영역을 봅니다. 우주 역사상 처음으로 가장 먼 은하계의 빛이 은하수에 도달했습니다.
그러나 은하수의 특성은 본질적으로 먼 은하의 특성과 동일합니다. 파티에서 같은 옷을 입은 두 사람을 만난다면 이는 단순한 우연의 일치로 설명될 수 있습니다. 그러나 비슷한 의상을 입은 사람이 10명이라면 옷의 형태에 대해 미리 합의했다는 뜻이다. 오늘날 우리는 유물 배경의 통계적으로 동일한 특성을 지닌 천구의 수만 개의 독립적인 부분을 관찰합니다. 아마도 그러한 공간 영역은 태어날 때 이미 동일했을 것입니다. 우주의 균질성은 단순한 우연의 일치입니다. 그러나 물리학자들은 두 가지 더 그럴듯한 설명을 내놓았습니다. 우주 개발 초기 단계에서 우주는 이전에 생각했던 것보다 훨씬 작거나 훨씬 오래되었습니다.
대부분의 경우 첫 번째 대안이 선호됩니다. 젊은 우주는 인플레이션 기간을 겪었다고 믿어집니다. 확장 가속화. 그 이전에는 은하계(더 정확하게는 그 조상)가 매우 조밀하게 채워져 있어서 서로 비슷해졌습니다. 팽창하는 동안 빛이 광적인 팽창을 따라잡지 못해 접촉이 끊어졌습니다. 인플레이션이 끝나면 팽창은 느려지기 시작했고 은하들은 다시 서로의 시야에 들어왔습니다.
물리학자들은 급격한 인플레이션 급증의 원인이 특수 양자장인 인플레이션에서 빅뱅 이후 10~35초 동안 축적된 위치 에너지라고 믿습니다. 위치 에너지 i는 정지 질량 및 운동 에너지 i와 달리 중력 반발을 유발합니다. 일반 물질의 중력은 팽창을 늦추고 반대로 인플레이션은 팽창을 가속화합니다. 1981년에 등장한 인플레이션 이론은 여러 관찰 결과를 정확하게 설명합니다(특별 보고서 “우주론의 네 가지 열쇠”, “과학의 세계에서”, No. 5, 2004 참조). 그러나 인플레이션이 무엇인지, 어디서 그렇게 많은 잠재적 에너지를 얻었는지는 아직 명확하지 않습니다.
두 번째 대안은 특이점을 거부하는 것입니다. 빅뱅 순간에 시간이 시작되지 않고 현재의 우주 팽창이 시작되기 훨씬 전에 우주가 일어났다면 물질은 원활하게 스스로 조직될 충분한 시간을 가졌을 것입니다. 따라서 과학자들은 특이점이라는 개념으로 이어지는 추론을 재고하기로 결정했습니다.
| 시작의 두 가지 버전 |
| 팽창하는 우주에서 은하계는 흩어지는 군중처럼 흩어집니다. 그들은 그들 사이의 거리에 비례하는 속도로 서로 멀어집니다. 5억 광년으로 분리된 은하들은 2억 5천만 광년으로 분리된 은하보다 두 배 빠른 속도로 멀어집니다. 따라서 우리가 관찰한 모든 은하계는 빅뱅 순간 같은 장소에서 동시에 시작했음이 틀림없다. 이는 우주 팽창이 가속과 감속의 기간을 거치더라도 마찬가지입니다. 시공간 다이어그램(아래 참조)에서 은하계는 관측 가능한 공간 부분(노란색 쐐기) 안팎으로 구불구불한 경로를 따라 이동합니다. 그러나 은하계(또는 그 전임자)가 떨어져 나가기 시작한 순간에 정확히 무슨 일이 일어났는지는 아직 알려지지 않았습니다. |
상대성 이론이 항상 타당하다는 가정은 매우 의심스러워 보입니다. 결국, 이는 특이점 근처에서 지배적이어야 했던 양자 효과를 고려하지 않은 것입니다. 마침내 모든 것을 이해하려면 양자 중력 이론에 일반 상대성 이론을 포함시켜야 합니다. 이론가들은 아인슈타인 시대부터 이 문제로 어려움을 겪어왔지만 1980년대 중반에야 그랬습니다. 문제가 시작되었습니다.
혁명의 진화
현재 두 가지 접근 방식이 고려되고 있습니다. 루프 양자 중력 이론에서 상대성 이론은 본질적으로 그대로 유지되며 양자 역학에 적용하는 절차만 변경됩니다(Lee Smolin의 기사 "Atoms of Space and Time", "In the World of Science", No. 4 참조). , 2004). 최근 몇 년 동안 고리 양자 중력 지지자들은 큰 진전을 이루었고 큰 이해를 얻었지만 그들의 접근 방식은 중력 양자화의 근본적인 문제를 해결할 만큼 급진적이지 않습니다. 소립자 이론가들도 비슷한 문제에 직면했습니다. 1934년 엔리코 페르미(Enrico Fermi)는 약한 핵력에 대한 효과적인 이론을 제안했지만, 이를 양자 버전으로 만들려는 시도는 처음에는 실패했습니다. 필요한 것은 새로운 기술이 아니라 1960년대 후반 Sheldon Glashow, Steven Weinberg 및 Abdus Salam이 제안한 전자약력 이론에 구체화된 개념적 변화였습니다.
나에게는 두 번째 접근 방식이 더 유망해 보입니다. 끈 이론은 아인슈타인 이론을 진정으로 혁명적으로 수정한 것입니다. 이는 핵 입자(양성자와 중성자)와 그 상호 작용을 설명하기 위해 제가 1968년에 제안한 모델에서 발전했습니다. 불행하게도 이 모델은 완전히 성공하지 못했고 몇 년 후에는 양성자와 중성자가 쿼크로 구성되는 양자 색역학을 선호하면서 폐기되었습니다. 후자는 마치 탄력 있는 끈으로 연결된 것처럼 동작합니다. 처음에 끈 이론은 핵 세계의 끈 속성을 설명하는 데 전념했습니다. 그러나 이는 곧 일반 상대성이론과 양자역학을 결합할 수 있는 가능한 옵션으로 간주되기 시작했습니다.
기본 아이디어는 소립자가 점 모양의 입자가 아니라 끈이라고 불리는 무한히 얇은 1차원 물체라는 것입니다. 다양한 기본 입자의 방대한 계열은 끈의 가능한 다양한 진동 모드에 의해 반영됩니다. 그러한 간단한 이론은 복잡한 입자 세계와 그 상호 작용을 어떻게 설명합니까? 그 비밀은 이른바 마법의 끈과 양자의 끈에 있습니다. 진동이 빛의 속도로 전파되는 진동줄에 양자역학의 규칙이 적용되면 입자 물리학 및 우주론과 밀접하게 관련된 새로운 특성이 개발됩니다.
첫째, 양자 끈은 유한한 크기를 가지고 있습니다. 일반적인(비양자) 바이올린 현은 반으로 자르고, 반쪽 중 하나를 다시 두 개로 나누는 식으로 질량이 0인 점 입자를 얻을 때까지 계속할 수 있습니다. 그러나 하이젠베르크의 불확정성 원리는 끈을 길이가 약 10-34m 미만인 부분으로 나누는 것을 허용하지 않습니다. 길이의 가장 작은 양자는 ls로 표시되며 끈 이론에서 속도와 동등한 자연 상수입니다. 빛 c와 플랑크 상수 h.
둘째, 질량이 없는 양자 끈도 각운동량을 가질 수 있습니다. 고전 물리학에서 질량이 0인 물체는 각운동량을 가질 수 없습니다. 각운동량은 속도, 질량, 축까지의 거리의 곱으로 정의되기 때문입니다. 그러나 양자 변동은 상황을 변화시킵니다. 작은 끈의 각운동량은 질량이 0이더라도 2h에 도달할 수 있으며, 이는 광자 및 중력과 같이 알려진 모든 기본 힘의 운반자의 특성과 정확히 일치합니다. 역사적으로 끈 이론이 양자 중력의 후보 이론으로 주목을 받은 것은 바로 이러한 각운동량의 특징이었습니다.
셋째, 양자 끈에는 추가적인 공간 차원의 존재가 필요합니다. 클래식 바이올린 현은 공간과 시간의 특성에 관계없이 진동합니다. 양자 끈은 더 까다롭습니다. 진동을 설명하는 방정식은 시공간이 매우 구부러져 있거나(관측과 모순됨) 6개의 추가 차원을 포함하는 경우에만 일관성을 유지합니다.
넷째, 자연의 특성을 결정하고 쿨롱의 법칙과 만유인력의 법칙을 반영하는 방정식에 포함되는 물리 상수는 더 이상 독립적이고 고정된 상수가 아닙니다. 끈 이론에서 그 값은 전자기장과 유사한 장에 의해 동적으로 설정됩니다. 아마도 장의 강도는 우주 시대나 우주의 먼 지역에 따라 동일하지 않았을 것입니다. 끈 이론은 과학자들이 물리 상수의 약간의 변화라도 등록할 수 있다면 심각한 실험적 확증을 받게 될 것입니다.
그러한 장 중 하나인 딜라톤(dilaton)은 끈 이론에서 중심 위치를 차지합니다. 모든 상호 작용의 전반적인 강도를 결정합니다. 팽창의 크기는 추가 공간 차원(연속 11번째)의 크기로 해석될 수 있습니다.
| 끈이론 |
| 끈 이론은 빅뱅에서 일어난 일을 설명하려는 가장 유망한(유일한 것은 아니지만) 이론입니다. 현은 바이올린의 현과 매우 유사한 물질적 대상입니다. 바이올리니스트가 악기의 공명판을 따라 손가락을 움직일 때 현의 길이가 줄어들고 진동 빈도가 증가하여 에너지가 증가합니다. 끈을 아원자 차원으로 줄이면 양자 효과가 작동하기 시작하여 길이가 더 이상 줄어들지 않습니다.
아원자 끈은 전체적으로 움직이거나 진동할 수 있을 뿐만 아니라 용수철처럼 휘어질 수도 있습니다. 공간이 원통형이라고 가정해 봅시다. 원주가 끈의 최소 허용 길이보다 길면 이동 속도를 높이려면 작은 에너지 증가가 필요하며 각 회전에는 큰 에너지가 필요합니다. 그러나 원이 최소 길이보다 짧은 경우 속도 증가보다 추가 회전에 더 적은 에너지가 소비됩니다. 따라서 총 유효 에너지 I는 변하지 않습니다. 끈은 길이의 양자보다 짧을 수 없으므로 원칙적으로 물질은 무한히 밀도가 높을 수 없습니다.
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느슨한 끝을 묶는 것
마지막으로, 양자 끈은 물리학자들이 물체가 극도로 작아질 때 무슨 일이 일어나는지에 대한 우리의 직관적인 이해를 바꾸는 새로운 종류의 자연 대칭, 즉 이원론을 발견하는 데 도움이 되었습니다. 나는 이미 이원론의 한 형태를 언급했습니다. 일반적으로 긴 끈은 짧은 끈보다 무겁지만 기본 길이 ls보다 짧게 만들려고 하면 다시 무거워지기 시작합니다.
끈은 점 입자보다 더 복잡한 방식으로 움직일 수 있기 때문에 작은 크기와 큰 추가 차원이 동일하다는 T-이원론이라는 또 다른 형태의 대칭이 있습니다. 원통형 공간에 위치한 닫힌 끈(루프)을 생각해 보세요. 원형 부분은 하나의 유한한 추가 차원을 나타냅니다. 끈은 진동할 수 있을 뿐만 아니라 원통 주위를 회전하거나 둘러쌀 수도 있습니다(위 그림 참조).
끈의 두 상태의 에너지 비용은 추가 차원의 크기에 따라 달라집니다. 권선 에너지는 반경에 정비례합니다. 원통이 클수록 현이 더 많이 늘어나며 더 많은 에너지를 저장합니다. 반면, 회전과 관련된 에너지는 반경에 반비례합니다. 반경이 큰 원통은 더 긴 파동에 해당하므로 주파수가 낮고 에너지 값이 낮습니다. 큰 실린더가 작은 실린더로 교체되면 두 가지 운동 상태가 역할을 교환할 수 있습니다. 회전과 관련된 에너지는 와인딩을 통해 제공될 수 있으며 그 반대의 경우도 마찬가지입니다. 외부 관찰자는 에너지의 크기만 인지하고 그 기원은 알지 못하므로 그에게 주요 반경과 보조 반경은 물리적으로 동일합니다.
T-이원론은 일반적으로 차원 중 하나(원)가 유한한 원통형 공간으로 설명되지만, 그 변형 중 하나는 무한히 확장되는 것처럼 보이는 일반적인 3차원에 적용됩니다. 무한한 공간의 확장에 대해서는 조심스럽게 말해야 한다. 전체 크기는 변경될 수 없으며 무한하게 유지됩니다. 그러나 그 안에 위치한 물체(예: 은하계)가 서로 멀어질 수 있다는 점에서 여전히 팽창할 수 있습니다. 이 경우 중요한 것은 전체 공간의 크기가 아니라 은하계와 성단 사이의 거리가 변하는 축척 비율(적색 편이로 눈에 띌 수 있음)입니다. T-이원론의 원리에 따르면, 소규모 요소와 대규모 요소를 모두 가진 우주는 동일합니다. 아인슈타인의 방정식에는 그러한 대칭성이 없습니다. 이는 끈 이론에 포함된 통일의 결과이며 여기서는 딜라톤이 중심 역할을 합니다.
열린 현은 끝이 자유롭기 때문에 감을 수 없기 때문에 T-이원론은 닫힌 현에만 내재되어 있다는 의견이 한때 있었습니다. 1995년에 캘리포니아 대학교 산타바바라 캠퍼스의 Joseph Polchinski는 큰 반지름에서 작은 반지름으로의 전환이 끈 끝의 조건 변화를 동반할 때 T-이원론의 원리가 열린 끈에 적용된다는 것을 보여주었습니다. 이전에 물리학자들은 끈의 끝 부분에 어떤 힘도 작용하지 않으며 줄은 완전히 자유로울 수 있다고 믿었습니다. 동시에 T-이중성은 문자열의 끝이 고정되는 소위 Dirichlet 경계 조건에 의해 보장됩니다.
문자열 경계의 조건은 혼합될 수 있습니다. 예를 들어, 전자는 끝이 7개의 공간 차원에서 고정되어 있지만 다른 3차원 내에서는 자유롭게 이동하여 Dirichlet 막 또는 D-막으로 알려진 부분 공간을 형성하는 끈으로 판명될 수 있습니다. 1996년에 캘리포니아 대학의 페트르 호라바(Petr Horava)와 뉴저지 프린스턴 고등연구소의 에드워드 위튼(Edward Witten)은 우리 우주가 바로 그러한 막 위에 위치한다고 제안했습니다. 과학의 세계", No. 11, 2003 및 "누가 중력의 법칙을 위반했는가?", "과학의 세계에서", No. 5, 2004). 우리가 10차원 공간의 광채를 완전히 인식할 수 없는 이유는 전자와 기타 입자의 이동성이 제한되어 있기 때문입니다.
| 폭발 전 시나리오 | ||||||||||||
 끈 이론을 우주론에 적용하려는 첫 번째 시도는 소위 폭발 전 시나리오의 개발이었습니다. 이에 따르면 빅뱅은 우주의 기원 순간이 아니라 단순히 과도기 단계였습니다. 이전에는 확장이 가속화되었고 이후에는 (적어도 처음에는) 속도가 느려졌습니다. 시공간을 통과하는 은하의 경로(오른쪽)는 유리 모양입니다.
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무한대 길들이기
양자 끈의 모든 마법적 속성은 그들이 무한을 싫어한다는 것을 나타냅니다. 끈은 극미한 지점까지 줄어들 수 없으므로 붕괴와 관련된 역설의 영향을 받지 않습니다. 0과 새로운 대칭 유형의 크기 차이는 물리량 증가에 대한 상한선과 감소에 대한 하한선을 설정합니다. 끈 이론가들은 우주의 역사를 재생하면 시공간 곡률이 증가할 것이라고 믿습니다. 그러나 전통적인 빅뱅 특이점처럼 무한하지는 않을 것입니다. 어느 시점에서 그 가치는 최대에 도달하고 다시 감소하기 시작할 것입니다. 끈 이론 이전에 물리학자들은 특이점을 이렇게 깔끔하게 제거할 수 있는 메커니즘을 찾기 위해 필사적으로 노력했습니다.
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| 서로 끌어당겨 거의 빈 두 개의 막이 이동 방향에 수직인 방향으로 압축됩니다. | 막이 충돌하고 운동 에너지가 물질과 방사선으로 변환됩니다. 이 충돌이 빅뱅이다. |
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빅뱅의 시작에 해당하는 시간 0 근처의 조건은 너무 극단적이어서 해당 방정식을 푸는 방법을 아직 아는 사람이 없습니다. 그럼에도 불구하고 끈 이론가들은 빅뱅 이전의 우주가 어땠는지 자유롭게 추측합니다. 현재 2가지 모델을 사용하고 있습니다.
폭발 전 시나리오로 알려진 첫 번째 시나리오는 1991년에 개발을 시작했습니다. 이 시나리오는 T-이원론의 원리와 보다 친숙한 시간 역전 대칭을 결합하여 물리적 방정식이 시간 방향에 관계없이 동일하게 작동합니다. 이 조합을 통해 우리는 우주론의 새로운 가능한 버전에 대해 이야기할 수 있습니다. 즉, 빅뱅 5초 전의 우주는 빅뱅 후 5초와 같은 속도로 팽창했습니다. 그러나 이 순간 팽창률의 변화는 반대 방향으로 발생했습니다. 즉, 빅뱅 이후 팽창이 느려졌다면 그 전에는 가속되었습니다. 간단히 말해서, 빅뱅은 우주가 시작된 순간이 아니라 단순히 가속에서 감속으로의 갑작스러운 전환이었을 수도 있습니다.
이 그림의 아름다움은 인플레이션 이론에 대한 더 깊은 이해를 자동으로 암시한다는 것입니다. 우주는 가속 기간을 거쳐 매우 균질하고 등방적이게 되었을 것입니다. 표준 이론에서는 빅뱅 이후의 가속은 이러한 목적을 위해 특별히 도입된 인플레이션의 영향으로 발생합니다. 폭발 전 시나리오에서는 끈 이론의 새로운 유형의 대칭의 자연스러운 결과로 폭발 전에 발생합니다.
이 모델에 따르면, 빅뱅 이전의 우주는 빅뱅 이후의 우주 자체가 거의 완벽한 거울상이었습니다(위 그림 참조). 우주가 그 내용물이 빈약한 펄프로 액화되는 미래를 향해 끝없이 돌진한다면, 우주는 또한 무한히 과거로 확장됩니다. 무한히 오랜 시간 동안 그곳은 거의 비어 있었습니다. 그것은 믿을 수 없을 정도로 희박하고 혼란스러운 방사선과 물질의 가스로만 채워져 있었습니다. 딜라톤에 의해 제어되는 자연의 힘은 너무 약해서 이 가스의 입자는 실제로 서로 상호 작용하지 않습니다.
그러나 시간이 지남에 따라 세력이 증가하여 문제를 하나로 묶었습니다. 우주의 일부 영역에 무작위로 물질이 축적되었습니다. 그곳에서 밀도는 결국 너무 높아져 블랙홀이 형성되기 시작했습니다. 그러한 영역 내부의 물질은 주변 공간과 단절된 것으로 나타났습니다. 우주는 분리된 부분으로 나누어지고 있었습니다.
블랙홀 내부에서는 공간과 시간이 역할을 바꿉니다. 블랙홀의 중심은 공간의 한 점이 아니라 시간의 한 순간입니다. 블랙홀에 떨어지는 물질은 중심에 가까워질수록 밀도가 점점 높아집니다. 그러나 끈 이론이 허용하는 최대값에 도달하면 시공간의 밀도, 온도, 곡률이 갑자기 감소하기 시작합니다. 그러한 반전의 순간을 우리는 빅뱅이라고 부른다. 설명된 블랙홀 중 하나의 내부가 우리 우주가 되었습니다.
이런 특이한 시나리오가 많은 논란을 불러일으킨 것은 놀라운 일이 아니다. 따라서 스탠포드 대학의 안드레이 린데(Andrei Linde)는 그러한 모델이 관측과 일치하기 위해서는 우주가 끈 이론의 길이 척도보다 훨씬 더 큰 거대한 크기의 블랙홀에서 발생했음에 틀림없다고 주장합니다. 그러나 우리의 방정식은 블랙홀의 크기에 어떤 제한도 두지 않습니다. 우주는 상당히 큰 구멍 안에 형성되었습니다.
더 심각한 반대는 프랑스 부르쉬르이브에 있는 고등과학연구소의 티볼트 다무르(Thibault Damour)와 브뤼셀 자유대학의 마크 에노(Marc Henneaux)로부터 나왔다: 빅뱅 순간 근처의 물질과 시공간은 혼란스럽게 행동했어야 했다. 이는 확실히 초기 우주의 관측된 규칙성과 모순됩니다. 나는 최근에 그러한 혼돈이 소형 "끈 구멍"(블랙홀이 되기 직전의 극도로 작고 거대한 끈)의 밀도가 높은 가스를 생성할 수 있다고 제안했습니다. 이것이 Damour와 Annaud가 설명한 문제를 해결하는 열쇠가 될 수 있습니다. Rutgers의 Thomas Banks와 Austin에 있는 Texas University의 Willy Fischler도 비슷한 제안을 했습니다. 다른 중요한 고려 사항도 있지만 설명된 모델에 근본적인 결함이 있는지 여부는 아직 알 수 없습니다.
| 관찰 | ||
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막 충돌
빅뱅 이전 우주의 존재를 암시하는 또 다른 인기 모델은 3년 전 컬럼비아 대학의 Justin Khoury와 프린스턴 대학의 Paul Steinhardt, Burt A가 개발한 ekpyrotic 시나리오(그리스어 ekpyrotic에서 유래 - "불에서 오는")입니다. 펜실베이니아 대학교 오브루트(Ovrut), 고등연구소 네이선 세이버그(Nathan Seiberg), 케임브리지 대학교 닐 투록(Neil Turok). 이는 우리 우주가 다차원 공간을 표류하는 많은 D-막 중 하나라는 가정에 기초합니다. 막은 서로 끌어당겨 충돌할 때 빅뱅이라고 부르는 현상을 생성할 수 있습니다(위 그림 참조).
충돌은 주기적으로 발생할 수 있습니다. 두 개의 막은 충돌하고, 서로 튕겨 나가고, 멀어지고, 서로 끌리고, 다시 충돌하는 등의 작업을 할 수 있습니다. 충격 후에 갈라지면서 약간 늘어나고 다시 서로 접근하면 다시 압축됩니다. 막의 운동 방향이 바뀌면 막은 가속도에 따라 팽창하므로 관측된 우주의 가속 팽창은 충돌이 임박했음을 나타낼 수 있습니다.
폭발 전 시나리오와 발열성 시나리오에는 공통된 특징이 있습니다. 둘 다 크고 차갑고 거의 텅 빈 우주에서 시작하며 둘 다 빅뱅 이전에서 빅뱅 이후로 전환하는 어려운(아직 해결되지 않은) 문제를 안고 있습니다. 수학적으로 두 모델의 주요 차이점은 딜라톤의 동작입니다. 폭발 전 시나리오에서 이 장과 그에 따른 모든 자연의 힘은 처음에는 매우 약했다가 점차 강화되어 빅뱅 순간에 최대치에 도달합니다. ekpyrotic 모델의 경우 그 반대가 적용됩니다. 즉, 힘이 최소일 때 충돌이 발생합니다.
에크파이로틱 방식의 개발자들은 처음에는 힘의 약점으로 인해 충돌을 분석하기가 더 쉬울 것이라고 기대했지만, 시공간의 높은 곡률을 처리해야 하므로 피할 수 있을지 여부는 아직 확실하지 않습니다. 특이점. 게다가 이 시나리오는 매우 특정한 상황에서 발생해야 합니다. 예를 들어, 충돌 직전에 막은 서로 거의 완벽하게 평행해야 합니다. 그렇지 않으면 결과적인 빅뱅이 충분히 균질하지 않을 것입니다. 순환 버전에서는 이 문제가 그다지 심각하지 않습니다. 연속적인 충격으로 인해 멤브레인이 정렬될 수 있습니다.
지금은 두 모델을 모두 수학적으로 완전히 입증하는 어려움을 제쳐두고, 과학자들은 이 모델이 실험적으로 테스트될 수 있는지 알아내야 합니다. 언뜻 보면 설명된 시나리오는 물리학이 아닌 형이상학의 연습과 매우 유사합니다. 관찰 결과로 결코 확인되거나 반박될 수 없는 많은 흥미로운 아이디어입니다. 이런 견해는 너무 비관적이다. 팽창 단계와 폭발 전 시대 모두 오늘날에도 여전히 볼 수 있는 인공물(예: 우주 마이크로파 배경 복사 온도의 작은 변화)을 남겼어야 합니다.
첫째, 관찰 결과에 따르면 온도 편차는 수십만 년에 걸쳐 음파에 의해 형성되었습니다. 변동의 규칙성은 음파의 일관성을 나타냅니다. 우주론자들은 이미 파동 동시성을 설명할 수 없는 수많은 우주론적 모델을 거부했습니다. 인플레이션, 빅뱅 이전 및 막 충돌 시나리오는 이 첫 번째 테스트를 통과했습니다. 그 안에서, 동위상 파동은 가속하는 우주 팽창 동안 강화된 양자 과정에 의해 생성됩니다.
둘째, 각 모델은 각도 크기에 따라 온도 변동의 다른 분포를 예측합니다. 크고 작은 변동의 진폭은 동일하다는 것이 밝혀졌습니다. (이 규칙의 편차는 매우 작은 규모에서만 관찰되며 초기 편차는 이후 프로세스의 영향으로 변경되었습니다.) 인플레이션 모델은 이 분포를 높은 정확도로 재현합니다. 팽창하는 동안 공간의 곡률은 상대적으로 느리게 변하므로 거의 동일한 조건에서 다양한 크기의 변동이 발생했습니다. 두 끈 모델에 따르면 곡률이 빠르게 변했습니다. 그 결과 소규모 변동의 진폭이 증가했지만 다른 공정에서는 대규모 온도 편차가 증폭되어 전체 분포가 평준화되었습니다. ecpyrotic 시나리오에서 이는 충돌하는 막을 분리하는 추가 공간 차원에 의해 촉진됩니다. 폭발 전 계획에서는 팽창과 관련된 양자 장인 액시온(axion)이 변동 분포를 평준화하는 역할을 합니다. 즉, 세 가지 모델 모두 관찰된 결과와 일치합니다.
셋째, 초기 우주에서는 물질 밀도의 변동과 중력파에 의한 약한 변동으로 인해 온도 변화가 발생할 수 있었습니다. 인플레이션에서는 두 가지 원인이 모두 똑같이 중요하며, 문자열 시나리오에서는 밀도 변화가 중요한 역할을 합니다. 중력파는 우주 마이크로파 배경 방사선의 편광에 흔적을 남겼어야 합니다. 미래에는 유럽우주국의 플랑크 위성 등 우주 관측소를 이용해 이를 탐지하는 것이 가능할 수도 있다.
네 번째 점검은 변동 분포와 관련이 있습니다. 인플레이션 및 ekpyrotic 시나리오에서는 가우스 법칙으로 설명됩니다. 동시에, 폭발 전 모델은 정규 분포에서 상당한 편차를 허용합니다.
우주 마이크로파 배경 복사의 분석이 논의된 이론을 테스트하는 유일한 방법은 아닙니다. 빅뱅 이전 시나리오는 특정 주파수 범위에서 중력파의 무작위 배경 출현을 포함하며, 이는 미래에 중력 관측소를 사용하여 감지될 수 있습니다. 또한, 끈 모델은 전자기장과 밀접한 관련이 있는 팽창을 변화시키므로 둘 다 대규모 자기장 변동을 나타내야 합니다. 그들의 유해는 은하계 및 은하간 자기장에서 발견될 가능성이 있습니다.
그러면 시간은 언제 시작되었는가? 과학은 아직 확실한 답을 제공하지 않습니다. 그러나 잠재적으로 검증 가능한 두 가지 이론에 따르면 우주, 즉 시간은 빅뱅 훨씬 이전에 존재했습니다. 이러한 시나리오 중 하나가 사실이라면 우주는 항상 존재해 왔습니다. 언젠가 다시 무너질 수는 있지만 결코 사라지지는 않습니다.
저자 소개:
가브리엘 베네치아노 CERN의 이론 물리학자인 Gabriele Veneziano는 1960년대 후반에 끈 이론을 창안했습니다. 그러나 그것은 원자핵의 모든 특성을 설명하지 못하기 때문에 곧 잘못된 것으로 인식되었습니다. 따라서 베네치아노는 양자색채역학을 연구하여 그 분야에 큰 공헌을 했습니다. 1980년대였을 때 끈 이론은 양자중력 이론으로 거론되기 시작했고, 이를 블랙홀과 우주론에 적용한 최초의 인물은 베네치아노였다.
추가 문헌
