•  

    pokaż komentarz

    Przepraszam wszystkich z góry za wszelkie ewentualne błędy w tłumaczeniu (ale i dziękuje za wszelkie wyrazy wsparcia). Tłumaczenie:

    Kosmiczne przewidywania ze „swampland’u” teorii strun.

    Od ponad dekady teoretycy zajmujący się teorią strun starają się odróżnić dobre modele od tzw. modeli pochodzących ze "swampland’u", czyli modeli niekompatybilnych z grawitacją. Wysiłek ich zaowocował sprawdzalnymi przewidywaniami dotyczącymi ciemnej energii.

    Model Standardowy fizyki cząstek to nic innego niż kwantowa teoria pola (QFT), która odniosła spektakularny sukces w wyjaśnieniu elektrosłabych i silnych oddziaływań pomiędzy cząstkami. Wciąż pozostaje jednak w tym modelu wiele zagadek dotyczących różnych wielkości wejściowych, takich jak masy cząstek i siły sprzężeń wydające się być precyzyjnie dobrane z niemal nieskończonego zestawu możliwości. Chcąc wyjaśnić to precyzyjne dostrojenie, badacze zbadali szeroką gamę modeli QFT wykraczających poza model standardowy. Niemniej jednak, ostatnie prace w zakresie teorii strun, będącej główną kandydatką na teorię kwantowej grawitacji, sugerują, że niektóre z rozważanych alternatywnych modeli QFT są niekompatybilne z grawitacją. W 2005 r. rozpoczęto prace nad określeniem warunków, jakie musi spełniać QFT, aby być zgodna z teorią kwantowej grawitacji. Na modele QFT niespełniające tych warunków używa się określenia "swampland". Niespodziewanie, sortowanie modeli QFT według ich zgodności z grawitacją stało się potężnym narzędziem teoretycznym oferującym potencjalne rozwiązania problemów związanych z tzw. dostrojeniem. Ponadto, poprzez mapowanie „swampland’u”, teoretycy strun odkryli realne możliwości przetestowania koncepcji związanych z naturą ciemnej energii i dynamiką bardzo wczesnego wszechświata.

    Problem dostrojenia

    Zagadki zajmujące fizyków cząstek elementarnych przybierają różne formy. Na przykład, Model Standardowy zawiera 12 bozonów cechowania, czyli nośników sił, w których skład wchodzą foton, słabe bozony wektorowe i gluony. Tylko dlaczego wielkość tej grupy cechowania jest tak "mała"? Jeśli wszystkie grupy cechowania są matematycznie możliwe i nie ma żadnej bardziej prawdopodobnej niż którakolwiek inna, to jej rozmiar powinien być bardzo duży, jeśli nie nieskończony! Nawet w przypadku gdy przyjmiemy daną grupę cechowania taką jaka jest to i tak pozostaje niewyjaśniona kwestia dotycząca pochodzenia obserwowanych mas i sprzężeń cząstek w Modelu Standardowym. Zwłaszcza masa bozonu Higgsa jest trudna do wyjaśnienia. Jeśli próbuje się obliczyć masę Higgsa z uwzględnieniem różnych kwantowych poprawek, takich jak pętle kwantowe - oczekiwana wartość jego masy powinna być zbliżona do masy Plancka: Mp = √ℏc/G ≈ 10^18 GeV∕c2, będącej o 16 rzędów wielkości większą od obserwowanej wartości. Tą znaczącą rozbieżność często określa się mianem problemu hierarchii. Chcąc wyeliminować kwantowe poprawki, trzeba dopracować parametry w teorii. Podobne dostrojenia wydają się również konieczne w wyjaśnieniu parametrów kosmologicznych, takich jak ciemna energia czy wiek wszechświata.

    Unikanie tych dostrojeń zmotywowało fizyków cząstek elementarnych do poszukiwania modeli QFT zawierających Model Standardowy, choć w jakiś sposób wykraczających poza niego. Na przykład, jednym z pomysłów zaproponowanych celem wyjaśnienia niewielkiej wartości obserwowanej masy bozony Higgsa jest założenie istnienia tzw. supersymetrycznych cząstek mogących pomóc w zlikwidowaniu poprawek kwantowych prowadzących do uzyskania oczekiwanej dużej masy. Niemniej, odkrycie supersymetrycznych cząstek wydaję się coraz mniej prawdopodobne, gdyż dotychczasowe poszukiwania ich w eksperymentach wykorzystujących akceleratory cząstek nie dały oczekiwanych rezultatów.

    Można powiedzieć, że pomimo wielu dekad wysiłków błyskotliwych fizyków, nie znaleziono żadnego poza-standardowego modelu QFT mogącego rozwiązywać problem dostrojenia. Być może brak sukcesu na tym polu powodowany jest pominięciem grawitacji w konstruowaniu alternatywnego modelu. Ignorowanie grawitacji argumentuje się tym, że oddziaływanie grawitacyjne pomiędzy cząstkami staje się istotne tylko w ekstremalnie wysokich energiach. Jednakże, model QFT zgodny z ogólnie przyjętą fizyką w zakresie niskich energii, powinien być najprawdopodobniej spójny z grawitacją w przypadku zwiększającego się zakresu energii. Przeprowadzenie takiej kontroli spójności z grawitacją może doprowadzić do niespodzianek czyli znalezienia modeli wykraczających poza Model Standardowy - o czym świadczą ostatnie rezultaty z badań nad teorią strun.

    źródło: e115_2.png

    •  

      pokaż komentarz

      @Fake_R:

      Wszechświat teorii strun

      Teoria strun to najbardziej obiecujący kandydat na spójną kwantową teorię oddziaływań grawitacyjnych pól materii. Teoria zdefiniowana jest w 10 lub 11 wymiarach czasoprzestrzennych, co oznacza, że musimy skompaktyfikować dodatkowe wymiary (na przykład poprzez zwinięcie ich w maleńkie okręgi), aby były spójne z czterowymiarowym wszechświatem. Różne scenariusze kompaktyfikacji odpowiadają za różne niskoenergetyczne czterowymiarowe modele kwantowej teorii pola i razem tworzą tzw. „landscape” (krajobraz) teorii strun Rys. 1. Część tego spójnego obszaru teorii strun stanowi Model Standardowy QFT. Aczkolwiek pytanie brzmi, jak duży jest ten „landscape”? I czy zawiera on wszystkie możliwe modele QFT? Gdyby odpowiedź na ostatnie pytanie była twierdząca teoria strun nie dawałaby zbyt wielkiego wglądu w to, jak wyjść poza Model Standardowy. Jednakże, jak się okazuje, coraz więcej dowodów wskazuje na to, że nie możemy uzyskać wszystkich modeli QFT jako niskoenergetycznych granic kompaktyfikacji strun, a w rzeczywistości przeważająca większość modeli QFT należy do „swampland’u” znajdując się poza „landscap’em” Rys. 2.

      Badania nad próbami określenia kryteriów odróżniających „landscape’owe” modele QFT od „swampland’owych” stanowi dziś jeden z najaktywniejszych obszarów badawczych w teorii strun. Z uwagi, że nie znamy pełnej listy spójnych kompaktyfikacji teorii strun, nie możemy być pewni dokładnych warunków wyznaczających granice między tymi dwoma regionami. Możemy jednak przyjąć podejście empiryczne poprzez badanie dużej klasy wiarygodnych kompaktyfikacji, uzyskanych dzięki dziesięcioleciom badań teorii strun, i sprawdzić czy istnieją wspólne cechy wśród wyłaniających się niskoenergetycznych modeli QFT. Na tej podstawie możemy opracować uniwersalne kryteria decydujące o przynależności danego modelu QFT do „swampland’u” lub „landscape’u”. Przykład takich kryteriów stanowi hipoteza słabej grawitacji, mówiąca, że grawitacja zawsze jest najsłabszą siłą w każdym spójnym z teorią strun modelu QFT. Pewne poszlaki wskazujące za tą hipotezą pochodzą z badań nad fizyką czarnych dziur i ich właściwościami termodynamicznymi. Niedawno dodatkowe wsparcie dla tej hipotezy wyłoniło się z symulacji numerycznych ukazujących jak osłabienie grawitacji względem innych oddziaływań prowadzi do zapobiegnięcia występowania nagich osobliwości.

      Poza hipotezą słabej grawitacji, podejście bazujące na „swampland’zie” doprowadziło do powstania hipotez dotyczących maksymalnej liczby dozwolonych nisko-masowych cząstek, co zgadza się z faktem, że Model Standardowy zawiera tylko konkretną garść cząstek elementarnych. Inna hipoteza, zwane „swampland distance conjecture”, dotyczy tego, co dzieje się w momencie gdy jeden ze skompaktyfikowanych wymiarów zaczyna się zmieniać w sposób ekstremalny, np. w wyniku wzrostu. Przykładowo, można przyjąć, że średnica zwiniętego wymiaru mogłaby stać się większa, pozwalając na wypełnienie wszechświata kilkoma niewielkimi cząstkami z tego wymiaru. Ten zestaw nowych cząstek, określany jako "tower of light states", mógłby w kilku sytuacjach doprowadzić do pewnych konsekwencji. Dla przykładu, gdyby taka „tower of light states” istniała w bardzo wczesnym wszechświecie, musiałaby wpłynąć na inflację czyli przypuszczalną epokę wykładniczej ekspansji przestrzeni na samym początku czasu. W związku z tym „swampland distance conjecture” mogłaby nałożyć interesujące ograniczenia na modele inflacji.

    •  

      pokaż komentarz

      @Fake_R:

      Ciemna energia i „swampland”

      Ostatnio naukowcy zaproponowali dodatkowe kryteria dotyczące „swampland’u” w odpowiedzi na trudności w wyjaśnianiu ciemnej energii przez teorię strun. Hipotezy te są ciągle poddawane dyskusji wśród teoretyków strun, aczkolwiek jeśli byłyby prawdziwe, to powinny doprowadzić do przewidywań dotyczących kosmicznej ekspansji, które mogłyby być sprawdzone w najbliższej przyszłości. Hipotezy te powiązane są z modelami ciemnej energii obejmującymi pole skalarne φ, które można uznać za coś w rodzaju pola Higgsa. Pole φ może być źródłem ciemnej energii, w tym sensie, że potencjał V(φ) pola jest równy gęstości ciemnej energii Λ. Obliczenia w teorii strun sugerują, że nachylenie tego potencjału, V′, musi być niezerowe. Szczegółowo zaś, nachylenie to powinno spełniać nierówność ∣ V′ ∣ > cV/Mp > 0, gdzie c jest „number of order unity", przynajmniej dla dużych wartości pola.

      Jeśli powyższa nierówność byłaby poprawna, oznaczałoby to, że ciemna energia nie jest stałą kosmologiczna, jak zakłada wielu kosmologów. Alternatywę dla stałej kosmologicznej mogłaby stanowić wtedy zmieniająca się w czasie ciemna energia. Obecne limity wynikające z obserwacji są zgodne z takim modelem ciemnej energii dopóki c < 0,5, przyszłe zaś obserwacje ewentualnie zmieniającej się w czasie ciemnej energii mogą potencjalnie wykryć lub nałożyć dalsze ograniczenia na wartość c Rys. 3.

      Hipotezy „swampland’u” na temat ciemnej energii mogą pomóc także z problemem dostrojenia istniejącym w kosmologii. Po pierwsze, istniejąca ilość ciemnej energii jest znikoma w porównaniu do skali Plancka: Λ~10^-122 M^4p. Przyczyną tak małej ilości ciemnej energii może być jej wykładniczy charakter, V′ = λV → V = Λ∼eλφ, który prawdopodobnie mógł doprowadzić gęstość ciemnej energii do tak niskich wartości.

      Zagadką jest także tzw. problem koincydencji, stanowiący w jednej z wersji obserwację sugerującą powiązanie wieku wszechświata (około 14 miliardów lat) z naturalną skalą czasową związaną z ciemną energią: τΛ = Mp/√Λ ≈ 10 miliardów lat. Hipotezy „swampland’u” oferują wyjaśnienia, w których przewidują, iż wszechświat zakończy się tak jak przypuszczamy, z uwagi, iż albo pole φ przetuneluje w nowy stan, albo cała materia zmieni się w „tower of light states”. W obu przypadkach przewidywany czas życia Wszechświata wynosi mniej niż kilka bilionów lat, co oznacza, że obserwator musiałby określić wiek Wszechświata na mniej niż 100 × τΛ. Jeśli ten argument się utrzyma, nie powinno stanowić przypadku, że mierzony obecnie wiek wszechświata to około τΛ.

    •  

      pokaż komentarz

      @Fake_R:

      Dostrajanie masy

      Hipoteza „swampland distance conjecture” w połączeniu z powyższymi argumentami o ciemnej energii mogłaby pomóc w zrozumieniu masy Higgsa. W miarę jak pole skalarne φ ewoluuje, czyli "stacza się” w dół swojego potencjału, powinna się wyłonić „tower of light states”. Masa tych „light states” – zgodnie z różnymi argumentami - korespondowałaby w przybliżeniu do skali mas odpowiadających ciemnej energii, tj. Λ^1∕4∼10^-3 eV∕c^2. Ta wartość masy zaś zbliżona jest do szacowanej masy neutrin - mν. Może nie być przypadkiem, że „tower of light states” wykazuje związek zarówno z neutrinami, jak i z bozonem Higgsa. Masy tych cząstek mogłyby być powiązane poprzez znany w fizyce cząstek mechanizm o nazwie "the seesaw mechanism", co skutkować mogłoby tym, że masa Higgsa nie przyjmuje oczekiwanej wartości Mp, ale przyjmuje wartość pośrednią: Mh = √mνMp. Nawet pomimo, iż nie są to bynajmniej solidne przewidywania, to jednak wskazują na potencjalny sposób, w jaki problem dostrojenia w Modelu Standardowym może być rozwiązany w kontekście „swampland’u” teorii strun.

      Hubble trouble

      Gdyby hipoteza „swampland” dotycząca ciemnej energii była poprawna, prowadziłoby to do wniosku, że standardowy model w kosmologii czyli model Lambda-CDM (ΛCDM) - gdzie ciemna energia jest stała - nie może być poprawny. Całkiem niezależnie od rozważań na temat „swampland’u”, w trakcie ostatnich obserwacji astronomicznych pojawiły się pewne kontrowersje: lokalne pomiary stałej Hubble'a nie zgadzają się z przewidywaniami z modelu ΛCDM opartymi na danych z mikrofalowego promieniowania tła. Zatem, albo w pomiarach lokalnych występują błędy systemowe albo model ΛCDM jest błędny. Ostatnia opcja pasuje do koncepcji „swampland’u”. I rzeczywiście, „tower of light states” wyłaniająca się ze staczania się pola φ stanowiłaby fragment ciemnej materii, a sposób, w jaki cząstki te ewoluują w czasie mógłby pomóc zmniejszyć (choć zapewne nie wyeliminować) rozbieżności w stałej Hubble’a.
      Kilka nadchodzących eksperymentów, jak choćby Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) i satelita Euklides, pozwolą zdobyć wyraźniejszy obraz ciemnej energii i ciemnej materii, a także precyzyjniejszą wartość stałej Hubble'a. W ciągu najbliższych 5-10 lat będziemy mogli się na przykład dowiedzieć czy ciemna energia jest stała czy też nie. Jeśli jest, będzie to poważny cios dla teorii strun. Gdyby jednak okazałoby się, że ciemna energia się zmienia, to czy obserwacja ta mogłaby zostać pierwszym eksperymentalnym dowodem na koncepcje wyłaniające z teorii strun? Czas pokaże, w każdym razie wydaje się, że żyjemy w ciekawych czasach!