Krajobraz teorii strun - String theory landscape

Teoria strun
Obiekty podstawowe
Strunowy Kosmiczna struna Brane D-brana
Perturbacyjna teoria
bozonowy Superstruna ( Typ I , Typ II , Heterotyczna )
Wyniki nieperturbacyjne
S-dwoistość T-dwoistość U-dwoistość M-teoria Teoria F Korespondencja AdS/CFT
Fenomenologia
Fenomenologia Kosmologia Krajobraz
Matematyka
Symetria lustrzana Potworny bimber
Pojęcia pokrewne Teoria wszystkiego Konformalna teoria pola Grawitacja kwantowa Supersymetria Supergrawitacja Teoria strun Twistora N = 4 supersymetryczna teoria Yanga–Millsa Teoria Kaluzy-Kleina Wieloświat Zasada holograficzna
Teoretycy Aganagić Arkani-Hamed Atiyah Banki Berenstein Bousso Tasak Curtright Dijkgraaf Gorzelnia Douglas Lipny Ferrara Fischlera Friedan Bramy Gliozzi Gopakumar Zielony Greene Brutto Gubser Gukow Guth Hanson Harvey Hořava Horowitz Gibbons Kachru Kaku Kallosz Kaluza Kapustin Klebanowa Knizhnik Kontsevich Klein Linde Maldacena Mandelstam Marolf Martinec Minwalla Moore Motl Mukhi Myers Nanopoulos Nstase Niekrasowa Neveu Nielsen van Nieuwenhuizen Nowikow Oliwa Ooguri Owrut Połczyński Poliakow Rajaraman Ramond Randall Randjbar- Daemi Roček Rohm Sagnotti Scherk Schwarz Seiberg Sen Shenker Siegel Silverstein Syn Staudacher Steinhardt Strominger Sundrum Susskinda nie kopytko Townsend Trivedi Turok Vafa Veneziano Verlinde Verlinde Wessa Witten Yau Yoneya Zamołodczikow Zamołodczikow Zasłów Zumino Zwiebach
Historia Słowniczek
v T mi

Teoria strun krajobraz albo krajobraz próżnią odnosi się do zbierania ewentualnych fałszywych próżnią w teorii strun , razem zawierająca zbiorowej „Pejzaż” wyborów parametrów regulujących zwartych .

Termin „krajobraz” pochodzi od pojęcia krajobrazu sprawności w biologii ewolucyjnej . Po raz pierwszy została zastosowana do kosmologii przez Lee Smolin w jego książce Życie kosmosu (1997), a po raz pierwszy została użyta w kontekście teorii strun przez Leonarda Susskinda .

Zwarte rozmaitości Calabiego-Yau

W teorii strun powszechnie uważa się, że liczba podciśnienia strumieniowego jest równa z grubsza , ale może być lub wyższa. Duża liczba możliwości wynika z wyborów kolektorów Calabi-Yau i wyborów uogólnionych strumieni magnetycznych ponad różnymi homologii cykli występujących w F-teorii . ${\ Displaystyle 10 ^ {500}}$${\ Displaystyle 10 ^ {272.000}}$

Jeśli w przestrzeni próżni nie ma struktury, problem znalezienia takiej o wystarczająco małej stałej kosmologicznej jest NP zupełny . To jest wersja problemu sumy podzbiorów .

Możliwy mechanizm stabilizacji próżni w teorii strun, obecnie znany jako mechanizm KKLT , zaproponowali w 2003 roku Shamit Kachru , Renata Kallosh , Andrei Linde i Sandip Trivedi .

Dostrajanie według zasady antropicznej

Zwykle zakłada się, że precyzyjne dostrojenie stałych, takich jak stała kosmologiczna lub masa bozonu Higgsa, następuje z konkretnych przyczyn fizycznych, w przeciwieństwie do losowego przyjmowania ich poszczególnych wartości. Oznacza to, że wartości te powinny być jednoznacznie zgodne z podstawowymi prawami fizycznymi.

Liczba teoretycznie dozwolonych konfiguracji skłania do sugestii, że tak nie jest i że fizycznie realizowanych jest wiele różnych próżni. Zasada antropiczna sugeruje, że podstawowe stałe mogą mieć takie same wartości, jakie mają, ponieważ takie wartości są niezbędne do życia (a zatem inteligentni obserwatorzy mierzą stałe). Antropiczny krajobraz odnosi się w ten sposób do gromadzenia tych części z góry, które są odpowiednie do podtrzymywania inteligentnej życia.

Aby zaimplementować tę ideę w konkretnej teorii fizycznej, konieczne jest założenie wieloświata, w którym podstawowe parametry fizyczne mogą przyjmować różne wartości. Zrealizowano to w kontekście wiecznej inflacji .

Model Weinberga

W 1987 roku Steven Weinberg zasugerował, że obserwowana wartość stałej kosmologicznej jest tak mała, ponieważ niemożliwe jest, aby życie istniało we wszechświecie o znacznie większej stałej kosmologicznej.

Weinberg próbował przewidzieć wielkość stałej kosmologicznej na podstawie argumentów probabilistycznych. Podjęto inne próby zastosowania podobnego rozumowania do modeli fizyki cząstek elementarnych.

Takie próby opierają się na ogólnych ideach prawdopodobieństwa bayesowskiego ; interpretacja prawdopodobieństwa w kontekście, w którym możliwe jest pobranie tylko jednej próbki z rozkładu, jest problematyczna w prawdopodobieństwie częstościowym, ale nie w prawdopodobieństwie bayesowskim, które nie jest definiowane w kategoriach częstotliwości powtarzających się zdarzeń.

W takim układzie prawdopodobieństwo zaobserwowania niektórych podstawowych parametrów jest określone wzorem, ${\ Displaystyle P (x)}$${\displaystyle x}$

${\ Displaystyle P (x) = P_ {\ operatorname {przed}} (x) \ razy P_ {\ operatorname {wybór}} (x)}$

gdzie jest prawdopodobieństwem a priori, z fundamentalnej teorii, parametrów i jest „antropiczną funkcją selekcji”, określoną przez liczbę „obserwatorów”, którzy pojawiliby się we wszechświecie z parametrami . ${\displaystyle P_{\mathrm {przed}}}$${\displaystyle x}$${\displaystyle P_{\mathrm {wybór}}}$${\displaystyle x}$

Te probabilistyczne argumenty są najbardziej kontrowersyjnym aspektem krajobrazu. Krytyka techniczna tych propozycji wskazała, że:

• Funkcja ta jest całkowicie nieznana w teorii strun i może być niemożliwa do zdefiniowania lub interpretacji w jakikolwiek sensowny sposób probabilistyczny.${\displaystyle P_{\mathrm {przed}}}$
• Funkcja jest zupełnie nieznana, ponieważ tak niewiele wiadomo o pochodzeniu życia. Uproszczone kryteria (takie jak liczba galaktyk) muszą być stosowane jako przybliżenie liczby obserwatorów. Co więcej, może nigdy nie być możliwe obliczenie jej dla parametrów radykalnie odmiennych od parametrów obserwowalnego wszechświata.${\displaystyle P_{\mathrm {wybór}}}$

Uproszczone podejścia

Tegmark i in. niedawno rozważyli te zastrzeżenia i zaproponowali uproszczony scenariusz antropiczny dla ciemnej materii aksjonowej , w którym twierdzą, że dwa pierwsze z tych problemów nie mają zastosowania.

Vilenkin i współpracownicy zaproponowali spójny sposób definiowania prawdopodobieństw dla danej próżni.

Problem z wieloma uproszczonymi podejściami, których próbowali ludzie, polega na tym, że „przewidują” stałą kosmologiczną, która jest zbyt duża o czynnik 10–1000 rzędów wielkości (w zależności od założeń), a zatem sugerują, że kosmiczne przyspieszenie powinno być znaczne. szybciej niż obserwuje się.

Interpretacja

Niewielu kwestionuje dużą liczbę metastabilnych próżni. Istnienie, znaczenie i naukowe znaczenie krajobrazu antropicznego pozostają jednak kontrowersyjne.

Stały problem kosmologiczny

Andrei Linde , Sir Martin Rees i Leonard Susskind opowiadają się za rozwiązaniem problemu kosmologiczno-stałego .

Supersymetria słabej skali z krajobrazu

Idee pejzażu strunowego można zastosować do pojęcia supersymetrii słabej skali i problemu małej hierarchii. W przypadku próżni strun, która obejmuje MSSM (Minimalny Supersymetryczny Model Standardowy) jako teorię pola efektywnego niskoenergetycznie, oczekuje się, że wszystkie wartości pól przerywających SUSY będą równie prawdopodobne w krajobrazie. To skłoniło Douglasa i innych do zaproponowania, że ​​skala załamania SUSY jest rozłożona jako prawo potęgowe w krajobrazie, gdzie jest liczba pól załamujących się F (rozkładana jako liczby zespolone) i jest liczbą pól załamujących D (rozkładana jako liczby rzeczywiste ). Następnie można narzucić antropiczne wymaganie Agrawala, Barra, Donoghue, Seckela (ABDS), aby pochodna słaba skala mieściła się w zakresie kilku krotności naszej zmierzonej wartości (aby jądra potrzebne do życia, jakie znamy, stały się niestabilne (atom zasada)). Łącząc te efekty z łagodnym pociągnięciem prawa potęgowego do dużych, miękkich warunków łamania SUSY, można obliczyć masy bozonu Higgsa i supercząstek oczekiwane od krajobrazu. Rozkład prawdopodobieństwa masy Higgsa osiąga szczyt około 125 GeV, podczas gdy cząstki (z wyjątkiem lekkich higgsinos) zwykle znajdują się daleko poza obecnymi granicami poszukiwań LHC. Takie podejście jest przykładem zastosowania nitkowatej naturalności. ${\ Displaystyle P_ {przed} \ SIM m_ {miękki} ^ {2n_ {F} + n_ {D}-1}}$${\displaystyle n_{F}}$${\displaystyle n_{D}}$

Znaczenie naukowe

David Gross sugeruje, że pomysł jest z natury nienaukowy, niefalsyfikowalny lub przedwczesny. Słynną debatą na temat antropicznego krajobrazu teorii strun jest debata Smolin-Susskind na temat walorów krajobrazu.

Popularna recepcja

Istnieje kilka popularnych książek na temat zasady antropicznej w kosmologii. Autorzy dwóch blogów o fizyce, Lubos Motl i Peter Woit , sprzeciwiają się zastosowaniu zasady antropicznej.

Zobacz też

• Dodatkowe wymiary

Bibliografia

Zewnętrzne linki

• Krajobraz sznurkowy; stabilizacja modułów; próżnia strumieniowa; zagęszczanie strumienia na arxiv.org .
• Cvetič, Mirjam ; García-Etxebarria, Iñaki; Halverson, James (marzec 2011). „W sprawie obliczania nieperturbacyjnych potencjałów efektywnych w krajobrazie teorii strun”. Fortschritte der Physik . 59 (3–4): 243–283. arXiv : 1009.5386 . Kod Bib : 2011 Dla Ph..59..243C . doi : 10.1002/prop.201000093 . S2CID  46634583 .