ядерная физика
.pdf
Теория струн
Частица |
Замкнутая |
струна |
Частица в каждый момент времени представляется одной точкой в пространстве, история ее движения - мировая линия. Струне отвечает “мировой лист”. Для открытой струны это полоса, для замкнутой - цилиндр. Струны могут соединяться, при этом отсутствует сингулярная точка взаимодействия (как в диаграммах Феймана).
Пространство Калаби-Яу
Уравнения, следующие из теории струн, сильно ограничивают геометрическую форму “свернутых измерений”. Доказано, что дополнительные измерения теории струн могут сворачиваться в пространство (многообразие) Калаби-Яу.
Теория струн
Суммарное воздействие одной струны, налетающей на другую, есть результат сложения воздействий, включающий диаграммы с увеличивающимся числом петель. В отличие от теории поля с точечными частицами, каждому порядку теории возмущения соответствует одна диаграмма.
Космологические модели
Ньютон (1687)
Эйнштейн (1915)
Фридман (1923)
Хаббл (1929)
Гамов (1946)
Фиксированное |
Гибкое пространство- |
пространство Ньютона |
время Эйнштейна |
Космологические модели. Уравнение Эйнштейна
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Метрический |
|
|
|
|
|
|||
|
|
|
|
Космологическая |
||||||||||
|
Тензор |
|
Риччи |
|
|
|
|
|||||||
|
|
|
|
|
|
тензор |
|
|
|
постоянная |
||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||||||
|
|
|
|
|
||||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||||||
|
Скалярная кривизна |
|
|
|
|
|
||||||||
|
|
|
|
|
|
|||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Тензор |
|
|||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
энергии-импульса |
|
|||
Уравнение Эйнштейна - основное уравнение Общей Теории Относительности, связывающее свойства материи с кривизной пространства
Для удовлетворения условия стационарности Вселенной, Эйнштейн ввел в уравнение
космологическую постоянную
На основании этого уравнения де Ситтером была построена одна из первых космологических моделей
Космологическая постоянная
Космологическая постоянная была введена Эйнштейном для обеспечения стационарности Вселенной (компенсация сил притяжения). В результате введения этой постоянной возникает отталкивающая сила, пропорциональная расстоянию.
После создания Фридманом модели расширяющейся, подтвержденной наблюдениями, вселенной от космологической постоянной отказались.
Сегодняшние данные о расширении Вселенной говорят, что имеет мессто ускоренный разлет галактик, что может являться следствием ненулевого значения Λ
Космологические модели. Модель Фридмана
Увеличение расстояния между галактиками
Фридман предложил модель расширяющейся Вселенной. Процесс расширения аналогичен увеличению расстояния между любыми двумя точками на поверхности надувающегося воздушного шара.
Закон Хаббла
Красное смещение излучения, испускаемого галактиками, пропорционально удаленности этих галактик. Если объяснить такое смещение эффектом Допплера, то это приводит к картине расширяющейся Вселенной, в которой галактики “разбегаются”. Наблюдение Хаббла подтвердило космологическую модель Фридмана.
|
v=H·r |
|
H=74.2±3.6 |
|
|
|
|
|
|
|
|
v - скорость |
наблюдаемого |
|
|
объекта |
|
||
H - постоянная Хаббла |
|
||
74.2±3.6 (км/с)/Мпс |
|
||
r - расстояние до объекта |
|
||
Большой Взрыв
Гамов предположил, что Вселенная появилась в виде очень горячего и плотного нейтронного шара. По причине большой внутренней энергии такой объект должен так интенсивно расширяться, что гипотеза получила название “Большой взрыв”.
В настоящее время, согласно стандартной модели, состояние ранней Вселенной отличается от предложенного Гамовым. Но по-прежнему считается, что в начале Вселенная представляла собой очень горячий и плотный объект.
Одним из следствий модели было реликтового излучения, низкотемпературных фотонов, сохранившихся от раннего горячего состояния Вселенной. Их температура составляет 2.725 К.