우주열

Cosmic string
끈 이론에서 끈과 혼동하지 마십시오.

우주열은 대칭파괴와 관련된 진공다양체의 위상이 단순하게 연결되어 있지 않을 때 초기 우주의 대칭파괴상 전이 중에 형성되었을 수 있는 가상의 1차원 위상 결함입니다.그들의 존재는 1970년대에 [1]이론 물리학자 톰 키블에 의해 처음 고려되었다.

우주의 끈의 형성은 고화된 액체의 결정 입자 사이에 형성되는 불완전함이나 물이 얼어서 얼음이 될 때 형성되는 균열과 다소 유사합니다.우주 끈의 생산으로 이어지는 위상 전이는 우주 진화의 가장 이른 순간에 일어났을 가능성이 높으며, 초기 우주의 양자장 이론과 끈 이론 모델 모두에서 상당히 일반적인 예측입니다.

우주의 끈을 포함하는 이론

끈 이론에서 우주 끈의 역할은 이론을 섭동적으로 정의하는 기본 끈(또는 F-스트링) 자체, 약한 강도에 의해 또는 소위 S-이중성에 의해 F-스트링과 관련된 D-스트링 또는 부분적으로 연관된 공간에 압축된 고차원 D-, NS- 또는 M-브랜에 의해 수행될 수 있다.시간 치수를 사용하여 하나의 비표준 치수만 [2]남습니다.

우주열을 가진 양자장 이론의 원형은 아벨리안 힉스 모델이다.양자장론과 끈이론 우주열은 많은 공통점을 가질 것으로 예상되지만, 정확한 구별 특징을 결정하기 위해서는 더 많은 연구가 필요하다.예를 들어 F-스트링은 완전히 양자역학적이며 고전적인 정의를 가지고 있지 않은 반면, 필드 이론 우주 문자열은 거의 고전적으로 취급됩니다.

치수

만약 존재한다면, 우주 현은 양성자와 같은 크기의 직경, 즉 ~ 1 fm 또는 그보다 작은 직경으로 극도로 얇아질 것이다.이 척도가 어떤 우주론적 척도보다 훨씬 작기 때문에 이러한 문자열은 종종 제로 폭 또는 남부-고토 근사치로 연구된다.이 가정 하에서 문자열은 1차원 물체로 동작하며, 슈퍼스트링 이론의 보손 부문을 정의하는 폴랴코프 작용과 고전적으로 동등한 남부-고토 작용에 따릅니다.

필드 이론에서 문자열 폭은 대칭 파괴 위상 천이 스케일로 설정된다.끈이론에서 끈의 폭은 기본 끈 스케일, 워프 계수(내부 6차원 시공간 다지관의 시공간 곡률에 관련됨) 및/또는 내부 콤팩트 치수의 크기에 의해 설정된다(끈이론에서 우주는 상호간의 강도에 따라 10차원 또는 11차원이다).동작과 시공간 곡률).

중력

끈은 시공간에서의 유클리드 기하학으로부터의 기하학적 편차로, 끈의 바깥쪽에 있는 원은 360° 미만의 전체 각도를 구성합니다.일반 상대성 이론에서 그러한 기하학적 결함은 장력에 있어야 하며 질량에 의해 나타날 것이다.비록 우주 끈이 극도로 얇은 것으로 생각되지만, 그것들은 엄청난 밀도를 가질 것이고, 그래서 상당한 중력파 원천을 나타낼 것입니다.약 1킬로미터 길이의 우주선은 지구보다 더 질량이 클 수 있다.

그러나 일반상대성이론은 직선의 중력 잠재력이 사라진다고 예측한다: 정적인 주변 물질에는 중력이 없다.직선 우주 끈의 유일한 중력 효과는 끈을 반대편에서 통과하는 물질(또는 빛)의 상대적 편향이다.닫힌 우주의 끈은 좀 더 전통적인 방식으로 [clarification needed]끌린다.

우주가 팽창하는 동안, 우주 끈은 고리 모양의 네트워크를 형성할 것이고, 과거에는 그들의 중력이 물질이 은하 초은하단으로 뭉치는 원인이 될 수 있다고 생각되었다.현재 우주의 구조 형성에 대한 이들의 기여도는 10% 미만인 것으로 계산되고 있다.

음질량 우주열

우주 끈의 표준 모델은 각도 결손이 있는 기하학적 구조이며, 따라서 장력이 있고 따라서 양의 질량을 가집니다.1995년, 비서 외 연구진은 우주 끈이 이론적으로 과도한 각도, 즉 음의 장력과 음의 질량과 함께 존재할 수 있다고 제안했다.그러한 외래 물질 끈의 안정성은 문제가 있지만, 그들은 만약 초기 우주에서 음의 질량 끈이 웜홀에 감긴다면, 그러한 웜홀은 현재 존재할 [3][4]만큼 충분히 안정될 수 있을 것이라고 제안했다.

초임계 우주열

(직선) 우주열의 외부 지오메트리는 내장 다이어그램에서 다음과 같이 시각화할 수 있습니다.끈에 수직인 2차원 표면에 초점을 맞추어 각도θ의 쐐기를 잘라내고 모서리를 접착한 원추형 형상이다.각도 결손률 θ는 스트링 장력(단위 길이당 = 질량)과 선형적으로 관련되어 있습니다. 즉, 장력이 클수록 원뿔이 더 가파릅니다.따라서 장력의 특정 임계치에 대해 θ가 2㎜에 도달하고 원뿔은 원통형으로 퇴화한다(이 설정을 시각화하려면 한정된 두께의 스트링을 생각해야 한다).더 큰 "초임계" 값의 경우 θ가 2µ를 초과하면 (2차원) 외부 지오메트리가 닫히고(컴팩트해짐) 원추형 특이점이 됩니다.

그러나 이 정적 형상은 (임계 이하의 장력과 달리) 초임계 상황에서는 불안정합니다.작은 동요는 일정한 속도로 축 방향으로 확장되는 동적 시공간으로 이어진다.2D 외관은 여전히 콤팩트하지만 원추형의 특이성은 피할 수 있으며, 삽입된 사진은 성장하는 여송연의 특이점이다.더 큰 장력(임계값을 약 1.6배 초과)의 경우 스트링을 더 [5]이상 반경 방향으로 안정시킬 수 없습니다.

사실적인 우주열은 임계치보다 약 6배 낮은 수준의 장력을 가질 것으로 예상되며, 따라서 항상 미임계입니다.그러나 팽창하는 우주 끈 해는 끈이 6차원 부피에서 3-브레인(우주에 해당하는)으로 승격되는 브레인 우주론의 맥락에서 관련이 있을 수 있습니다.

관측 증거

한때 우주 끈의 중력적 영향이 우주에서 물질의 대규모 뭉침에 기여할 수 있다고 생각되었지만, 오늘날 은하 조사와 우주 마이크로파 배경의 정밀 측정을 통해 알려진 모든 것은 무작위, 가우스 변동으로부터 진화에 적합하다.따라서 이러한 정밀한 관측은 우주 현에 대한 중요한 역할을 배제하는 경향이 있으며, 현재 CMB에 대한 우주 현의 기여도는 10%를 초과할 수 없는 것으로 알려져 있습니다.

우주 현의 격렬한 진동은 일반적으로 말뚝과 꼬임의 형성을 이끈다.그 결과, 스트링의 일부가 분리된 루프에 끼게 됩니다.이러한 루프는 (주로) 중력 복사에 의한 유한한 수명 및 붕괴를 가지고 있습니다.우주 현으로부터 가장 강한 신호를 유도하는 이 방사선은 중력파 관측소에서 검출될 수 있을 것이다.중요한 미해결 질문은 핀치 오프 루프가 어느 정도 역반응을 일으키거나 방출 우주 문자열의 초기 상태를 변화시키는가 하는 것이다. 역반응 효과는 계산에서 거의 항상 무시되며 규모 추정치 순서에서도 중요한 것으로 알려져 있다.

우주선의 직선 단면에 의한 은하의 중력 렌즈화는 두 개의 동일하고 왜곡되지 않은 은하 이미지를 만들어 낼 것이다.2003년 미하일 사진이 이끄는 한 그룹은 하늘에서 매우 가까이 있는 것처럼 보이는 두 개의 은하가 우연히 발견되었다고 보고했고, 이는 우주 끈이 [6]발견되었다는 추측을 불러 일으켰다.그러나 2005년 1월 허블우주망원경의 관측 결과 이 은하들은 같은 [7][8]은하의 두 이미지가 아닌 한 쌍의 비슷한 은하로 밝혀졌다.우주 끈은 플랑크 탐사선 [9]임무에 의해 감지될 수 있을 것으로 생각되었던 우주 마이크로파 배경의 변동에 대한 비슷한 이미지를 만들어 낼 것이다.그러나 2013년 플랑크 임무의 데이터를 분석한 결과 우주 [10]현의 증거를 찾지 못했다.

우주 끈 이론을 뒷받침하는 증거는 Q0957+561A,B라고 불리는 "이중 퀘이사"의 관측에서 눈에 띄는 현상이다.1979년 Dennis Walsh, Bob Carswell, 그리고 Ray Weymann에 의해 처음 발견된 이 퀘이사의 이중 이미지는 퀘이사와 지구 사이에 위치한 은하에 의해 야기됩니다.이 중간은하의 중력렌즈 효과는 퀘이사의 빛을 굴절시켜 퀘이사가 지구까지 서로 다른 길이의 두 경로를 따르도록 합니다.그 결과, 같은 퀘이사의 두 이미지를 볼 수 있는데, 한 이미지는 다른 퀘이사의 짧은 시간 후에 도착합니다(약 417.1일 후).그러나 루돌프 실드가 이끄는 하버드-스미스소니언 천체물리학 센터의 천문학자 팀은 퀘이사를 연구했고 1994년 9월부터 1995년 7월까지 두 이미지는 시간 지연이 없는 것으로 보였다. 두 이미지의 밝기는 네 번에 걸쳐 동시에 일어났다.쉴드와 그의 팀은 이 관측에 대한 유일한 설명은 그 기간 동안 지구와 퀘이사 사이를 지나는 우주줄이 매우 빠른 속도로 이동하고 약 100일의 [11]주기로 진동한다는 것이라고 믿고 있다.

현재 우주 문자열 매개변수에 대한 가장 민감한 한계는 펄서 타이밍 어레이 [12]데이터에 의한 중력파의 검출이 불가능하기 때문입니다.지구 방향 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO)와 특히 우주 기반 중력파 검출기 레이저 간섭계 우주 안테나(LISA)는 중력파를 탐색할 것이며, 관련된 우주 끈의 장력이 너무 희박하지 않다면 우주 끈의 신호를 감지할 수 있을 만큼 충분히 민감할 것이다.l.

끈 이론과 우주 끈

끈 이론의 초창기 동안 끈 이론가와 우주 끈 이론가들은 초끈과 우주 끈 사이에 직접적인 연관성이 없다고 믿었다.초기 우주에서 끈이 만들어질 가능성은 1976년 [1]양자장 이론가 톰 키블이 처음 구상했고, 이것이 이 분야에 대한 첫 번째 관심을 불러일으켰다.1985년, 첫 번째 초끈 혁명 동안, 에드워드 위튼은 초기 우주에서 생성되어 거시적인 규모로 확장되는 기본적인 초끈의 가능성에 대해 고려했습니다. 이 경우, (톰 키블의 명명법에 따라) 그것들은 우주 초끈으로 언급될 것입니다.그는 만약 그것들이 만들어졌더라면 거시적인 척도에 도달하기 전에 더 작은 끈으로 분해되었을 것이라고 결론지었다(타입 I 슈퍼스트링 이론의 경우). 그것들은 항상 우주의 척도로 성장하기 보다는 줄이 붕괴되도록 강요하는 영역 벽의 경계로 나타날 것이다(이단계의 맥락에서).c 슈퍼스트링 이론) 또는 플랑크 에너지와 가까운 특징적인 에너지 스케일을 가지고 있거나 우주론적 팽창 전에 생성되어 우주의 팽창과 함께 희석되어 관측할 수 없다.

이 초기부터 많은 것이 바뀌었는데, 주로 제2의 슈퍼스트링 혁명 때문이다.이제 끈 이론은 섭동적으로 이론을 정의하는 기본 문자열에 더하여 D-스트링과 같은 다른 1차원 객체와 D-브랜, NS-브랜, M-브랜과 같은 고차원 객체가 포함되며 공간적으로 확장되지 않는 동안 부분적으로 콤팩트한 내부 시공간 치수에 싸여 있는 것으로 알려져 있다.n-소수치수큰 콤팩트 치수와 큰 워프 계수의 가능성은 플랑크 눈금보다 훨씬 낮은 장력을 가진 끈을 허용합니다.게다가 지금까지 발견된 다양한 이중성은 실제로 이들 모든 다른 유형의 문자열이 파라미터 공간의 다른 영역에서 나타나는 것과 동일한 객체라는 결론을 제시합니다.이러한 새로운 발전은 2000년대 초부터 우주 현에 대한 관심을 크게 되살렸다.

2002년 헨리 타이와 공동 연구진은 팽창하는 우주와 우주론적 인플레이션을 초래하는 초기 우주의 끈 이론 구성인 브레인 [13]인플레이션의 마지막 단계 동안 우주 초끈의 생산을 예측했습니다.끈 이론가 조셉 폴친스키는 팽창하는 우주가 은하간 크기가 될 때까지 "근본적인" 끈을 늘렸을 수 있다는 것을 깨달았습니다.이렇게 늘어뜨린 끈은 오래된 "우주적" 끈의 많은 특성을 나타내므로 오래된 계산이 다시 유용하게 쓰일 수 있습니다.이론가 톰 키블이 말했듯이, 끈 이론 우주론자들은 덤불 속에 도처에 숨어 있는 우주의 끈을 발견했다.우주의 끈을 검출하기 위한 오래된 제안들은 이제 초끈 이론을 조사하는데 사용될 수 있다.

위에서 언급한 슈퍼스트링, D-스트링 또는 은하간 스케일로 뻗은 다른 끈 모양의 물체는 LIGO, 특히 우주 기반의 중력파 실험 LISA와 같은 실험을 통해 중력파를 방출할 수 있다.그것들은 또한 우주 마이크로파 배경에 약간의 불규칙성을 일으킬 수 있는데, 너무 미묘해서 아직 발견되지 않았지만 아마도 미래의 관측 가능 범위 내에 있을 것이다.

그러나 이러한 제안의 대부분은 적절한 우주론적 기초(스트링, 분기 등)에 의존하며, 현재까지 이러한 제안의 설득력 있는 실험적 검증은 확인되지 않았다.그럼에도 불구하고 우주 끈은 끈 이론을 들여다볼 수 있는 창을 제공한다.만약 우주 끈이 광범위한 우주론적 끈 모델의 실제 가능성인 것으로 관찰된다면, 이것은 시공간 구조의 기초가 되는 끈 이론 모델의 첫 번째 실험 증거를 제공할 것입니다.

우주 문자열 네트워크

우주 문자열 [14][15][16]네트워크의 설치 공간을 탐지하려는 시도는 많이 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크