Слабая Вселенная - Weakless Universe

А бессильная вселенная это гипотетический вселенная который не содержит слабые взаимодействия, но в остальном очень похож на нашу Вселенную.

В частности, неслабая вселенная построена так, чтобы иметь атомная физика и химия идентичны стандартной атомной физике и химии. Динамика бесслабой Вселенной включает период Нуклеосинтез Большого взрыва, звездообразование, звезды с достаточным количеством топлива, чтобы гореть миллиарды лет, звездный ядерный синтез тяжелые элементы а также сверхновые которые распределяют тяжелые элементы в межзвездной среде.

Мотивация и антропики

Сила слабого взаимодействия - острая проблема в современном мире. физика элементарных частиц. В идеале теория должна объяснить, почему слабое взаимодействие равно 32порядки величины сильнее чем сила тяжести; это известно как проблема иерархии. Существуют различные модели, которые решают проблему иерархии динамическим и естественным образом, например, суперсимметрия, разноцветный, искривленные дополнительные размеры, и так далее.

Альтернативный подход к объяснению проблемы иерархии заключается в использовании антропный принцип: Предполагается, что существует много других участков Вселенной (или мультивселенная ), в которой физика совсем другая. В частности, можно предположить, что «пейзаж»Возможных вселенных содержит те, в которых сила слабой силы отличается от нашей. При таком сценарии наблюдатели, вероятно, будут развиваться везде, где могут. Если наблюдаемая сила слабого взаимодействия жизненно важна для появления наблюдателей, это могло бы объяснить, почему слабое взаимодействие действительно наблюдается с этой силой. Барр и другие утверждали[нужна цитата ] что если только разрешить нарушение электрослабой симметрии масштабировать, чтобы варьироваться между вселенными, сохраняя все другие параметры фиксированными, атомная физика изменилась бы способами, которые не позволили бы жизни, какой мы ее знаем.

Антропные аргументы недавно были усилены осознанием того, что теория струн имеет много возможных решений, или вакуума, называемого «струнный пейзаж”, И Стивен Вайнберг предсказание космологической постоянной с помощью антропных рассуждений.[нужна цитата ]

Гипотетическая вселенная без слабого взаимодействия призвана служить контрпримером антропному подходу к проблеме иерархии. За это "бессильная вселенная”, Другие параметры меняются по мере изменения шкалы электрослабого нарушения. Действительно, теория струн подразумевает, что ландшафт очень большой и разнообразный. Мнимая обитаемость бессильной вселенной подразумевает, что одни только антропные рассуждения не могут объяснить проблему иерархии, если только доступные вакуумы в ландшафте строго ограничены по какой-либо другой причине.

Препятствия

Слабые звезды

Одно из самых больших препятствий для обитаемой бессильной вселенной - это необходимое существование звезд. Звезды главной последовательности работают через слияние двух протонов дейтерий как первый шаг, который происходит через слабые взаимодействия. В бессильной вселенной Харника, Крибса и Переса[1] это преодолевается путем обеспечения высокого отношения первичного дейтерия к водороду во время нуклеосинтеза Большого взрыва (BBN). Это позволяет долгоживущим звездам питаться прямым дейтерий-протонное горение в гелий, который происходит за счет сильных взаимодействий. Высокое начальное соотношение дейтерий / водород (~ 1: 3 по массе) достигается простым уменьшением общего отношения барионов к фотонам, что позволяет производить дейтерий BBN при более низкой температуре, когда кулоновский барьер защищает дейтерий от немедленного превращения в 4
Он.

Изобилие кислорода

Другая потенциальная проблема для бесслабой Вселенной состоит в том, что взрывы сверхновых обязательно безнейтринные. Результирующая эффективность производства и рассеивания тяжелых элементов (в частности, кислорода) в межзвездной среде для последующего включения в обитаемые планеты была поставлена ​​под сомнение Клавелли и Уайтом.[2]

Бариогенез

Бариогенез и лептогенез в рамках Стандартной модели полагаются на слабое взаимодействие: для того, чтобы материя не была стерта антивеществом в очень ранней Вселенной, Вселенная должна либо начинаться с разного количества каждого (то есть начального ненулевого барионного числа), или признать условия Сахарова бариогенезом. В последнем случае есть два варианта:

  • Нарушение сохранения барионного числа пертурбативно, таким образом Лагранжиан включает явные взаимодействия, не сохраняющие барионное число. Чтобы предотвратить быстрое распад протона, это взаимодействие должно быть либо с тяжелым, экзотические частицы которые также в изобилии созданы во Вселенной и особым образом взаимодействуют с барионной материей, либо очень слабо, либо и то, и другое. Если частицы, взаимодействующие с барионами, не взаимодействуют друг с другом сильно (и / или электромагнитно), то сильное взаимодействие (и / или электромагнитное взаимодействие) должно быть частью более крупной, спонтанно нарушенной калибровочной симметрии.
  • Сохранение барионного числа нарушается непертурбативно, т.е. квантовая аномалия. По крайней мере, один такой механизм хиральная аномалия, что требует наличия слабого взаимодействия или хотя бы чего-то очень похожего на него: [3]
    • Должно быть киральное калибровочное взаимодействие, в котором фермионы находятся в его фундаментальном представлении.
    • Чтобы не быть аномальной сама по себе (поскольку аномалия калибровочного взаимодействия ведет к несогласованности), калибровочная группа сильно ограничена, причем симметрия SU (2) является единственным вариантом среди групп SU (N).
    • Массовые члены нарушают киральную симметрию, поэтому для того, чтобы массы барионов были возможны, киральное калибровочное взаимодействие должно быть спонтанно нарушено, что приведет к Механизм Хиггса.
    • Поскольку электромагнитная и сильная калибровочные группы также должны быть неаномальными, это приводит к дополнительным ограничениям. Например, если сумма электромагнитных зарядов всех типов кварков положительна (в более общем плане, не равна нулю), тогда должны быть дополнительные отрицательно заряженные частицы, связанные с хиральной группой, которая также будет создана во время бариогенезиса - а именно лептоны.

Харник, Крибс и Перес утверждают, что Стандартная модель также не объясняет наблюдаемый размер барионной асимметрии, и что их модель бесслабой Вселенной фокусируется только на времени, когда асимметрия уже существует.[1]

Рекомендации

  1. ^ а б Харник, Рони; Крибс, Грэм; Перес, Гилад (2006). «Вселенная без слабых взаимодействий». Физический обзор D. 74 (3). 035006. arXiv:hep-ph / 0604027. Дои:10.1103 / PhysRevD.74.035006.
  2. ^ Clavelli, L .; Уайт, Р. III (5 сентября 2006 г.). «Проблемы в бессильной вселенной». arXiv:hep-ph / 0609050v1.
  3. ^ Пескин, М. (2018). Введение в квантовую теорию поля. CRC Press.

внешняя ссылка