Kozmik sicim

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Kozmik Sicim sayfasından yönlendirildi)
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

Kozmik sicimler evrenin erken yıllarındaki simetri kırıcı değişimde simetrinin kırılmasıyla alakalı vakum manifoldunun topolojisinin bağlanmamasıyla oluşan kuramsal tek boyutlu topolojik bozukluklardır. Her Hubble haciminin başına bir sicimin oluşmuş olması beklenilir. Onların bulunumu 1970lerde teorik fizikçi Tom Kibble tarafından düşünülmüştür. Kozmik sicimlerin formasyonları katılaşan sıvılardaki kristal taneciklerindeki kusurlara ya da suyun buza dönüşmesinde oluşan çatlaklarla bir bakıma benzerlik gösterir. Kozmik sicimlerin oluşumuna öncü olan faz değişimleri evrenin evriminin ilk zamanlarında kozmolojik enflasyonun hemen arkasından büyük ihtimalle gerçekleştiği ve kuantum alan teorisinde ve sicim teorisinde evrenin ilk zamanlarındaki yaygın genel bir tahmindir.

Kozmik sicimleri içeren teoriler[değiştir | kaynağı değiştir]

Sicim teorisinde kozmik sicimin rolü teoriyi tedirgiyle tanımlayan F sicimleri tarafından oynanabilir, F sicimlerine zayıf güçlü ya da S ikilemiyle yakın olan D sicimleri ya da daha yüksek boyutlu olan D- sayesinde Ns- ya da M-braneleri ekstra uzay-zaman boyutuna bağlı olarak kompak döngüler halinde kısmen örtülüdür bu sayede sadece kompak olmayan boyut kalır.[1]

Kozmik sicim içeren kuantum alan teorisinin prototip örneği Abelian Higgs modeli'dir. Kuantum alan teorisindeki ve sicim teorisindeki kozmik sicimlerin birbiriyle çokça ortak özellik göstermesi beklenmektedir fakat ayırt edici özelliklerinin belirlenmesi için daha çok araştırma gerekmektedir. Örnek olarak F sicimleri tamamen quantum mekaniktir ve klasik bir tanımı yoktur fakat alan teorisi kozmik sicimleri neredeyse tamamen klasik olarak davranılır.

Boyutlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmik sicimler, eğer varlarsa protonların çapıyla aynı ölçüde çok ince çaplıdırlardır. Bu ölçütün herhangi bir kozmolojik ölçütten çok daha küçük olmasından dolayı bu sicimler 0 genişlikle ya da Nambu-Goto tahminiyle çalışılır. Bu öngermede sicimler tek boyutlu objeler gibi davranır ve süpersicim teorisinin tanımlayan Polyakov hareketine klasik olarak denk olan Nambu-Goto hareketine uyar.

Alan teorisinde sicim genişligi simetri bozan faz değişimine oranla belirlenir. Sicim teorisinde sicim genişliği (en basit örneklerde) temel sicim ölçeğine, yamukluk faktörlerine (içsel altı boyutlu uzay zaman kopyasının uzay zaman eğriliğine bağlı olarak) veya içsel kompak boyutların boyutuna göre belirlenir.(Sicim teorisinde etkileşimlerin gücüne ve uzay-zamanın eğriline bağlı olarak evren 10 ya da 11 boyutludur).

Kütle çekim[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir Sicim, dört boyutlu uzay- zaman içinde açısal bir eksiklik olarak tanımlanan Öklid geometrisinden bir geometrik sapmadır: Sicimin dışındaki bir çember 360 dereceden daha az bir toplam açı oluşturur. Genel Görelilik Kuramına göre böyle bir kusur, bir gerilim içinde olmak zorundadır ve kütle tarafından tezahür edilmelidir. Kozmik sicimler son derce ince olmasına rağmen, muazzam bir yoğunluğa sahip olurlar; bu yüzden önemli yer çekimi dalgalarını temsil ederler. Bir kilometre uzunluğundaki bir kozmik sicim dünyadan daha ağır bir kütleye sahip olabilir.

Ancak genel görelilik, düz bir sicimin kütleçekimsel potansiyelinin yok olacağını tahmin eder: statik kuşamlı maddede kütleçekimsel güç olmaz. Düz bir kozmik sicimin tek kütleçekimsel etkisi, maddenin (veya ışığın) sicimin zıt uçlarından (tamamen topolojik bir etki) geçerkenki göreceli sapmasıdır. Kapalı bir kozmik sicim daha geleneksel bir yolla çekime uğrar.

Evrenin genişlemesi sırasında, kozmik ağlar döngüsel ağlar oluşturdukları ve geçmişteki kozmik ağ kütle çekimlerinin maddelerin Süper Kümelere yığılmasından sorumlu olabilecekleri düşünülüyordu. Şimdi ise evrenin yapısal formasyonuna olan katkılarının %10 dan da daha az olduğu hesaplanıyor.

Negatif kütleli kozmik sicim[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmik sicimin standart modeli, gerilimde olan ve bu yüzden pozitif bir kütleye sahip olan açısal bir eksikliktir. 1995'te Visser kozmik sicimlerin teorik olarak açı fazlalıkları ile de var olabileceklerini ve bu sayede negatif bir gerilime ve bundan dolayı negatif bir kütleye de sahip olabileceklerini önerdi. Böyle bir egzotik madde siciminin kararlılığı sorunsal, ancak evrenin erken yıllarında bir negatif kütleli sicim, bir solucan deliğinin etrafına sarılabilirse, bu solucan deliğinin günümüze gelebilecek bir şekilde stabil kalabileceğini öne sürdüler.[2][3]

Süper-kritik kozmik sicim[değiştir | kaynağı değiştir]

(Düz) Bir sicimin dış geometrisi yerleştirilmiş bir diyagramda takip eden şekilde görselleştirilebilir: sicime dik olan koni geometrisi, sicimden bir δ açısının kenarlarından birbirine yapıştırılmış bir kama şeklinde kesilerek elde edilen iki boyutlu bir düzleme odaklanılarak. Açısal eksiklik δ sicimin gerilimiyle (birim uzunluğunun başına düşen kütle) doğrusal bir şekilde ilişkilidir, örneğin gerilim ne kadar genişse koni de o kadar diktir. Bu yüzden δ, gerilimin belirli bir kritik değerinde 2π ye ulaşır ve koni bir silindire indirgenir. (yapıyı görselleştirirken sicim sınırlı bir kalınlıkta düşünülmek zorundadır) daha da büyük "süper-kritik" değerler için δ nın 2π yi geçmesi ve (iki boyutlu) dış geometrinin kapanıp (kompakt bir hale gelip) konisel bir teklikle sonuçlanması gerekir.

Ancak bu statik geometri süper-kritik durumda kararsızdır (sürer-kritik gerilimin tersi şeklinde): küçük tedirginlikler eksensel yönde düzenli bir derecede genişleyen dinamik uzay- zamana yol açar. İki boyutlu dış yüzey hala kompakttır, ama konisel teklikten kaçınılabilir ve yerleştirilen resim büyüyen bir yaprak sigarası gibidir. Daha da büyük gerilimler için (yaklaşık 1.6 faktörden daha büyük kritik değerleri aşmak için) sicim radyan yönde daha fazla stabilize edilemez.[4]

Gerçekçi kozmik sicimlerin, kritik değerin altı büyüklükte, 6'ya yaklaşık düzene sahip olması beklenir ve bu yüzden sürekli alt-kritiklerdir. Ancak şişirilmiş kozmik sicim çözümleri, sicimlerin altı boyutlu yığınlarında 3-brane kadar yükseltildiğinde, Brane kozmolojisi bağlamıyla alakalı olabilirler.

Gözlemsel kanıtlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir zamanlar kozmik sicimlerin kütleçekimsel etkilerinin evrende büyük çapta madde yığılmasına katkıda bulunduğu düşünülüyordu. Ama galaksi gözlemlerinden ve kozmik mikrodalga arka-planının (CMB) hassas ölçümleriyle bunun gelişigüzel bir evrim, bir gaussal dalgalanma olduğu biliniyor. Bu hassas gözlemler bu yüzden kozmik sicimlerin önemli rolünü diskalifiye etmiş oluyor ve kozmik sicimlerin CMB ye katkısının &10 u geçemeyeceği biliniyor.

Kozmik sicimlerin şiddetli salınımları uç-nokta ve dolaşım jenerik formasyonlarının oluşmasına öncülük eder. Bunlarda sonrasında sicimin parçalarını yalıtılmış döngüye kıstırırlar. Bu döngülerin sınırlı ömürleri vardır ve kütleçekimsel radyasyonla çürürler. Kozmik sicimlerin en güçlü sinyale öncülük eden bu radyasyonları, LIGO ve LISA gibi kütleçekimsel dalga deneyleriyle tespit edilebilir. Süregelen en önemli sorulardan biri ise bu kıstırılmış döngülerinin hangi derecede ters-reaksiyon gösterdikleri veya kozmik sicim emilimlerinde hangi derecede ilk durum değiştirdikleridir; bu tarz geri-reaksiyon etkileri neredeyse her zaman hesaplamalarda ihmal edilir ve tahminlerin büyüklüğü göze alınsa bile çok önemli oldukları bilinmektedir.

Galaksinin kozmik sicim düz bölümü tarafından kütleçekimsel merceklemesi, iki, tıpatıp aynı dağılmayan galaksi görüntüsü ortaya çıkarır. 2003 yılında Mikhail Sazhin tarafından yönetilen bir grup, tesadüfi bir şekilde, gökyüzünde bir kozmik sicimin bulunduğu spekülasyonlarına yol açan, yan yana iki özdeş görünen galaksinin keşfedildiğini açıkladı.[5] Ancak Hubble Uzay Teleskopu tarafından 2005 yılında yapılan gözlemler, bunların tek bir galaksinin iki farklı görüntüsü değil, birbirine benzeyen iki galaksi olduğunu gösterdi.[6][7] Bir kozmik sicim, Planck Araştırması görevi tarafından tespit edinilebileceği düşünülen dalgalanmaların, kozmik mikrodalga arka-planında benzer çift görüntülerini oluşturur.[8] Ancak Planck görevinin 2013 yılında yapılan veri analizinde, kozmik sicimlerle ilgili herhangi bir kanıt bulmakta başarısız olundu.[9]

Kozmik sicim teorisini destekleyen ikinci kanıt ise Q0957+561A,B adıyla ifade edilen çift kuasar incelmelerinden elde edilen gözlemlerdir. Orijinalinde 1979 yılında Dennis Walsh, Bob Carswell ve Ray Weymann tarafından keşfedilen kuasarın çift görüntüsünün sebebi, onunla dünya arasında konumlanan bir galaksi. Bu ara galaksinin kütleçekimsel mercek etkisi kuasarın ışığını büküyor ve bu ışıklar dünyaya uzaklığı farklı iki yolu takip ediyor. Bunun sonucunda aynı kuasarın, biri diğerinden daha önce ulaşan (yaklaşık 417,1 gün önce) görüntüsünü görüyoruz. Ancak Rupold Schild tarafından yönetilen ve kuasarı araştıran bir astronom takımı Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezinde, Eylül 1994 ve Temmuz 1995 tarihleri arasındaki periyotta bu iki görüntünün aralarında zaman farkı oluşmadan geldiğini keşfettiler; iki görüntüdeki parlaklık değişimleri dört farklı durumda eşzamanda ortaya çıktı. Schild ve takımı bu gözlemin tek açıklamasının, bir kozmik sicimin bu 100 günlük periyot içinde kuasar ve dünya arasından salınarak geçmesi olduğuna inanıyor.[10]

Şu anda kozmik sicim parametrelerinin en hassas sınırları Pulsar Zamanlama Dizileri verilerinin tespit-edilemez kütleçekimsel dalgaları tarafından elde ediliyor.[11] Dünya üzerindeki Kütleçekimsel-Dalga Rasathanesi Lazer Girişim Aracı (LIGO) ve özellikle uzayda bulunan kütleçekimsel dalga detektörü Uzay Anteni Lazer Girişim Aracı kütleçekimsel dalgaları araştıracak ve muhtemelen, alakalı kozmik sicim geriliminin çok küçük olmaması koşuluyla, kozmik sicimlerden sinyal tespit edebilecek kadar duyarlı olacak.

Sicim teorisi ve kozmik sicimler[değiştir | kaynağı değiştir]

Sicim teorisinin ilk zamanlarında hem sicim teorisyenleri hem de kozmik sicim teorisyenleri süper sicimler ile kozmik sicimler arasında herhangi bir direkt bağlantı olmadığına inanıyorlardı (bu isimler sıradan sicim ismiyle birlikte analoji tarafından bağımsız bir şekilde seçildi). Kozmik sicimlerin evrenin erken yaşlarında üretilmiş olduğu ihtimali, ilk olarak 1976 yılında kuantum alanında teorisyen Tom Kibble tarafından öngörüldü ve bu alandaki ilk telaşlı ilgileri filizledi. 1985 yılında ilk süper sicim devrimi sırasında Edward Witten fundamental süper sicimlerin evrenin ilk yıllarında ortaya çıkmış olup makroskobik ölçeklere sündürülmüş olduğunu, bu durumda (Tom Kibble'ın terminolojisini takiben) kozmik süper sicimler olarak ifade edileceğini tasarladı. Edward, bu sicimlerin oluşabilmiş olması durumunda, ya makroskobik ölçeklere ulaşmadan daha küçük sicimlere parçalanacakları (Şekil 1 süper sicim teorisi durumunda) ve her zaman gerilimlerinin sicimlerin kozmik boyutlara ulaşmadan önce çökmesini sağlayacak Alan Duvarlarının sınırları olarak görünecekleri (hetorotik süper sicim teorisinin içeriğinde); ya da Planck enerjisine yakın bir karakteristik enerji ölçeğine sahip olduklarından, kozmolojik enflasyondan önce ortaya çıkmış olmaları ve bu yüzden evrenin genişlemesi esnasında seyrelmiş olup gözlemlenemez oldukları sonucuna vardı.

Bu ilk günlerden itibaren en başta ikinci süper sicim devrimi yüzünden çok şey değişti. Şimdilerde sicim teorisinin tedirgeme teorisini tanımlayan fundamental sicimlere ek olarak uzamsal bir şekilde bir kompakt olmayan boyuta genişletildiği halde kompakt iç içsel uzay-zaman boyutlarına sarılı olan D-sicimlerine ve daha yüksek boyutlu D-brane'lerine, NS-brane'lerine ve M-Brane'lerine de sahip olduğu biliniyor. Geniş kompakt boyutların ve geniş sarmal faktörlerin olma ihtimali sicimlerin Planck ölçeğinden daha düşük gerilimde olmalarına izin veriyor. Dahası, keşfedilen çeşitli ikilemler bütün bu görünüşte farklı sicim çeşitlerinin aslında parametre uzayının farklı bölümlerinde belirlenen aynı cisimler olduğu sonucuna varıyor. Bu yeni gelişmeler 2000 yılların başından itibaren kozmik sicimlere olan ilgiyi tekrar büyük bir oranda hayata döndürdü.

2002 yılında Henry Tye ve işbirlikçileri kozmik süper sicimlerinin oluşumunun, genişleyen evrene ve kozmolojik enflasyona yol açan bir erken evren inşa eden bir sicim teorisi olan Brane enflasyonunun son evrelerinde olduğunu tahmin ettiler.[12] Sonraları, genişleyen evrenin intergalaktik bir boyuta ulaşana kadar bir fundamental sicim (süper sicim teorisinin ilgilendiği bir çeşit) uzatabileceği sicim teorisyeni Joseph Polchinski tarafından anlaşıldı. Bu şekilde uzatılmış bir sicim eski kozmik sicim çeşitlerinin birçok özelliğini sergileyerek yapılan eski hesaplamaları tekrar kullanışlı hale getirdi. Teorisyen Tom Kibble'ın da üzerinde durduğu gibi, sicim teorisi kozmonotları kozmik sicimleri sürekli çayır altlarında gizlenirken buluyorlar". Kozmik sicimlerin bulunabilmesi için olan eski öneriler şimdilerde süper sicim teorilerini araştırmak için kullanılıyorlar.

Süper sicimler, D-sicimleri veya yukarıda bahsedilen herhangi bir sicimsel nesne intergalaktik boyutlara uzatılınca LIGO ve özellikle uzay bazlı kütleçekimsel dalga deneyi LISA'nın kullanımı sayesinde tespit edilebilen kütleçekimsel dalgalar yayarlar. Süper sicimler ayrıca kozmik mikrodalga arka-planında henüz keşfedilemeyecek kadar ince fakat gelecekte gözlemlenebilmesi olası olan, hafif düzensizliklere sebep olabilirler.

Bu önerilerin genelinin uygun kozmolojik temellere (sicimler, brane'ler, vb.) bağlı olduğunu ve şimdiye kadar herhangi bir ikna edici deneysel doğrulamanın onaylanmadığını not etmek lazım. Kozmik sicimler yine de sicim teorisine bir pencere sağlıyor. Eğer kozmik sicimler gerçekten gözlemlenebilirse, ki birçok geniş çapta kozmolojik model için bu mümkün, bu uzay-zaman yapısını temelleyen ilk sicim teorisinin deneysel kanıtı olacak.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Copeland, Edmund J; Myers, Robert C; Polchinski, Joseph (2004). "Cosmic F- and D-strings". Journal of High Energy Physics. 2004 (6), s. 013. arXiv:hep-th/0312067 $2. Bibcode:2004JHEP...06..013C. doi:10.1088/1126-6708/2004/06/013. 
  2. ^ Cramer, John; Forward, Robert; Morris, Michael; Visser, Matt; Benford, Gregory; Landis, Geoffrey (1995). "Natural wormholes as gravitational lenses". Physical Review D. 51 (6), s. 3117. arXiv:astro-ph/9409051 $2. Bibcode:1995PhRvD..51.3117C. doi:10.1103/PhysRevD.51.3117. 
  3. ^ "Searching for a 'Subway to the Stars'" (Basın açıklaması). 
  4. ^ Niedermann, Florian; Schneider, Robert (2015). "Radially stabilized inflating cosmic strings". Phys.Rev. Cilt D91, s. 064010. arXiv:1412.2750 $2. Bibcode:2015PhRvD..91f4010N. doi:10.1103/PhysRevD.91.064010. 
  5. ^ Sazhin, M.; Longo, G.; Capaccioli, M.; Alcala, J. M.; Silvotti, R.; Covone, G.; Khovanskaya, O.; Pavlov, M.; Pannella, M.; ve diğerleri. (2003). "CSL-1: Chance projection effect or serendipitous discovery of a gravitational lens induced by a cosmic string?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 343 (2), s. 353. arXiv:astro-ph/0302547 $2. Bibcode:2003MNRAS.343..353S. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06568.x. 
  6. ^ Agol, Eric; Hogan, Craig; Plotkin, Richard (2006). "Hubble imaging excludes cosmic string lens". Physical Review D. 73 (8), s. 87302. arXiv:astro-ph/0603838 $2. Bibcode:2006PhRvD..73h7302A. doi:10.1103/PhysRevD.73.087302. 
  7. ^ Sazhin, M. V.; Capaccioli, M.; Longo, G.; Paolillo, M.; Khovanskaya, O. S.; Grogin, N. A.; Schreier, E. J.; Covone, G. (2006). "The true nature of CSL-1". arXiv:astro-ph/0601494 $2. 
  8. ^ Fraisse, Aurélien; Ringeval, Christophe; Spergel, David; Bouchet, François (2008). "Small-angle CMB temperature anisotropies induced by cosmic strings". Physical Review D. 78 (4), s. 43535. arXiv:0708.1162 $2. Bibcode:2008PhRvD..78d3535F. doi:10.1103/PhysRevD.78.043535. 
  9. ^ Planck Collaboration; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B.; Bartlett, J. G.; Bartolo, N.; Battaner, E.; Battye, R.; Benabed, K.; Benoît, A.; Benoit-Lévy, A.; Bernard, J. -P.; Bersanelli, M.; Bielewicz, P.; Bobin, J.; Bock, J. J.; Bonaldi, A.; Bonavera, L.; Bond, J. R.; Borrill, J.; Bouchet, F. R.; Bridges, M.; ve diğerleri. (2013). "Planck 2013 results. XXV. Searches for cosmic strings and other topological defects". arXiv:1303.5085 $2. 
  10. ^ Schild, R.; Masnyak, I. S.; Hnatyk, B. I.; Zhdanov, V. I. (2004). "Anomalous fluctuations in observations of Q0957+561 A,B: Smoking gun of a cosmic string?". Astronomy and Astrophysics. 422 (2), s. 477. arXiv:astro-ph/0406434 $2. Bibcode:2004A&A...422..477S. doi:10.1051/0004-6361:20040274. 
  11. ^ "The NANOGrav Nine-year Data Set: Limits on the Isotropic Stochastic Gravitational Wave Background". 2015. arXiv:1508.03024 $2. Bibcode:2015arXiv150803024A. 
  12. ^ Sarangi, Saswat; Tye, S.-H.Henry (2002). "Cosmic string production towards the end of brane inflation". Physics Letters B. 536 (3–4), s. 185. arXiv:hep-th/0204074 $2. Bibcode:2002PhLB..536..185S. doi:10.1016/S0370-2693(02)01824-5. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]