Введение

Космология струн – относительно новая область, которая пытается применить уравнения теории струн для решения вопросов ранней космологии. Смежная область исследований – космология бран.

Обзор

Этот подход восходит к работе Габриэле Венециано, которая показывает, как инфляционная космологическая модель может быть получена из теории струн, тем самым открывая возможность описания сценариев, предшествующих Большому взрыву. Идея связана со свойством бозоновой струны на искривлённом фоне, более известном как нелинейная сигма-модель. Первые вычисления, выполненные в рамках этой модели, показали, что бета-функция, описывающая изменение метрики модели в зависимости от энергетического масштаба, пропорциональна тензору Риччи, порождающему поток Риччи. Поскольку эта модель обладает конформной инвариантностью, которую необходимо сохранить для получения корректной квантовой теории поля, бета-функция должна быть равна нулю, что непосредственно приводит к уравнениям Эйнштейна. Хотя уравнения Эйнштейна могут показаться несколько неожиданными, этот результат весьма примечателен, демонстрируя, что двумерная фоновая модель может порождать физику более высоких измерений. Важным моментом является то, что такую теорию струн можно сформулировать без требования критичности в 26 измерениях для обеспечения согласованности, как это происходит на плоском фоне. Это серьёзный намёк на то, что фундаментальная физика, лежащая в основе уравнений Эйнштейна, может быть описана эффективной двумерной конформной теорией поля. Действительно, наличие свидетельств в пользу инфляционной Вселенной является важным аргументом в пользу струнной космологии. В эволюции Вселенной, после инфляционной фазы, начинается расширение, наблюдаемое сегодня, которое хорошо описывается уравнениями Фридмана. Ожидается плавный переход между этими двумя фазами. Струнная космология сталкивается с трудностями при объяснении этого перехода, что в литературе известно как проблема «изящного выхода». Инфляционная космология предполагает существование скалярного поля, которое управляет инфляцией. В струнной космологии это поле возникает из так называемого поля дилатона – скалярного члена, входящего в описание бозоновой струны и порождающего скалярное поле в эффективной теории при низких энергиях. Соответствующие уравнения напоминают уравнения теории Бранса — Дикке. Анализ проводился для критического числа измерений (26) и был сведён к четырём. В общем случае, уравнения Фридмана получаются для произвольного числа измерений. Альтернативный подход заключается в предположении, что определённое число измерений компактифицировано, что приводит к эффективной четырёхмерной теории. Такая теория является типичной теорией Калуцы — Клейна, содержащей набор скалярных полей, возникающих из компактифицированных измерений. Эти поля называются модулями.