Гравитационное и электромагнитное излучение замкнутых киральных космических струн

• Автор: Бабичев, Евгений Олегович
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 107 с.

Содержание
1 Введение

2 Гравитационное излучение замкнутых

киральных космических струн

2.1 Излучение энергии и импульса

2.2 Излучение момента импульса

2.3 Численные примеры

3 Электромагнитное излучение замкнутых

киральных космических струн

3.1 Излучение энергии и импульса

3.2 Излучение углового момента

3.3 Численные примеры
4 Почти стационарные струны и
киральные вортоны
4.1 Затухание слабых осцилляций
4.2 Примеры почти стационарных струн
4.3 Вортон как точечная гравитационная линза
5 Гравитационное излучение от каспа
киральной космической струны
5.1 Волновые формы излучения каспа
5.2 Излучение энергии каспом космической струны
6 Заключение

1 Введение
Космические струны, если они существуют, — это мост между физикой очень малых и очень больших масштабов. Почти все современные теории элементарных частиц — модель электрослабых взаимодействий, различные теории великого объединения и множество других, — базируются на спонтанном нарушении симметрии или, по-другому, на теории фазовых переходов. Если эта картина верна, то в ранней вселенной должны были наблюдаться фазовые переходы вроде замерзания воды или намагничивания железа. Тогда следствия фазовых переходов, которые мы наблюдаем в лаборатории, может быть, аналогичным образом, появились и во всей вселенной в целом. В частности, следы высокотемпературных фазовых переходов в системах конденсированного состояния, называемых ’’топологическими дефектами” (вихри в жидком гелии, сверхпроводящие вихри в сверхпроводниках П-го рода и линии дисклинации в жидких кристаллах) постоянно наблюдаются в лабораториях, также подобные следы ранней очень горячей вселенной могли сохранится до наших дней. Другими словами — это своеобразные реликты ранней вселенной. Их фактическое наблюдение дало бы неоценимый вклад в физику элементарных частиц и космологию. Действительно, в физике элементарных частиц ведется постоянный поиск новых моделей теории великого объединения и, конечно, необходима проверка этих моделей на энергетических масштабах, которые лежат далеко за пределами возможностей нынешних или будущих земных ускорителей. Очевидное место для наблюдения эффектов физики высоких энергий — эго очень ранняя вселенная, где были созданы экстремальные давление и плотность. С другой стороны, для того, чтобы понять и объяснить наблюдаемые явления в космологии, необходим взгляд в прошлое вселенной. Но ранняя вселенная — это место, где физические условия очень быстро изменялись, поэтому непросто обнаружить нрямые следы ранних событий. Однако, специальные события в ранней вселенной — фазовые переходы — могли оставить наблюдаемые и по сей день объекты: космические струны, доменные стенки, текстуры или мо-
нополи. Космические дефекты имеют множество применений как в астрофизике так и в астрономии. Наблюдаемое пока отсутствие топологических дефектов также крайне полезно, т. к. дает строгие ограничения на строящиеся модели физики элементарных взаимодействий, Действительно, отсутствие магнитных монополей отчасти привело к инфляционной революции в космологии, что, в свою очередь, дало новые ограничения на теории великого объединения. Возможное обнаружение топологических дефектов, в частности, космических струн, в значительной степени определяется их свойствами. Именно поэтому так важно изучать различные свойства космических струн.
Как уже было замечено, космические струны — это топологические образования, которые могли возникнуть на ранней стадии развития вселенной (см. обзоры по космическим струнам [1, 2]). Фазовые переходы естественным образом ведут к образованию различных дефектов: доменных стенок, струн, монополей и текстур. По мере остывания вселенной, эффективный потенциал т(ф) для некоторого поля ф, отвечающего образованию дефектов, меняет свой вид, т. к. зависит от температуры [3]. Это может привести к такому широко известному явлению, как спонтанное нарушению симметрии (см., например, [4]), что, в свою очередь, в зависимости от групповых свойств первоначальной и нарушенной симметрии, может привести к образованию 0-, 1- или 2-мерных дефектов, причем они могут быть устойчивы по топологическим причинам. Масса на единицу длины образуемого линейного топологического дефекта определяется температурой фазового перехода д ~ Т2.
Предполагается, что космические струны могли образоваться при фазовом переходе Теории Великого Объединения (ТВО). В этом случае они должны быть очень тяжелыми: д ~ 1021 кг/м~ 1О7М0 пк-1, где М0 — масса Солнца.
Струнные решения возникают уже в простейших теориях поля с комплексным скалярным полем и нарушенной глобальной симметрией [5,6]. Такие решения тесно связаны с вихрями в сверхтекучем гелии-4 [7, 8]. В космологии обычно рассмат-

Рис. 4: Темп излучения гравитационного импульса Р®г в единицах бд2, для разных примеров кусочно-непрерывных петель. Для 2-3 линейной кусочно-непрерывной петли Р = 71-/4, ДЛЯ 3-3 петли р1 — О И р2 = 7Г/2.