Б177
Впервые это было обнаружено в 1968 г. при сравнении экспериментальных результатов Рея Дэвиса с расчетами Джона Бакала ожидаемого потока солнечных нейтрино.
Это было предложено в 1985 г. С.П. Михеевым и А.Ю. Смирновым на основе более ранней работы Линкольна Вольфенштейна.
Предложено независимо Йоширо Намбу, Хольгером Нильсеном и Леонардом Сасскиндом.
Это замечание принадлежит Эдварду Виттену.
Некоторые из этих трудностей можно преодолеть только путем наложения симметрии, которую позднее назвали суперсимметрией, так что такие теории часто называют теориями суперструн.
Хотя такая нежелательная частица возникает в теориях струн как мода колебаний замкнутой струны, не удается избежать появления этой частицы, рассматривая только открытые струны, так как при соударениях открытых струн обязательно образуются замкнутые струны.
К этому выводу пришли независимо Ричард Фейнман и я.
Это было впервые предложено в 1974 г. Дж. Шерком и Дж. Шварцем и независимо Т. Йонейя.
Цит. по Horgan J. // Scientific American, November 1991, p. 48.
Действительно, теорию струн можно рассматривать как теорию частиц, отвечающих различным модам колебаний струны, но из-за бесконечно большого числа сортов частиц в любой струнной теории она отличается от обычных квантовых теорий поля. Например, в квантовой теории поля испускание и обратное поглощение одного сорта частиц (скажем, фотона) приводит к бесконечному сдвигу энергии – в правильно сформулированной теории струн эта бесконечность сокращается благодаря эффектам испускания и поглощения частиц, принадлежащих бесконечному числу других типов.
Эта несогласованность в теории струн была чуть ранее обнаружена Виттеном и Луисом Альварес-Гауме.
Филип Канделас, Гарри Горовиц, Эндрю Строминджер и Эдвард Виттен.
Дэвид Гросс, Джеффри Харви, Эмиль Мартинес и Райан Ром.
Конформная симметрия основана на факте, что при движении множества струн в пространстве, они заметают в пространстве-времени двумерную поверхность. Каждая точка на поверхности имеет метку, задающую момент времени, и другую метку, определяющую координату вдоль одной из струн. Как и для любой другой поверхности, геометрия этой заметенной струнами двумерной поверхности описывается выражением для расстояния между любой парой очень близких точек, записанного через координатные метки. Принцип конформной инвариантности утверждает, что уравнения, управляющие движением струн, сохраняют свою форму, если мы изменим способ измерения расстояний, умножив все расстояния между какой-то точкой и любой соседней точкой на величину, произвольным образом зависящую от положения первой точки. Конформная симметрия необходима потому, что в противном случае колебания струны в направлении оси времени приведут (согласно одной из формулировок теории) либо к отрицательным вероятностям, либо к нестабильности вакуума. При наличии конформной симметрии эти времениподобные колебания могут быть устранены из теории преобразованием симметрии, и поэтому безвредны.
Термин «антропный принцип» ввел Б. Картер. См., например, Confrontation of Cosmological Theories with Observation / Ed. M.S. Longair (Dordrecht: Reidel, 1974); Carter B. The Anthropic Principle and Its Implications for Biological Evolution // The Constants of Physics / Ed. W. McCrea and M.J. Rees (London: Royal Society, 1983), p. 137; Barrow J.D. and Tipler F.J. The Anthropic Cosmological Principle (Oxford: Clarendon Press, 1986); Gribbin J. and Rees M. Cosmic Coincidences: Dark Matter, Mankind, and Anthropic Cosmology (New York: Bantam Books, 1989), chap. 10; Leslie J. Universes (London: Routledge, 1989).
Салпетер в своей статье 1952 года также говорит о том, что И. Опик выдвигал эту идею в 1951 году.
С Хойлом работали Д.Н.Ф. Данбар, В.А. Венцель, В. Уолинг.
На самом деле, уровни энергии кислорода также должны обладать специальными свойствами, чтобы не допустить превращения всего углерода в кислород.
В группу входили М. Ливио, Д. Холловелл, А. Вейс и Дж.В. Труран.
Конкретно, на 60 кэВ. Это, конечно, очень маленькая энергия по сравнению с разностью в 7,644 МэВ между энергиями этого нестабильного состояния и стабильного наинизшего состояния углерода. Но не требуется никакой тонкой настройки, чтобы сделать энергию этого нестабильного состояния ядра углерода равной с такой же точностью энергии ядра бериллия-8 и ядра гелия, поскольку в хорошем приближении соответствующие состояния ядер углерода и бериллия являются просто слабо связанными ядерными молекулами, состоящими из трех или двух ядер гелия. (Я благодарен моему коллеге Вадиму Каплуновскому из Техасского университета за это замечание.)
Эта версия антропного принципа иногда называется слабым антропным принципом.
Hoyle F. Galaxies, Nuclei, and Quasars (London: Heinemann, 1965).
Строго говоря, эти «кротовые норы» возникают математически в том подходе к квантовой гравитации, которая известна как евклидово интегрирование по траекториям. Неясно, какое отношение все это может иметь к реальным физическим процессам.
Коулмен продолжал настаивать (как Баум и Хокинг ранее), что вероятности этих констант имеют бесконечно высокие пики при определенных значениях, так что с подавляющей вероятностью константы примут эти конкретные значения. Однако такой вывод базируется на математической формулировке (в виде евклидового интеграла по траекториям) квантовой космологии, согласованность которой находится под вопросом. Трудно быть полностью уверенным во всем этом, поскольку мы имеем дело с гравитацией в квантовой области, т.е. там, где наши уравнения уже неадекватны.
Чтобы вновь показать, насколько бывает сложной история науки, замечу, что сразу же после работы Эйнштейна 1917 г. по космологии его друг Биллем де Ситтер указал на то, что уравнения гравитационного поля Эйнштейна, модифицированные путем включения космологической постоянной, имеют другой класс решений, также по внешнему виду статических, но не содержащих (или почти не содержащих) материи. Это разочаровало Эйнштейна, так как в его решении космологическая постоянная связана со средней космической плотностью материи, в согласии с теми идеями, которые Эйнштейн почерпнул у Маха. Кроме того, решение Эйнштейна (с материей) на самом деле нестабильно: любое малое возмущение переведет его в конце концов в решение де Ситтера. Чтобы еще больше запутать дело, отмечу, что модель де Ситтера только приближенно статична. Хотя пространственно-временная геометрия в использованной де Ситтером координатной системе не изменяется со временем, любые малые пробные частицы, помещенные в его вселенную, будут разлетаться друг от друга. На самом деле, когда в начале 1920 г. в Англии стали известны измерения Слайфера, они были сначала интерпретированы Эддингтоном в рамках решения де Ситтера уравнений Эйнштейна при наличии космологической постоянной, которое также является статическим, а не с помощью первоначальной теории Эйнштейна, приводящей к нестатическому решению.
Abbott L. // Scientific American 258, no. 5 (1985): 106.
Мы не можем даже надеяться, что найдется механизм, с помощью которого вакуумное состояние потеряет энергию, перейдя в состояние с более низкой энергией и, следовательно, меньшей космологической постоянной, и в конце концов спустится в состояние с нулевой полной космологической постоянной, так как некоторые из этих возможных вакуумных состояний в теориях струн уже обладают большой отрицательной полной космологической постоянной.
