Поляризация электромагнитных волн дефектами пространства-времени, как тест по фиксации параметров нарушения Лоренц-инвариантности электромагнитного поля
ПОЛЯРИЗАЦИЯ
ЭЛЕКТРОМАГНИТНЫХ ВОЛН ДЕФЕКТАМИ ПРОСТРАНСТВА-ВРЕМЕНИ, КАК ТЕСТ ПО ФИКСАЦИИ
ПАРАМЕТРОВ НАРУШЕНИЯ ЛОРЕНЦ-ИНВАРИАНТНОСТИ ЭЛЕКТРОМАГНИТНОГО ПОЛЯ
Введение
Поиск нарушения Лоренц - инвариантности (LV)
[1] для физических полей материи является актуальной задачей физики наших дней.
Действительно, уравнения фундаментальных полей материи Лоренц - инвариантны.
Они содержат только один параметр, непосредственно характеризующий вакуум этих
полей, - массу. Если последовательно придерживаться геометрических идей в
физике (а под знаком этих идей создана вся фундаментальная физика 20 в [2]), то
надо потребовать объединения физических полей материи с гравитационным полем,
как это завещал А. Эйнштейн [3]. Такое объединение требует отхода от идей локальности
в физике и привлечения концепции струн [4]. Геометрически струны представляют
собой многомерные колеблющиеся поверхности, на которых возбуждены волновые моды
колебаний, при специфической процедуре квантования соответствующие элементарным
частицам.
Благодаря идеям Замолодчикова [5], Когана [6],
Мавроматоса [7], Эллиса [8] и других ученых, сегодня существует общий
математический формализм струн Лиувилля, последовательно реализующий концепцию
объединения взаимодействий. Для подтверждения этих теоретических идей требуется
так редуцировать этот формализм к низким энергиям, чтобы он был в хорошем
согласии с наблюдениями и экспериментами. Кроме того, новая теория должна
приводить к экспериментальным следствиям, которых не могло быть в теориях более
низкого уровня. Энергии современных ускорителей не хватает для постановки
экспериментов по проверке следствий теории струн. Остается использовать с этой
целью астрофизические тесты [9]. И действительно, теория с LV
нарушением предсказывает появление у полей второго вакуумное параметра (второй
массы), которую в состоянии измерить физические приборы при энергиях 10 Тэв и
выше [9],[10].
Особо мощное излучение, свойство которого можно
тестировать на присутствие в нем артефактов теории струн, излучают
космологические гамма всплески (GRB)..
Гамма - всплеск представляет собой мощный выброс энергии от рождающихся в
ранние моменты, близкие к моменту «первого света» во Вселенной, сверхновых. Эти
сверхновые принадлежат «хозяйским галактикам» [11]. Через минуты после взрыва
на этом месте возникает более устойчивое послесвечение выброшенной всплеском
плазмы, которое анализируется оптическими обсерваториями [12]. (см рис. (1,
2)).
В предыдущих сборниках Баксанской школы весь
этот комплекс идей был подробно проанализирован в серии статей автора (см.,
например, [13, 14]).
Новая идея поиска LV
состоит в использовании для этого эффекта двойного лучепреломления
электромагнитных волн в пространстве- времени расширяющейся Вселенной, который
постепенно выходит на первый план в качестве арены поиска параметров LV
нарушения.
1. Эволюция электромагнитных волн в
расширяющейся Вселенной
электромагнитный волна оптический поляризационный
Здесь и ниже будем пользоваться
естественной системой единиц измерения ħ=с=1. При относительно низких
энергиях E (= Гэв, = - масса Планка [3] ), теория струн
редуцирутся до привычных земным экспериментаторам понятий. Этими понятиями
являются :
1) четырехмерное пространство-время ;
) квантовые частицы и волны;
) малые (в пределе точечные) дефекты
четырехмерного пространства-времени.
Кванты полей, сталкиваясь с дефектами,
становятся квазичастицами с неклассическими дисперсионными соотношениями,
характерными для сред с дефектами.
Рис.1. Модель космологического гамма - всплеска
в виде джета (направленного выброса, перпендикулярного плоскости аккреционного
диска центральной черной дыры)
Заряженные частицы высокой энергии движутся по
винтовой линии вокруг магнитного поля и излучают электромагнитные волны.
Выберем для расширяющегося пространства -
времени синхронную метрику Фридмана [3]
Рис. 2. Плазменное послесвечение гамма всплеска
в центре картинки
После корокого времени излучения центрального
джета всплеск гаснет, а возбужденные ионы нагретой им плазмы начинают излучать
элекромагнитный спектр с характеристиками, индуцированными погасшим всплеском.
Это и есть плазменное послесвечение.
(1)
где a(t)
- масштабный фактор Вселенной.
Пусть ω
- частота, P- импульс
электромагнитной волны.
Классическое дисперсионное соотношение для
электромагнитных волн в этих обозначениях принимает вид:
ω = P (2)
Модифицируем его для рассматриваемого случая
Вселенной с дефектами. Общая дисперсионная формула для Вселенной с фотонами -
квзичастицами тогда примет вид:
(3)
где f(P) - поправка
к дисперсионному соотношению. При низких энергиях эта поправка может быть
разложена в ряд по малому параметру или , так как для ультрарелятивистских
частиц .
Выберем в качестве коэффициента разложения
функции f(P)
по импульсу P неизвестное
заранее число ξ, которое должно
быть определено из экспериментов со светом при рассматриваемых энергиях
E<<. Тогда,
уравнение (3) можно переписать в виде разложения в степенной ряд [15]:
(4)
где знаки ()
соответствуют лево (право) поляризованным фотонам. В расширяющейся Вселенной
импульс фотона уменьшается в отношении
(5)
здесь - значение масштабного фактора в
настоящее время, k - волновое число.
Теперь можно выписать дисперсионное соотношение
(4) в явном виде:
(6)
Применим эти уравнения к послесвечению гамма -
всплесков. Эти объекты удалены от Земли на тысячи мегапарсек. Сотая часть этого
излучения строго линейно поляризована [16]. Если предположить, что эта
поляризация обязана интересующим нас струнным эффектам, то именно информация о
ней, поставляемая матрицами поляризационных приборов, должна содержать
информацию о новых струнных эффектах.
Введем единицы измерения, используемые в
космологии [17]:
1) - значение постоянной расширения
Вселенной (постоянной Хаббла) в наш момент времени.
) - красное смещение космологического
объекта, определяющее расстояние до него.
С другой стороны, эта величина
определяется по спектрам удаляющихся космологических объектов, которые сильно
смещены к красному краю, по сравнению с лабораторными спектрами аналогичных
элементов на Земле:
(7)
где наблюдаемая длина волны, длина волны
земного эталона с такими же свойствами.
Рассмотрим электромагнитную волну с
модифицированным (6) дисперсионным соотношением, свободно распространяющуюся в
расширяющейся Вселенной.
Допустим, что эта волна была
излучена послесвечением GRB c известными
физическими свойствами
Дисперсионные свойства этой волны
описаны формулой (4). При энергиях много меньше планковских для
электромагнитного поля сохраняется принцип суперпозиции.
В общем случае, вектор - потенциал
этой переменной волны имеет вид:
(8)
где векторы поля есть [18]
(9)
вектор - потенциал
линейно-поляризованной части электромагнитной волны.
(10)
вектор - потенциал циркулярно - поляризованной
части волны. Здесь использованы обозначения:
- относительная доля в волне ее
циркулярной поляризованной части.
- волновое число волны, пришедшей по
оси координат «z».
Латинские индексы пробегают значения
i=0,1,2,3, а
векторы поляризации определены стандартным образом :
, (11)
Выражение (8) легко переписать через
квантовую струнную поправку к дисперсионному соотношению.
(12)
Тогда (8) примет вид:
(13)
где поправка к фазе волны
(14)
записывается с помощью поправки к частоте (6).
С помощью (8) компоненты электромагнитного поля
волны рассчитываются как
(15)
и имеют вид
(16)
(17)
(19)
Поляризационная матрица волны считается по
стандартным формулам [19] с учетом малости циркулярной поляризации гамма -
всплесков в оптическом , рентгеновском, гамма - диапазонах:
(20)
Явный вид этой матрицы есть:
(21)
Эта матрица составлена из поляризационных
параметров Стокса:
(22)
Это излучение поляризовано, причем поляризация
волны, с высокой степенью точности, остается линейной в процессе ее
распространения:
(23)
Далее будет показано, что оптические
измерения каждой из компонент вектора параметров Стокса, могут выявить их
осцилляции с модулирующей частотой , и тем самым, зафиксировать
математически эффект LV. Можно попытаться угадать
величину этого эффекта по величине расстройки фазы , составив
ее из фундаментальных констант в предположении, что предполагаемый эффект вызван
LV:
(24)
где спектральная длина волны, для
которой искомый эффект становится существенным.
2. Параметры поляризационной сферы Пуанкаре,
вектор Стокса электромагнитной волны с LV
нарушением
Для анализа поляризованного излучения в
оптической и рентгеновской спектроскопии используется четырехмерный вектор
Стокса [20] :
(25)
Величина I
обозначает общую интенсивность излучения. Поляризацонные параметры Q,U,V
определены ниже. Представление Стокса дает более детальную картину
распространения волны в расширяющемся пространстве-времени и позволяет
рассчитать сразу 3 поляризационных параметра (вместо одного, к примеру, угла
вращения плоскости поляризации излучения) и восстановить структуру поляризации
излучения, которая не сводится просто к повороту одной плоскости поляризации
волны при ее распространении в пространстве.
Вводя определение степени
поляризации p, а также
углов сферической системы координат можно определить поляризационную
сферу.
Рис.3. Рисунок сферы Пуанкаре, предназначенной
для графического представления поляризационных параметров электромагнитного
излучения
Плоскость , которой
соответствует угол ,-
отображение поляризационного эллипса. Повороту эллипса в пространстве
соответствует угол
Пуанкаре с координатами (Ip, ) (см.
рис.3). Широтный угол сферы физически соответствует углу
поляризационного эллипса излучения [20] .
Границы изменения угла , угол 0соответствует вращению плоскости
поляризации поляризационного эллипса.
По определению, введенные параметры сферы
Пуанкаре связаны между собой соотношениями:
(26)
(27)
(28)
В фиксированном базисе для поля
(16)-(19) поляризационные параметры имеют вид:
(29)
(30)
(31)
(32)
С помощью (29)-(32) рассчитаем углы
поляризационной сферы , :
(33)
Таким образом, все параметры
поляризационной сферы Пуанкаре, используемые для анализа приходящего от
источника электромагнитного излучения, удалось связать с фазой электромагнитной
волны, приходящей от источника излучения.
Из (29)-(32) следует, что при малой циркулярной
поляризации, электромагнитная волна в высокой степени линейно поляризована:
(34)
3. Вклад геометрии пространства - времени в
поляризационные свойства излучения
Рассчитаем расстройку фазы для
общепринятой сегодня плоской модели Вселенной в зависимости от
красного смещения Z. Уравнения Фридмана для изотропной
Вселенной в этой модели имеют вид [21] :
(35)
где - значение постоянной Хаббла в наш
момент времени, другие постоянные, входящие в (35) образуют вектор -параметров
с координатами
,
Здесь плотность энергии материи, плотность
«темной энергии», -
критическая плотность Вселенной. Рассчитаем фазу с помощью (14), (35). Формула (35)
дает возможность выразить
dt через dZ, а потом
провести в явном виде интегрирование (14). Получим выражение:
(36)
(37)
Где Откуда видно, что при малых красных
смещениях Z<<1 вклад геометрии пространства времени в поляризацию
излучения отсутствует. Поэтому, его не следует искать для объектов внутри
Галактики.
4. Электромагнитное излучение поля с LV
нарушением, принимаемое от оптического послесвечения GRB.
Принимаемое от послесвечений GRB
электромагнитное излучение линейно поляризовано во всех диапазонах с длиной
волны, меньшей, чем в радио диапазоне. Эта поля ризация является верхней
границей, за которой могут скрываться эффекты LV. Согласно
данным по послевечениям GRB, в [22] была построена
фитирующая кривая для преставленной в работе выборке этих источников. Она дала
для поляризованой фракции излучения значение p~ значениях
поляризационных углов с
вероятностью . При
построенной по иным принципам выборке излучения от послесвечений есть надежда
зафиксировать LV эффект.
Так как параметры Стокса являются
(29)-(32) осциллирующими тригонометрическими функциями с фазой, обратно
пропорциональной квадрату длины волны излучения то частота осцилляций будет
возрастать при переходе от длинноволновой к коротковолновой части спектра.
Общей составляющей излучения послесвечений будут являться осцилляции с
переменной длиной и ограниченной (16)- (18) амплитудой. Это предсказание носит
общий характер для излучения с любой длиной волны от послесвечений GRB. Поэтому,
тщательно разыскиваемый сегодня с помощью различной аппаратуры таинственный LV эффект
может быть обнаружен с помощью стационарного оборудования оптических обсерваторий.
Подставляя выражения физических
констант в выражение для (36) для фазы , получим оценку:
(38)
Теория и наблюдения показывают, что
циркулярная часть поляризации послесвечений GRB подавлена
[22], [23]. То есть, . Тогда
поляризационные параметры сферы Пуанкаре (26) - (28) имеют вид:
(39)
(40)
V=0 (41)
То есть, параметры Q,U можно
рассматривать, как базисные, для центральной плоскости сферы Пуанкаре, а угол
поворота поляризационной плоскости на сфере подавлен. При изменяющемся во
времени масштабном факторе Вселенной a(t) эти
параметры синфазно осциллируют, поддерживая саму плоскость в неизменном
положении, как при отсутствии расширения a=const. Линейная
часть поляризации определяется стандартно и равна теперь
(42)
В ряде работ [24], [25] разными
методами были получены ограничения на параметр Лоренц- нарушения Из формулы
(38) следует, что фаза становится
сравнимой с единицей при длинах волн
То есть, осцилляции квантовой
природы, рассмотренные выше, должны наблюдаться в ультрафиолетовом или
рентгеновском диапазоне излучения послесвечений в рассчитанном выше окне длин
волн . Удобно
представить графики значений поляризационных параметров в осях, нормированных
на полную амплитуду поляризованного излучения послесвечений, то есть :
Достаточно сделать это для одного из
параметров (к примеру, для параметра U), в силу их
однотипной зависимости от осциллирующих тригонометрических функций. Такое
представление позволяет получать детальную информацию об этих осцилляциях в
компактном виде.
Рис. 4. Зависимость осцилляций поляризационного
пара метра U от длины волны
излучения l и красного
смещения Z
Этот график помогает правильно
сделать выборку послесвечений гама - источников ,необходимую для постановки
эксперимента по измерению параметра .
Для определения точных значений
постоянной (постоянной LV нарушения)
необходимо максимально точно определить точку начала осцилляций поляризационных
параметров в зависимости от длины волны спектра послесвечений.
Теоретические предсказания для
определения параметров осцилляций получаются после численного расчета по формулам
(36), (37) и представлены на графиках (см рис.4, рис.5).
В последнем графике особый интерес
представляет точка начала осцилляций в спектре. Осцилляции начинаются именно
для тех длин волн, для которых фаза (36) сравнивается с единицей по
порядку величины.
Для выявления этого эффекта должен
быть поставлен эксперимент по изучению спектра популяции гамма - всплесков.
Рис.5. Зависимость поляризационного параметра U
от длины волны излучения l
при значении красного смещения Z=1
Осцилляции параметра I, на
рисунке, позволяют количественно рассчитать эффект LV нарушения
Лоренц - инвариантности и осуществить измерение параметра в удобной
для постановки эксперимента форме том их красного смещения Z, и
из поляризационных спектральных данных выделена и вычтена фоновая составляющая.
То есть, спектры должны подвергнуться предварительной обработке с учетом
предсказаний теории.
Для определения типа теории поля при высоких
энергиях, в частности, для выяснения вопроса о том, является она струнной или
нет, необходимо развернуть серию поляризационных экспериментов по всему спектру
излучения послесвечений - оптическому, ультрафиолетовому, рентгеновскому и
гамма- диапазону длин волн. Определенные заявки на использование метода сферы
Пуанкаре в гамма - диапазоне сделаны в препринтах американских теоретиков (см.
например,). То есть, логика развития теории требует постановки корректного
эксперимента, в ходе которого полезная информация об осцилляции оптических
параметров Пуанкаре была бы отделена от фона, несмотря на разный характер и
величину экспериментальных ошибок в различных областях спектра
электромагнитного излучения.
Список литературы
1
Мурзин В.С., Астрофизика космических лучей.- М: МГУ, 2007,
.
Вайнберг . С. Квантовая теория поля. М: Физматлит, 2003, 644с.
.
Мизнер Ч.,Торн У, Дж. Уилер Дж.. Гравитация, т1. М: Мир 1977, -474с.
.
Каку М . Введение в теорию суперструн. М: Мир, 1999, -623сс.
.
Инстантоны, струны и конформная теория поля. / Под ред. Белавина А.А.,
М:Физматлит, 2002, 441 стр.
6.
Kogan I. I., Mavromatos N.E., et. al. hep-ph/9606102, v1.
N.E.
Mavromatos N. E. , M. Sakellariadou, Phys. Lett. B., v.652, - 2007, pp. 97-102.
.
Ellis J. hep. -th. / 0710.0777 v1.
.
Jacobson et. al. Ann. of Phys. v..321, 2006, pp. 150-196.
10.
Кладоркляйнгротхаус Г.В., Цюбер K..
Астрофизика элементарных частиц.М: УФН, 2000,- 488сс.
11.
Gamma ray bursts./ Vedrenne, Gilbert, Atteia, Jean Luck . Jointy published with
Praxis Publishing, UK, 2009, 584pp.
12.
Постнов К.А., УФН., т. 169, №5, 1999, с. 545-588; Засов А.В., Постнов КА. Общая
Астрофизика. Фрязино:2006, 493сс.
.
Гришкан Ю.С.Труды БМШ ЭТФ №6,, т.1. сс. 59-76, М:2006.
.
Гришкан Ю.С.Труды БМШ ЭТФ №7,, т.1. сс. 72-87, М:2007.
15.
Mattingly D. gr-qc, /0802.1561, v. 1.
.
Pirnomonte S. et. al. Astron. Astrophys. v.
491, 2008, pp. 183-188.
.
Вайнберг С., Гравит ация и космология. М:Мир, 1975,- 682 сс.
.
Горбунов Д.С., Рубаков В.А.. Введение в теорию ранней Вселенной и Большого
взрыва- М: издательство ЛКИ, 2008.
.
Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М.. Теория поля. М: Наука, 1973, -504сс.
20.
van de Hulst H.C., Light scattering by small particles. Dover Pub-lications,
New York, 1981.
21.
Гришкан Ю.С. Труды БМШ ЭТФ №3,, т.2. сс. 69-85, Нальчик:2004
.
.
Lazzati D. et. al. Astron. Astrophys., v. 410, 2003, pp. 823-831.
.
Asaf P. E. , Waxman. Apj, v. 638, 2006, pp 1187-1188; astro-ph/ 040784, v2,
Druft version Augaust , 2008.
24.
Zhong Fan Yi. et. al. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. v. 387, pp. 92-96.
.
Galaverni M, Sigl G, Phys.Rev. D. 78, 2008, pp. 021102- 021106.
.
Kostelecky V.A., Mewes M, hep-ph./ 0607084 v1.