UNIVERSIDAD ANDR ´ES BELLO FACULTAD DE CIENCIAS EXACTAS
DEPARTAMENTO DE F´ISICA
GEOMETR´
IAS DE BRANAS E INCLUSI ´
ON DEL
T´
ERMINO DE GAUSS-BONNET
Tesis para optar al grado de Mag´ıster en Ciencias F´ısicas
Autor:
Milko Alejandro Estrada Cuadros . Profesor Gu´ıa : Dr. Rodrigo Aros. Profesores Comisi´on : Dr. Rodrigo Olea.
: Dr. Nelson Zamorano.
Agradecimientos
Principalmente quiero agradecer y dedicar esta tesis a mis padres, por darme su crianza y educaci´on. Tambi´en dedico esta tesis a mi hermana Vivian.
Agradezco a mi profesor gu´ıa, Rodrigo Aros, por compartir sus conocimientos con mi persona y por la paciencia.
Resumen
En el primer cap´ıtulo de esta tesis se describen las principales herramientas geom´etricas usadas para el estudio de mundos brana y de la gravedad de Einstein Gauss Bonnet. En el segundo cap´ıtulo se exponen los resultados obtenidos en el modelo de Randall y Sundrum, el cual es uno de los m´as exitosos. Luego se estudian tres problemas:
Se analiza el comportamiento del warp factor, el signo de las tensiones de ambas branas y la propuesta al problema de jerarqu´ıa, en el embedding de dos branas de-Sitter en un espacio tiempo 5D, para los casos en que la constante cosmol´ogica 5Des positiva, negativa y 0, obteni´endose comportamientos del warp factor diferentes al modelo de Randall y Sundrum, escenarios en que la tensi´on de la brana restante posee signo positivo y, nuevas propuestas para la soluci´on al problema de jerarqu´ıas.
Se desarrollan las mismas ideas que en el p´arrafo anterior, pero ahora en presencia de gravedad de Einstein-Gauss-Bonnet, y se analiza la influencia del radio (Anti) de-Sitter.
´
Indice general
1. Introducci´on 6
1.1. Motivaci´on . . . 6
1.2. La interacci´on gravitacional y la teor´ıa de la Relatividad General . . . 9
1.3. Herramientas geom´etricas usadas en el estudio de mundos branas . . . 11
1.3.1. Definici´on de una p-brana . . . 11
1.3.2. Acci´on de Nambu Goto y la m´etrica inducida . . . 12
1.4. Ecuaciones de Einstein para mayores dimensiones . . . 13
1.5. Modelo de Arkani-Hamed, Dimopoulos y Dvali (ADD) . . . 14
1.6. Inclusi´on del Lagrangeano de Gauss-Bonnet en la acci´on 5D. . . 17
2. Modelo de Randall y Sundrum 20 2.1. Modelo de Randall y Sundrum de dos branas . . . 20
2.1.1. Soluci´on al problema de jerarqu´ıas . . . 26
2.2. Inclusi´on del Lagrangeano de Gauss-Bonnet en el modelo de Randall y Sun-drum. . . 29
3. Embedding de 2 branas de-Sitter en un espacio tiempo 5D 32 3.1. C´alculo de las tensiones en las branas . . . 35
3.2. Propuesta al problema de jerarqu´ıas. . . 37
3.3. Soluciones con Λ→0 . . . 38
3.3.1. C´alculo de las tensiones para el caso Λ→0 . . . 39
3.3.2. Propuesta al problema de jerarqu´ıas para Λ→0 . . . 40
3.4.1. C´alculo de las tensiones para el caso Λ<0. . . 42
3.4.2. Propuesta al problema de jerarqu´ıas para Λ<0 . . . 43
3.5. Soluciones con Λ>0 . . . 43
3.5.1. C´alculo de las tensiones para el caso Λ>0. . . 44
3.5.2. Propuesta al problema de jerarqu´ıas para el caso Λ>0 . . . 45
4. Modelo de dos branas de Sitter con tensi´on variable en el tiempo 47 4.1. Modificaci´on del tensor de energ´ıa momentum usando reglas de suma en mundos brana . . . 49
4.2. Modelo de dos branas de Eotvos. . . 53
4.2.1. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π en el l´ımite Λ→0. . . 53
4.2.2. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π cuando Λ<0. . . 54
4.2.3. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π cuando Λ>0. . . 54
4.3. Modelo donde la brana ubicada enφ= 0 es una brana de Eotvos . . . 54
4.3.1. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π en el l´ımite Λ→0. . . 56
4.3.2. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π cuando Λ<0. . . 57
4.3.3. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π cuando Λ>0. . . 58
4.4. Res´umen . . . 59
5. Embedding de dos branas de-Sitter, en un espacio tiempo 5D, en grave-dad de Einstein-Gauss-Bonnet. 61 5.1. C´alculo de las tensiones en las branas . . . 64
5.2. Propuesta al problema de jerarqu´ıas. . . 66
5.3. Soluciones en el l´ımite Λ→0. . . 66
5.4. Soluciones con Λ<0 . . . 66
5.4.1. C´alculo de las tensiones para el caso Λ<0. . . 67
5.4.2. Propuesta al problema de jerarqu´ıas para Λ<0. . . 68
5.5. Soluciones con Λ>0. . . 68
5.5.1. C´alculo de las tensiones para el caso Λ>0. . . 69
6. Discusi´on y conclusiones 71
A. Relaciones entre curvaturas en branas con warp factor 74
B. Espacios de-Sitter y anti de-Sitter 4D 78
Cap´ıtulo 1
Introducci´
on
1.1.
Motivaci´
on
Uno de los m´as importantes problemas de la f´ısica de hoy en d´ıa es no poseer una teor´ıa que permita unificar las fuerzas fundamentales existentes en la naturaleza, es decir las fuerzas electromagn´etica, nuclear fuerte, nuclear d´ebil y gravitacional. El Modelo Est´andar logra unificar las tres primeras, pero no incluye a la interacci´on gravitacional.
En f´ısica, se denomina Problema de Jerarqu´ıas a aquel que surge cuando los par´ ame-tros te´oricos son distintos a los par´ametros medidos experimentalmente, o cuando estos par´ametros impiden poder explicar alguna teor´ıa en su totalidad. Uno de los problemas de jerarqu´ıas m´as importantes es el no poder explicar la enorme diferencia entre los valores de la escala electrod´ebil MEW ≈1T eV y la escala de Planck M4 ≈1019GeV . Con esta inspiraci´on han surgido varios modelos que buscan explicar el problema de jerarqu´ıas , algunos de ellos basados en la posibilidad de que el n´umero de dimensiones existentes en la naturaleza es mayor a las (3 + 1) que conocemos. De esto ´ultimo surgen los mundos brana, basados en que nuestro universo es una 3−brana inmersa en un espacio tiempo de dimensi´on mayor a 4.
Plack M4 es la existencia de dimensiones extras.
Otro de los modelos que surgen en el estudio de mundos brana es el de Randall y Sun-drum (1999), referencia [7], en el cual se soluciona el problema de jerarqu´ıas encontrando una relaci´on entre las escalas de Planck 4D (M4) y 5D (M5), bas´andose en la existencia de dos branas est´aticas de coordenadas σu = (t, x, y, z) con tensiones de igual magnitud y signo contrario inmersas en un espacio tiempo 5Danti de-Sitter (AdS5) de coordenadas
xM = (t, x, y, z, φ), dondeφes una coordenada angular . El espacio tiempo es identificado y con simetr´ıaZ2 (lo cual b´asicamente significa que la geometr´ıa es reflejada bajo inversiones del tipo φ→ −φ) y adem´as tomado entre φ∈ [−π, π]. El elemento de l´ınea 4Dusado en este modelo es plano:
ds24 =ηuvdxudxv, (1.1.1)
espacio que se deforma por elwarp factor e−2A(φ), quedando el elemento de l´ınea :
ds25 =e−2A(φ)ηuvdxudxv+r2dφ, (1.1.2) donder es el radio de compactificaci´on constante.
En esta tesis se propone un modelo de dos branas est´aticas en un espacio tiempo que posee la misma configuraci´on y el mismo embedding que el modelo de Randall y Sundrum, pero el elemento de l´ınea 4D corresponde a un espacio de-Sitter dS4, donde R(4D) 6= 0, analizando los casos donde la constante cosmol´ogica 5Des positiva, negativa y en el l´ımite a 0, y analizando las consecuencias que esto tiene en el comportamiento del warp factor
e−2A(φ), en el signo de las tensiones de ambas branas y en la propuesta al problema de jerarqu´ıas.
Tambi´en se analiza la posibilidad de que en este modelo la tensi´on de ambas branas deje de ser constante como en ref. [7] y pueda variar en funci´on del tiempo como en ref . [20].
warp factor, en el signo de las tensiones de ambas branas y en la propuesta al problema de jerarqu´ıas.
Este trabajo est´a estructurado en forma de 6 cap´ıtulos. En este cap´ıtulo, se explica en que consiste el problema de jerarqu´ıas, se presentan las principales herramientas para estudiar los mundos brana y se muestran las principales ideas correspondientes al modelo ADD, referencia [6].
En el cap´ıtulo 2, se desarrollan en detalle las ideas planteadas en el modelo de Randall y Sundrum y sus correspondientes resultados . Despu´es se expone el modelo de Randall y Sundrum en presencia del t´ermino de Gauss-Bonnet, referencia [10].
En el cap´ıtulo 3, se estudia el embedding de 2 branas de-Sitter, usando coordenadas de Poincar´e y configurando las constantes de modo que la gravedad sea localizada en forma de la m´etrica de Minkowski en la brana ubicada enφ= 0 y en un tiempo igual a la edad de nuestro universo al que denominaremos E. Se estudiar´an las soluciones con valores de la constante cosmol´ogica 5Den el l´ımite de Λ→0 y para Λ positivo y negativo y, se estudian las implicancias que esto tiene en el c´alculo de las tensiones de cada una de las branas y en la soluci´on al problema de jerarqu´ıas.
En el cap´ıtulo 4, se estudia la posibilidad de que ambas branas posean tensiones varia-bles en el tiempo , para esto se usar´a el m´etodo de Reglas de Suma desarrollado en [18], usando la idea planteada en [20] de que el factor que multiplica a la acci´on de cada brana es de la forma T+k1dTdt en vez de T constante. En los c´alculos realizados en este cap´ıtulo se usan las soluciones de la ecuaci´on de Einstein obtenidas en el cap´ıtulo 3 con Λ → 0, Λ<0 y Λ>0.
En el cap´ıtulo 5, se estudia el mismo embedding y configuraci´on del espacio tiempo que en el cap´ıtulo 3, pero en presencia del t´ermino de Gauss-Bonnet en la acci´on, y describiendo la forma en que se modifican los resultados obtenidos en dicho cap´ıtulo.
1.2.
La interacci´
on gravitacional y la teor´ıa de la Relatividad
General
El primero en plantear ecuaciones matem´aticas que describen el movimiento relativo de un sistema O0 movi´endose con velocidad v constante respecto a otro sistema O, fue Galileo Galilei, alrededor del 1600, ecuaciones llamadas transformaciones de Galileo. Estas transformaciones poseen estructura de grupo y uno de sus m´eritos es que permiten que las leyes de Newton permanezcan invariantes bajo ellas. Estas transformaciones dicen que la velocidad V de una part´ıcula respecto al sistema O es obtenida mediante la ecuaci´on
V =v+V0, dondeV0 es la velocidad de la part´ıcula respecto al sistemaO0. Sin embargo, el experimento de Michelson y Morley confirm´o que la velocidad de la luz es constante y absoluta para todo sistema de referencia, contrariamente a lo que se obtiene mediante las transformaciones de Galileo.
Tambi´en surge el problema de que las ecuaciones de Maxwell que gobiernan el elec-tromagnetismo no son invariantes bajo transformaciones de Galileo. Esto llev´o a Albert Einstein, en 1905 a formular la Teor´ıa de la Relatividad Especial, la cual est´a basada en dos postulados:
1. Todas las leyes de la f´ısica son v´alidas para todos los sistemas inerciales.
2. La velocidad de la luz en el vac´ıo es igual para todos los observadores inerciales e igual a c= 3·108ms.
Entre los efectos del segundo postulado est´an la dilataci´on del tiempo, la contracci´on de Lorentz y la no simultaneidad de sucesos. Las mediciones de un observador O de un suceso de coordenadas (t, x, y, z) se relacionan con las de otro observadorO0, quien ver´a el mismo suceso con coordenadas (t0, x0, y0, z0), mediante las Transformaciones de Lorentz. Estas transformaciones permiten que la velocidad de la luz sea igual a c en todos los sistemas y para cualquier observador y adem´as permiten que las ecuaciones de Maxwell sean invariantes ante ellas.
ds2 =ηuvdxudxv, (1.2.1) donde ηuv es la m´etrica de Minkowski y donde xu = (t, x, y, z), y donde se observa que el tiempo es tratado como una coordenada, por lo que ahora se habla del espacio tiempo. Esta noci´on de distancia tambi´en es invariante ante las transformaciones de Lorentz. La distancia medida por un observador O de un evento de coordenadas (ct, x, y, z) est´a dada por:
s2 =−c2t2+x2+y2+z2. (1.2.2) Si se emite un haz de luz desde el origen, la distancia a la que se encuentra el haz del origen est´a dado por x2+y2+z2 =c2t2, es decir, una esfera de radio ct. Si se grafica la ecuaci´onx2+y2=c2t2, esta corresponde a un cono invertido, gr´afico conocido como conos de luz. Debido a que la velocidad de una part´ıcula es siempre menor c, toda trayectoria cae dentro del cono de luz. Esto implica que, una condici´on necesaria para que un evento A sea causa de otro evento B, es que B pertenezca al cono de luz de A.
Una de las problem´aticas existentes era que la Relatividad Especial no es compatible con la teor´ıa de gravitaci´on de Newton, la que a la vez no era compatible con el electro-magnetismo gobernado por las ecuaciones de Maxwell. La teor´ıa de la gravedad de Newton est´a basada en interacciones gravitatorias instant´aneas provocadas por campos gravita-torios, mientras que en la Relatividad Especial todo evento B es causado por un evento pasado A, por lo que perturbaciones gravitacionales instantaneas ser´ıan producidas fuera de los conos de luz. Adem´as, en aquel entonces, Einstein hab´ıa concebido la Relatividad Especial como una teor´ıa aplicable solo a sistemas inerciales, lo que lo llev´o a buscar una teor´ıa que funcionara para sistemas de referencia generales.
Einstein solucion´o este problema planteando la idea de que es la masa quien curva el espacio tiempo, idea que da origen a la teor´ıa de la Relatividad General, en la cual la acci´on recibe el nombre de acci´on de Einstein Hilbert y est´a dada por:
S= c
4
16πG
Z
d4x√−gR+ Z
dondeG es la constante de Newton,g es el determinante de la m´etrica,R es el escalar de Ricci yLm es el Lagrangeano de materia. Variando la acci´on con respecto a la m´etricaguv obtenemos las ecuaciones de campo de Einstein:
Guv =Ruv− 1
2guvR = 8πG
c4 Tuv, (1.2.4)
donde Guv es el tensor de Einstein, Ruv es el tensor de Ricci obtenido de la contracci´on del tensor de curvatura de RiemannRlukv =∂kΓluv−∂vΓukl + ΓlksΓsuv−ΓlvsΓsuk en el primer y tercer ´ındice, R es el escalar de Ricci obtenido de la contracci´on del tensor de Ricci, y el s´ımbolo de Chrisroffel est´a definido por la expresi´on Γluv = 12glk(∂vguk+∂ugvk−∂kguv) . La expresi´on para el tensor de energ´ıa momentum Tuv depender´a de la naturaleza de la materia considerada.
1.3.
Herramientas geom´
etricas usadas en el estudio de
mun-dos branas
Se define una variedad N− dimensional MN como un espacio que localmente tiene aspecto deRN, lo que significa que en cada punto deMN existe una transformaci´onφque
mapea una parte U ⊂ MN a RN. Las variedades usadas en f´ısica como espacio tiempo
tienen al menos una dimensi´on temporal. Un objeto extendido es aquel que define una subvariedad que puede ser interpretada como su propia trayectoria en el espacio tiempo, y por lo tanto dicha subvariedad tiene una direcci´on tipo tiempo.
1.3.1. Definici´on de una p-brana
1.3.2. Acci´on de Nambu Goto y la m´etrica inducida
la cual tiene dimensiones de longitud al cuadrado L2. Debido a que la acci´on debe tener dimensiones de energ´ıa multiplicada por tiempo, la ecuaci´on (1.3.1) se multiplica por el factor T0
c, donde T0 es la tensi´on de la brana, la cual posee dimensiones de fuerza. As´ı, la acci´on de Nambu Goto est´a dada por:
S =−T0 donde el signo−, al igual que en el caso de la acci´on de una part´ıcula puntual relativistaS =
−mcR
ds, permite que el tiempo propio que sigue ella entre dos puntos sea un m´ınimo, pero en este caso se habla de una 1−brana y de un world sheet en vez de una part´ıcula y de una world line. El punto y la prima representan derivaci´on respecto aτ y ay, respectivamente. Es importante que la acci´on sea invariante ante reparametrizaciones. El elemento de l´ınea lo podemos escribir de la siguiente forma:
ds2 =gM NdxMdxN =gM N
As´ı, podemos definir la m´etrica inducida en el world sheet como en las referencias [1], [2]:
Volviendo al caso dondeσu =τ, y , los elementos de matriz de la m´etrica inducida son:
donde se observa que√−h=p( ˙x·x0)2−( ˙x)2(x0)2. De este modo la acci´on (1.3.2) tambi´en
1.4.
Ecuaciones de Einstein para mayores dimensiones
La acci´on escrita en forma general correspondiente a la gravedad en un espacio tiempo conndimensiones espaciales extras est´a dada en [3] por :
SG=
dondey denota a las coordenadas espaciales extras,g(4+n)es el determinante de la m´etrica (4 +n) dimensional,R(4+n)es el escalar de Ricci (4 +n) dimensional, Λ4+n es la constante cosmol´ogica (4 +n) dimensional yκ4+nes la constante de acoplamiento a la acci´on, la cual puede ser relacionada a la constante de NewtonG4+n o a la escala de Planck M4+n seg´un las siguientes relaciones desarrolladas en [3]:
κ24+n= 8πG4+n= 8π
M4+2+nn. (1.4.2)
As´ı, la acci´on para un sistema compuesto por N branas queda:
S =SG+ i=N
X
i=1
Sbranai , (1.4.3)
dondeSbranai indica la acci´on correspondiente a lai- ´esima brana :
Sbrana=−T
Z
d4σ√−h, (1.4.4)
dondeT representa la tensi´on de la brana. La ecuaci´on de Einstein est´a dada por:
TBRAN AM N =T
Z
d4σ
s
h g(4+n)h
uv∂xM
∂σu
∂xN ∂σv δ
4+n(xa−Za), (1.4.6)
1.5.
Modelo de Arkani-Hamed, Dimopoulos y Dvali (ADD)
En el modelo desarrollado en [6] se intenta resolver el problema de jerarqu´ıas mediante la introducci´on de n dimensiones extras compactificadas en un radio r (ver figura donde
r=R) .
Figura 1.1: Dimensiones extras en el modelo ADD.
El elemento de l´ınea puede escribirse como:
ds2 =guv(xu)dxudxv+ n
X
i=0
dy2i, (1.5.1)
donde xu = t, x, y, z y donde se observa que la parte 4 dimensional no depende de las coordenadas extras.
Sin tomar en cuenta la presencia de la constante cosmol´ogica la acci´on 4+ndimensional puede escribirse de la siguiente manera :
Sn=M(4+(2+nn))
Z
dnyd4x
q
g(4+n)R(4+n), (1.5.2) donde y representa una coordenada extra. En la ecuaci´on anterior podemos observar que la escala que describe la gravedad 4 +n dimensional es la escala de PlanckM4+n.
S4=M42 Z
d4x
q
g(4)R(4), (1.5.3)
de la ecuaci´on (1.4.2) encontramos la siguiente relaci´on entre las constantes de Planck y Newton multidimensionales :
G4+n= 1
M4+2+nn, (1.5.4)
por lo tanto en el caso cuadri-dimensional con n= 0 :
G4 = 1
M2 4
. (1.5.5)
Este modelo plantea una soluci´on al problema de tener en la naturaleza 2 escalas dife-rentes y aparentemente independientes como lo son la escala electrod´evilMEW ≈103GeV y la escala de Planck M4 ≈ 1018GeV. Esto que implica (al reemplazar esto ´ultimo en la ecuaci´on 1.5.5) queG4 ≈10−36GeV−2.
La idea sugerida por ADD es que la ´unica escala fundamental en la naturaleza es la escala electro d´ebil, y que la raz´on para tener una escala 4 dimensional tan grande como
M4 es la existencia de dimensiones extras.
Al integrar la ecuaci´on (1.5.2) y asumiendo que R
dny es un vol´umen denotado como
Vn = rn y aprovechando que se cumple que R(4+n) = R(4) y
p
g(4+n) = pg(4) queda la siguiente acci´on efectiva 4 dimensional:
M(4+(2+nn)) As´ı igualando la acci´on efectiva 4 dimensional (1.5.6) con la acci´on 4 dimensional (1.5.3) se llega a la siguiente relaci´on:
M42=rnM4+2+nn, (1.5.7)
donde al despejar el radio de compactificaci´on queda:
Siguiendo con la idea enunciada con anterioridad, reemplazando M4+n por MEW ≈
donde la raz´on adimensional:
En la ecuaci´on (1.5.9) se requiere que el radio tenga unidades de longitud. Usando unidades de Planck llegamos a que MEW = 1017cm−1. As´ı de las ecuaciones (1.5.9) y (1.5.10) el radio de compactificaci´on lo podemos expresar como en la referencia [6]:
r= 1030/n−17cm. (1.5.11)
Si vivimos en un espacio tiempo de 3 dimensiones espaciales el potencial gravitacional debido a dos masas m1 ym2 separadas a una distanciadest´a dado por :
Al introducir ndimensiones extras, con dos masas m1 ym2 separadas a una distancia
d << r el potencial gravitacional en la referencia [6] est´a dado por :
V(d) = 1
M4+2+nn m1m2
dn+1 , (1.5.13)
donde se observa que se pierde la tradicional dependencia del potencial gravitacional del factor 1d. Sin embargo, cuando las masas de prueba est´an separadas a una distanciad >> r
entonces las l´ıneas de flujo gravitacional no pueden penetrar en las dimensiones extras y el factor 1d es recuperado, de manera que el potencial toma la forma:
V(r) = 1
M4+2+nn m1m2
rnd . (1.5.14)
En la relaci´on (1.5.11) se observa que para n = 1, r = 1013cm, este resultado atenta contra el funcionamiento de la gravedad newtoneana del sistema solar, la cual ha sido demostrada emp´ıricamente. Para n = 2, r es aproximadamente 0,1mm. En la referencia [5] se indica que este valor del radio de compactificaci´on motiv´o a que se probara la ley de Newton a escalas milim´etricas, pero desafortunadamente hay restricciones cosmol´ogicas y astron´omicas que rechazann= 2.
1.6.
Inclusi´
on del Lagrangeano de Gauss-Bonnet en la acci´
on
5
D
.
Una de las caracter´ısticas de los s´ımbolos de Christoffel es que dependen linealmente de la primera derivada de la m´etrica en funci´on de sus coordenadas, es decir ΓCAB = ΓCAB(∂gAB). Al calcular el tensor de Riemann llegamos a que ´el depende linealmente de la segunda derivada de la m´etrica y cuadr´aticamente de la primera derivada de la m´etrica , es decir RCADB = RCADB(∂2gAB,(∂gAB)2). Consecuentemente el tensor y escalar de Ricci poseen tambi´en dependencia de las derivadas de la m´etrica de la forma (∂2gAB,(∂gAB)2). De lo dicho en el p´arrafo anterior podemos deducir que la ecuaci´on de EinsteinGAB =
RAB − 12gABR = kTAB es una ecuaci´on de segundo orden con dependencia lineal de la segunda derivada de la m´etrica, donde el tensor de Einstein GAB posee divergencia nula
GBA;B= 0.
La acci´on de Einstein Hilbert, en su parte dependiente del escalar de RicciR es de la formaR d4x√−gR. Cuando, en lugar del escalarR, se coloca en la acci´on una combinaci´on lineal f(X, Y, Z) de los escalaresX =R2,Y =RABR
AB yZ =RABCDRABCD, y conse-cuentemente la acci´on queda de la formaR d4x√−gf(X, Y, Z), se habla de modificaciones cuadr´aticas en la curvatura de la gravedad. Tanto X,Y y Z dependen de las derivadas de la m´etrica de la forma ((∂2gAB)2, ∂2gAB,(∂gAB)4,(∂gAB)2), por lo que la inclusi´on del t´ermino f(X, Y, Z) hace perder la caracter´ıstica de la acci´on de Einstein Hilbert, donde la dependencia del escalarR es lineal en la segunda derivada de la m´etrica.
derivada de la m´etrica en la acci´on. Esta combinaci´on se conoce como el t´ermino de Gauss-Bonnet, mostrado en la referencia [22], y es de la forma:
LGB =RABCDRABCD−4RABRAB+R2, (1.6.1) t´ermino que en 4 dimensiones, su variaci´on entrega una derivada total, por lo que su presencia no contribuye a las ecuaciones de movimiento. Al incluir LGB en la acci´on 5D, esta queda de la forma:
S = 1
dondeα es una constante de acoplamiento.
Al variar la acci´on (1.6.2) se obtiene la ecuaci´on de Einstein-Gauss-Bonnet:
G(5)AB+ ΛgAB+αHAB =−κ25 i=N
X
i=1
TM N|ibrana, (1.6.3) dondeHAB es el tensor de Lanczos y tiene la siguiente forma:
HAB = 2RACDERCDEB −4RACDBRCD−4RACRCB+ 2RRAB− 1
2gABLGB, (1.6.4) y dondeHAB, al igual que el tensor de Einstein, es un tensor covariantemente conservado , es decirHAB;B= 0.
La acci´on (1.6.2) tambi´en puede obtenerse usando la teor´ıa de Lovelock para D= 5, donde D es el n´umero de dimensiones del espacio tiempo. En estas teor´ıas la acci´on se escribe como:
S= Z
dDxL (1.6.5)
donde L es una ecuaci´on que posee derivadas de orden no mayor a 2 de la m´etrica y se calcula de la siguiente manera :
L=√−g
d
X
n=0
donde d = D2 −1 (para D par) y d = D−21 (para D impar) , αn es una constante de acoplamiento en la acci´on y Ωn es la densidad de Euler, la cual se calcula de la siguiente manera:
CnDn es la delta de Kronecker generalizada, la cual se calcula como :
δA1B1
De la ecuaci´on (1.6.7) podemos deducir que en la teor´ıa de Lovelock, para dimensiones iguales a 7 y 8 aparecen correcciones c´ubicas de la gravedad y, a medida que aumenta el n´umero de dimensiones, las correcciones a la gravedad son mayores . Los 3 primeros t´erminos obtenidos son :
1. Ω0= 1, con α0 =−κΛ2
Cap´ıtulo 2
Modelo de Randall y Sundrum
2.1.
Modelo de Randall y Sundrum de dos branas
Este modelo lo propusieron Randall y Sundrum en la referencia [7] como una alternativa a la soluci´on al problema de jerarqu´ıas presentada por ADD.
Este modelo se basa en la existencia de dos branas est´aticas de coordenadas σu = (t0, x0, y0, z0) inmersas en un espacio tiempo compactificado 5D de coordenadas XM = (t, x, y, z, φ), donde φ es una coordenada angular. El espacio es identificado e invariante bajo inversiones de la forma (σu, φ) → (σu,−φ) y es tomado entre φ ∈ [−π, π]. En este modelo las branas est´an localizadas en φ= 0 y en φ=π .
Figura 2.1: Ubicaci´on de las branas en el modelo de Randall y Sundrum.
espacio tiempo incluyendo ambas branas.
La posici´on de ambas branas con respecto al sistema de coordenadas del espacio tiempo es xM = (t, x, y, z,0) y xM = (t, x, y, z, π) respectivamente. Se adopta el sistema de coor-denadas sobre ambas branas comoσu = (t, x, y, z), con lo cual el embedding es inmediato. As´ı, es f´acil observar que ∂x∂σMu =δuM. De la ecuaci´on (1.3.4) podemos expresar las m´etricas inducidas en cada una de las branas de la siguiente manera:
h0uv=gM N(σu, φ= 0)δMu δvN (2.1.1)
hπuv=gM N(σu, φ=π)δuMδvN, (2.1.2) donde los super´ındices 0 y π indican quehuv corresponde a las branas ubicadas en φ= 0 yφ=π, respectivamente. La acci´on que describe este escenario es la siguiente:
S=SGRAV EDAD+S0+Sπ (2.1.3)
SGRAV EDAD =
Z
d5x√−g
−Λ + 2M53R(5)
(2.1.4)
S0 = Z
d4xp−h0
L0−T1
(2.1.5)
Sπ =
Z
d4xp−hπ
Lπ−T2
, (2.1.6)
dondeM5es la constante de Planck 5D,R(5)es el escalar de Ricci 5D,ges el determinante de la m´etrica ambiente , h0 y hπ son los determinantes de las m´etricas inducidas en las branas ubicadas en φ= 0 y en φ=π, respectivamente, Λ es la constante cosmol´ogica 5D,
L0 yLπ son los lagrangeanos de materia 4Den cada una de las branas, y T1 yT2 son las tensiones de cada brana .
Este modelo considera que L0=Lπ = 0 . Para obtener la ecuaci´on de Einstein se debe variar la ecuaci´on (2.1.3) usando el principio de m´ınima acci´on, de manera que la ecuaci´on de Einstein queda:
Para calcular el tensor de energ´ıa momentum se procede a evaluar la integral (1.4.6), la cual para nuestra forma de embedding queda de la manera:
TBRAN AM N −i=Ti
Al evaluar la ecuaci´on (2.1.8) queda:
TBRAN AM N −i =Ti As´ı, el tensor de energ´ıa momentum correspondiente a la i-´esima brana expresado en forma covariante es: Reemplazando (2.1.10) en la ecuaci´on (2.1.7), la ecuaci´on de Einstein queda:
−4M53GM N−ΛgM N =T1
r corresponde al radio de compactificaci´on constante. De las ecuaciones (2.1.1) y (2.1.2) podemos evaluar las m´etricas inducidas en cada una de las branas:
hπuv(xu) =guv(xu, φ=π) =ηuve−2A(π). (2.1.14) Los determinantes de las m´etricas inducidas en cada una de las branas y de la m´etrica ambiente son:
h0 =−e−8A(0) (2.1.15)
hπ =−e−8A(π) (2.1.16)
g=−r2e−8A(φ), (2.1.17) y en consecuencia las razones:
s
h0
g =
e−4A(0)
e−4A(φ)r (2.1.18)
s
hφ
g =
e−4A(π)
e−4A(φ)r. (2.1.19)
Usando el elemento de l´ınea (2.1.12), las componentes del tensor de Einstein son:
Gφφ = 6(A0)2 (2.1.20)
Guv =− 3
r2ηuve
−2A(φ)(A00−2(A0)2), (2.1.21) de lo que se deduce que los elementos no diagonales GM N son 0, adem´as la ecuaci´on de Einstein posee dos componentes independientes (φ, φ) y (u, v) . As´ı, la componente (φ, φ) de la ecuaci´on de Einstein para todo valor de φes:
(A0)2=− Λ
24M53r
2, (2.1.22)
la cual admite soluciones de la forma:
A(φ) =±
r
−Λ
dondeA(φ) =A(φ+ 2π).
Evaluando las m´etricas inducidas y Guv en la ecuaci´on (2.1.11) encontramos la compo-nente (u, v) de la ecuaci´on de Einstein:
ecuaci´on que para valores deφdistintos de 0 y de π se puede escribir de la forma:
(A0)2=− Λ
24M3r 2+A00
2 . (2.1.25)
Reordenando la la componente (φ, φ) de la ecuaci´on de Einstein (2.1.22):
2(A0)2 = −Λ 12M3
5
r2,
y reemplazando esto ´ultimo en la componente (u, v) (2.1.24):
12M53
r A
00
=T1δ(φ) +T2δ(φ−π). (2.1.26) Para encontrar el valor de la tensi´on en las branas ubicadas en φ = 0 y en φ = π, procedemos a integrar la ecuaci´on (2.1.26) entreR
− y entre
As´ı, necesitamos que A(φ) posea las siguientes caracter´ısticas:
1. Tenga valor igual a 0 en φ= 0 , para que el warp factor e−2A(φ=0)=e0 = 1, lo que implica que el elemento de l´ınea en la posici´on de la brana ubicada en φ = 0 toma la forma la forma de una m´etrica de Minkowski (ver figura 2.2). Para que esto se cumpla tiene que serC = 0 en la ecuaci´on (2.1.23).
Figura 2.2: Comportamiento del warp factor en la vecindad de la brana ubicada enφ= 0.
3. Adem´asA(φ) tambi´en debe ser soluci´on de la ecuaci´on (2.1.25).
Una soluci´on que posee las 3 caracter´ısticas anteriores es aquella que posee simetr´ıaZ2 (lo que b´asicamente significa que la geometr´ıa es reflejada bajo inversiones φ→ −φ ), la cual es de la forma:
A(φ) = r
−Λ
24M3r|φ|=kr|φ|. (2.1.29) Para que el factorA(φ) entregue valores reales se requiere que la constante cosmol´ogica Λ tenga un valor negativo. As´ı, para valores negativos de la constante cosmol´ogica se est´a en presencia de dos branas inmersas de un espacio anti de-Sitter.
La ecuaci´on (2.1.29) adem´as es peri´odica de la forma A(φ) = A(φ+ 2π), su primera derivada tambi´en es peri´odica y es igual a−1 entreφ∈]−π,0[ y es igual a 1 entreφ∈]0, π[. Por las propiedades del valor absoluto la segunda derivada puede ser escrita como sigue :
A00 = 2kr
h
δ(φ)−δ(φ−π) i
. (2.1.30)
Todo lo descrito en el ´ultimo p´arrafo puede ser observado en la siguiente figura: As´ı, A0 =kr|φ|0. Evaluando esto en las ecuaciones (2.1.27) y (2.1.28) encontramos los
Figura 2.3: Gr´afica de izquierda a derecha deA(φ),A0(φ) y A00(φ) respectivamente .
12M3
r kr
d|φ|
dφ
−= 24M 3k=T
1 (2.1.31)
12M3
r kr
d|φ|
dφ
−π+ π− =
−24M3k=T2. (2.1.32)
2.1.1. Soluci´on al problema de jerarqu´ıas
En este modelo se considera que el radio de compactificaci´on es peque˜no (pero mayor a 1k), por lo que la dimensi´on extra φ no puede ser percibida en experimentos actuales. Por esta raz´on el espacio tiempo es visto como 4D, lo que nos motiva a buscar una teor´ıa efectiva 4-dimensional.
Se analizar´an las fluctuaciones enX =σu de la m´etrica 4D ηuv .
˜
guv(4D)(X) =ηuv+huv(X), (2.1.33) donde huv(X) << 1 y donde el tensor huv(X) representa las perturbaciones a la m´etrica 4D, ηuv. As´ı el elemento de l´ınea 5D queda de la siguiente forma:
mientras que el elemento de l´ınea 4D queda de la forma:
ds24 = ˜guv(4D)(X)dxudxv (2.1.35) As´ı, la acci´on (2.1.3), considerando solo el t´ermino de curvatura, ya que de esta parte podemos derivar las escalas de interacci´on gravitacional , es:
2M53 donde⊂significa que la parte izquierda de la ecuaci´on anterior est´a contenida en la acci´on
S y donde ˜R(5D) es calculado a partir de ˜g(5D), el cual corresponde a :
˜
gM N(5D)=e−2kr|φ|˜guv(4D)(X)δuMδNu +δMφ δφNr2, (2.1.37) de esta manera se tienen que:
q
y de la ecuaci´on (A-15) del ap´endiceA podemos apreciar que:
e2kr|φ|R˜(4D)⊂R˜(5D)=e2AR˜(4D)+8A
00−20(A0)2
r2 . (2.1.39)
As´ı, la parte de la acci´on que depende de ˜R(4D)se obtiene reemplazando las ecuaciones (2.1.38) y (2.1.39) en (2.1.36):
2M53r mientras que la acci´on interna de cada brana, obtenida a partir del elemento de l´ınea 4D
Sef f = 2·2M53r Z π
0
dφe−2krφ
Z
d4x
q ˜
g(4D)R˜(4D)= 2·2M3 5r·
−e
−2krφ 2kr
π
0 Z
d4x
q ˜
g(4D)R˜(4D) = 2M
3 5
k (1−e
−2krπ)
Z
d4x
q ˜
g(4D)R˜(4D), (2.1.42)
de modo que podemos encontrar una relaci´on entre M4 y M5 igualando las ecuaciones (2.1.41) y (2.1.42):
M42= M 3 5
k (1−e
−2krπ), (2.1.43)
2.2.
Inclusi´
on del Lagrangeano de Gauss-Bonnet en el
mo-delo de Randall y Sundrum.
Este trabajo fue realizado por Kim, Kyae y Lee, referencia [10], en 1999. El embedding y la configuraci´on del espacio tiempo es el mismo que en la secci´on 2.1, pero ahora se agrega el t´ermino de Gauss-Bonnet . La acci´on usada es:
S= la cual, al variarla, nos entrega las ecuaciones de campo:
M53GM N+ ΛgM N+αM5HM N =−T1 Debido a que la configuraci´on del espacio tiempo y el embedding son los mismos que en el modelo de Randall y Sundrum, las expresiones para h0uv , hπuv, qhg
0 y
q
g hπ son las mismas que las ya calculadas en las ecuaciones (2.1.13), (2.1.14), (2.1.18) y (2.1.19), respectivamente. As´ı, la ecuaci´on (2.2.2) puede escribirse como :
M53GM N+ ΛgM N+αM5HM N =−T1 A partir del elemento de l´ınea (2.1.12) calculamos en grtensor las componentes del tensorHM N :
De este modo , la componente (u, v) de la ecuaci´on de Einstein-Gauss-Bonnet es:
mientras que la componente (φ, φ) de la ecuaci´on de Einstein-Gauss-Bonnet es:
6M53(A0)2+ Λr2−12
r2M5α(A
0)4 = 0, (2.2.7)
donde al despejar la constante cosmol´ogica queda lo siguiente:
− 6
Al reemplazar la ecuaci´on (2.2.8) en (2.2.6) se obtiene:
A0012
donde se observa que, debido a que A00 es una funci´on de la segunda derivada del valor absoluto, usando un factor A que sea soluci´on de la componente (φ, φ) de la ecuaci´on de Einstein-Gauss-Bonnet (2.2.7) , se cumplir´a la igualdad en la componente (u, v) de dicha ecuaci´on (2.2.9) para valores de φ 6= 0 6= π . Por lo que, para encontrar A, bastar´a con resolver la ecuaci´on diferencial correspondiente a la componente (φ, φ). Para resolver la componente (φ, φ) se reordenar´a la ecuaci´on (2.2.7) :
12αM5(A0)4−6M53r2(A0)2−r4Λ = 0, (2.2.10) la cual se resolver´a usando la f´ormula :
Algunas restricciones en la ecuaci´on anterior son: Cuando α <0 y Λ<0 solo se permite el valor A− .
Cuando α >0 se permiten ambos valoresA±. La soluci´onA+ es posible tanto para Λ > 0 como para Λ < 0. La soluci´on A− es posible solo cuando Λ <0. En ambos
casos debe cumplirse que −3M55
4 ≤αΛ .
Para calcular las tensiones en las branas se reemplazar´a la ecuaci´on (2.2.12) en (2.2.9):
±A003M
3 5
r2 s
1 + 4αΛ 3M55 =−
T1
r δ(φ)− T2
r δ(φ−π). (2.2.14)
Usando A00 = 2rµ±[δ(φ)−δ(φ−π)] , la ecuaci´on (2.2.14) queda:
±6µ±M53 s
1 + 4αΛ 3M5 5 h
δ(φ)−δ(φ−π) i
=−T1δ(φ)−T2δ(φ−π), (2.2.15) de lo que se obtienen las tensiones:
T1=−T2 =∓6µ±M53 s
1 + 4αΛ
3M55, (2.2.16)
por lo que, al igual que en la referencia [7], se cumple que las tensiones de ambas branas poseen signo opuesto.
En cuanto a la soluci´on al problema de jerarqu´ıas, la acci´on efectiva 4D sigue siendo la misma que en la referencia [7], por lo que la relaci´on entre M4 y M5 es similar a la de la ecuaci´on (2.1.43), con la salvedad que en vez de k ahora se usa µ±, esto ya que en
[7] A =rk|φ|, mientras que en este trabajo [10] A= rµ±|φ|, donde k6=µ±. Es decir, la
relaci´on entreM4 yM5 es:
M42= M 3 5
µ±
Cap´ıtulo 3
Embedding de 2 branas de-Sitter
en un espacio tiempo
5
D
Se analizar´a el embedding de dos branas est´aticas de coordenadas σu = (t, x, y, z) in-mersas en un espacio tiempo 5Dde coordenadasXM = (t, x, y, z, φ), dondeφes una coor-denada angular. El espacio es identificado e invariante bajo inversi´on (σu, φ) → (σu,−φ) y es tomado entre φ∈[−π, π]. En este modelo las branas est´an localizadas enφ= 0 y en
φ=π .
A diferencia de la referencia [7], donde guv(4)=ηuv y por lo tantoR(4D) = 0, las branas utilizadas ser´an branas de-Sitter, cuyo elemento de l´ınea est´a dado por ( Ver Ap´endice B.2, donde se explican las propiedades correspondientes) :
ds24 =guv(σu)dxudxv =
L2 t2ηuvdx
udxv, (3.0.1)
donde (x, y, z)∈]− ∞,∞[, mientras que la cordenada temporal t∈[0,∞[. En el Ap´endice B.2 se explica que ocurre en t= 0.
El elemento de l´ınea 5D usado es :
ds25 =e−2A(φ)L
2
t2 ηuvdx
de un espacio de-Sitter(dS5) o anti de-Sitter( AdS5), respectivamente. El estudiar estos casos permitir´a, entre otras cosas:
Analizar nuevos comportamientos del warp factor, lo que tiene incidencia en el ta-ma˜no que se ven las cosas en el espacio tiempo 5D a lo largo de la dimensi´on φ, y as´ı explorar alternativas similares y diferentes a la presentada por Randall y Sun-drum, donde las cosas se ven exponencialmente m´as peque˜nas a medida que se alejan de nuestra brana universo. Respecto a esto, una nueva forma del warp factor puede producir nuevos efectos en la relaci´on de masasmφ=0 =e−Amφ=π, presentada en el modelo RS, y por ende, podr´ıan derivarse nuevas relaciones para la masa de Higgs. Explorar bajo que par´ametros podr´ıamos estar en presencia de dos branas con ten-siones positivas, o de distinto signo, como en el modelo de Randall y Sundrum y, en particular abrir la posibilidad de que la brana ubicada en φ=π tenga una tensi´on positiva, lo que implicar´ıa tener un comportamiento similar al de nuestro universo, es decir, poseer una densidad de energ´ıa positiva y una presi´on negativa. Ya que no existen par´ametros para determinar la estabilidad de un sistema de dos branas, por las condiciones geom´etricas del sistema y por el ancho de las branas, el cual toma el l´ımite→0 en la dimensi´on extra, s´ı puede ser considerado un sistema de dos branas con tensi´on positiva, como tambi´en se ha desarrollado en los trabajos [27] y [28] . Explorar nuevos valores para el radio de compactificaci´on, y comparar sus efectos con los descritos en los modelos ADD y Randal y Sundrum.
Proponer nuevas relaciones entre las constantes κ4 y κ5, y adem´as describiendo los efectos que tienen estas relaciones en el valor del radio de compactificaci´on, y en encontrar relaciones en queM4 yM5 puedan tener valores cercanos, lo que aminora dificultades al relacionar variables entre una escala y otra.
La constante cosmol´ogica puede calcularse usando la expresi´on:
ΛD =±
(D−1)(D−2)
2l2 , (3.0.3)
Λ5=±6
l2. (3.0.4)
Se usar´a la misma acci´on que en la referencia [3]:
S = 1 La ecuaci´on de Einstein es:
GM N+ ΛgM N =−κ25 Ap´endice B y es R(4) = L122, mientras que el valor de la costante cosmol´ogica lo obtenemos
de la ecuaci´on (3.0.4). As´ı, al desarrollar la ecuaci´on (3.0.7) queda:
El factor A(φ) debe ser soluci´on de la componente (φ, φ) de la ecuaci´on de Einstein (3.0.9) y adem´as debe permitir que se cumpla la igualdad en la componente (u, v) (3.0.10) para valores deφ6= 0 yφ6=π, es decir debe cumplirse la condici´on:
G(4)uv − 3
r2guv(σ
u)e−2A(φ)A00−2(A0)2± 6
l2guv(σ
u)e−2A(φ) = 0., (3.0.11) ecuaci´on que al desarrollarla :
G(4)uv = h3
r2A
00− 6
r2(A
0
)2± 6
l2 i
e−2A(φ)guv(σu). (3.0.12) El factor (A0)2 lo obtenemos de la ecuaci´on (3.0.9), mientras que A00 lo obtenemos al derivar la misma ecuaci´on con respecto aφ :
A00= r 2
L2e
2A. (3.0.13)
Reemplazando las ecuaciones (3.0.13) y (3.0.9) en (3.0.12) :
G(4)uv =− 3
L2guv(σ
u), (3.0.14)
condici´on que se cumple para branas de-SitterdS4como se explica en detalle en el Ap´endice B, ecuaci´on (B.2-9). Por lo tanto en el embedding de una brana de-SitterdS4en un espacio tiempo 5D caracterizado por el elemento de l´ınea (3.0.2), el factor A(φ) que es soluci´on de la componente (φ, φ) de la ecuaci´on de Einstein tambi´en es soluci´on de la componente (u, v) para valores de φ 6= 0 6= π (3.0.11). Por lo tanto, bastar´a con resolver la ecuaci´on diferencial correspondiente a la componente (φ, φ) para encontrar dicho factor.
3.1.
C´
alculo de las tensiones en las branas
h0uv =e−2A(0)guv(σu)
hπuv=e−2A(π)guv(σu). (3.1.1) Adem´as se obtienen las siguientes razones:
s
Reemplazando estas expresiones en la ecuaci´on (3.0.10) :
Debido a que el factor A(φ) posee simetr´ıa Z2, su primera derivada es discontinua en
φ= 0 y enφ=π. As´ı, al integrar la ecuaci´on (3.1.6) entreφ∈]−, [ y entreφ∈]π−,−π+[ el ´unico t´ermino que al integrarlo depende deA0 es el segundo de izquierda a derecha, por lo tanto, el t´ermino restante del lado izquierdo se anula. A continuaci´on se calcular´an las tensiones de cada una de las branas:
3
3.2.
Propuesta al problema de jerarqu´ıas.
La acci´on (3.0.5), considerando solo la parte que posee el t´ermino de curvatura, es:
1 usar´an las siguientes relaciones:
q
g(5D) =e−4Arqg(4D) (3.2.2)
mientras que la acci´on 4Des: Igualando las ecuaciones (3.2.4) y (3.2.5) se encuentra una relaci´on entre las constantes de acoplamiento:
Esto ocurre en el l´ımite cuando l→ ∞. Observando la ecuaci´on (3.0.9), para este caso, la componente (φ, φ) de la ecuaci´on de Einstein es:
(A0)2 = r 2
L2e
2A(φ), (3.3.1)
ecuaci´on que al resolverla nos entrega la siguiente soluci´on con simetr´ıa Z2 :
e−2A= r 2
L2(|φ| ±C)
2, (3.3.2)
donde C es una constante que definiremos como positiva. Para el caso de r = 1 esta soluci´on es similar a la planteada en la referencia [8], donde se estudian las soluciones de la ecuaci´on de Einstein en ausencia y presencia deL(5GBD) en el vac´ıo, en un espacio (A)dS5 y, conguv(σu) correspondiente a un (A)dS4.
Figura 3.1: Comportamiento num´erico del warp factor en φ= 0 y para t= E, tomando
r= 1 yE = 3.
(a) Comportamiento del warp factor w = (|φ|−E2E)2, con E =
1,5.
(b) Comportamiento del warp factorw= (|φ|−E2E)2, conE= 4.
Figura 3.2:Comportamiento num´erico del warp factor
3.3.1. C´alculo de las tensiones para el caso Λ→0
Tomando el signo − en la ecuaci´on (3.3.3) se llega a que las tensiones poseen los siguientes valores:
T1 = 6
κ25E, (3.3.4)
T2 = 6
κ25(πr−E). (3.3.5)
radio de compactificaci´onr cumple la condici´on r < Eπ y positiva cuandor > Eπ. Ahora tomando el signo + en (3.3.3) se obtiene :
T1 =− 6
κ25E, (3.3.6)
T2 = 6
κ2
5(πr+E)
. (3.3.7)
donde se observa que el valor de la tensi´on T1 posee signo negativo , mientras que la tensi´on T2 posee signo positivo. Caso poco atractivo desde el punto de vista f´ısico, ya que una tensi´on negativa en nuestra brana universo est´a asociada a una densidad de energ´ıa negativa y a una presi´on positiva mediante la relaci´on T = ρ = −p , lo que causar´ıa un efecto atractivo en la brana en lugar de repulsivo.
Es interesante observar que en ambos casos, para valores de r peque˜nos, en el l´ımite
r→0 se recupera el resultado de Randall y Sundrum donde T1 =−T2 .
3.3.2. Propuesta al problema de jerarqu´ıas para Λ→0 .
Evaluando la relaci´on (3.2.6), usando el factore−2Ade la ecuaci´on (3.3.2) , conC= Er, se llega a :
2 3
πr L2κ2
5
π2r2±3πrE+ 3E2
= 1
κ24, (3.3.8)
donde se observa que la dependencia en r deja de ser d´ebil como en el caso de Randall y Sundrum . Usando el mismo supuesto que en este ´ultimo modelo, donde M5 ≈ M4 = 1019GeV, es decirκ24 ≈10−38GeV−2 y κ25 ≈10−57GeV−3 (aproximaciones hechas usando la ecuaci´on 1.4.1 ), y suponiendo E y L del orden de κ4, obtenemos en ambos casos (±) un radio r ≈10−20GeV−1, lo que en unidades de Planck es similar a decir r ≈10−32cm, resultado que no lleva a conflictos con las observaciones del sistema solar, como en el caso de una dimensi´on extra en el modelo ADD, referencia [6]. Otra ventaja es que el valor de
3.4.
Soluciones con
Λ
<
0
.
La componente (φ, φ) de la ecuaci´on de Einstein (3.0.9), con Λ =−l62, es:
(A0)2 =r2
e2A(φ)
L2 +
1
l2
, (3.4.1)
quedando una soluci´on con simetr´ıa Z2 de la forma:
e−2A(φ)=l
L
2
sinh2(r
l|φ| ±C), (3.4.2)
soluci´on que para r = 1 es la misma que la obtenida en la referencia [8] . Reemplazando (3.4.2) en el elemento de l´ınea (3.0.2) se llega a:
ds2 =l2sinh2(r
l|φ| ±C)
1
t2ηuvdx
udxv+r2dφ2, (3.4.3) dondeC = sinh−1(El) .
Analizando el comportamiento num´erico del warp factor w= sinh2(rl|φ|+C)El22 para
r=l=E= 1, obtenemos el gr´afico de la figura 3.3 .
Figura 3.3: Comportamiento num´erico del warp factor en φ= 0 y para t= E, tomando
r=l=E= 1 .
Mientras que, analizando num´ericamente w = sinh2(rl|φ| − C)El22 para r = l = 1,
(a) Comportamiento del warp
Figura 3.4:Comportamiento num´erico del warp factor.
3.4.1. C´alculo de las tensiones para el caso Λ<0.
Considerando el signo + en la ecuaci´on (3.4.2) se llega a :
T1 =−
donde el valor de T1 ser´a siempre negativo, ya que la funci´on cosh(x) es por definici´on positiva . En cambio, el valor de la tensi´on T2 ser´a positivo para cualquier valor del . Por lo tanto, este resultado es poco atractivo desde el punto de vista f´ısico.
Ahora tomando el signo− en la ecuaci´on (3.4.2), se obtiene:
T1 =
donde la tensi´on T1 posee signo positivo, mientras que la tensi´on T2 puede ser positiva o negativa para distintos valores de l, esto ´ultimo lo podemos observar gr´aficamente en la figura (3.5), donde se muestra el comportamiento num´erico de la funci´on 1l coth(rπl −
Figura 3.5: Comportamiento num´erico de la funci´on 1l coth(rπl −sinh−1(El)) para r = 1 y
E = 100.
3.4.2. Propuesta al problema de jerarqu´ıas para Λ<0 .
Evaluando el factor (3.4.2) en la relaci´on (3.2.6, se obtiene :
l donde al igual que en la ecuaci´on (3.3.8) se observa dependencia en r, L yE, pero en este caso dichas dependencias son distintas. Adem´as esta relaci´on depende del par´ametro l( y consecuentemente de Λ ) . Por ejemplo si tomamos los mismos valores que en la figura 3.5 el lado izquierdo de la ecuaci´on (3.4.8) es positivo. Una desventaja de este resultado, es que resulta dificil ajustar los valores deL,l yE respecto a κ4 e interpretar los valores de
r yκ5, debido al n´umero de t´erminos presentes en la ecuaci´on.
3.5.
Soluciones con
Λ
>
0
La componente (φ, φ) de la ecuaci´on de Einstein (3.0.9), con Λ = l62, es :
e−2A(φ)= (l
L)
2sin2(r
l|φ| ±C), (3.5.2)
soluci´on que para r = 1 es similar a la obtenida en la referencia [8] . Reemplazando la ecuaci´on (3.5.2) en el elemento de l´ınea (3.0.2) queda:
ds2=l2sin2(r
l|φ| ±C)
1
t2ηuvdx
udxv+r2dφ2, (3.5.3) conC= sin−1(El) y |El| ≤1.
Es atractivo estudiar esta soluci´on ya que esta vez el warp factor depende de la funci´on sin(x), la que se comporta num´ericamente distinto a la funci´on sinh(x), esto ya que la primera funci´on es peri´odica, mientras que la segunda es creciente desde 0 hasta∞, lo que implica que la gravedad se deforma de una manera distinta en este caso .
El warp factor El22 sin2(rl|φ|+C) se comporta gr´aficamente de formas distintas
depen-diendo de los valores de r, l yE como podemos ver en las figuras 3.6(a), 3.6(b), 3.7(a) y 3.7(b).
(a) Comportamiento num´erico de la funci´on El22sin
2
(rl|φ| ±C) parar=l=E= 1 .
(b) Comportamiento num´erico de la funci´on El22sin
2
(rl|φ| ±C) parar= 1 yl=E= 10.
Figura 3.6:Comportamiento num´erico del warp factor.
3.5.1. C´alculo de las tensiones para el caso Λ>0.
(a) Comportamiento num´erico
Figura 3.7:Comportamiento num´erico del warp factor.
T1 =−
mientras que, tambi´en tomando + y −, respectivamente, en la ya mencionada ecuaci´on, la tensi´on T2 es:
En ambos casos las dos branas pueden tener tensiones tanto positivas como negativas, dependiendo de los valores de E, r y l. Una ventaja de este resultado es que, ajustando los valores de E y l para queT1 sea positivo, se puede ajustarr para queT2 posea tanto signo positivo como negativo.
3.5.2. Propuesta al problema de jerarqu´ıas para el caso Λ>0 .
Evaluando el factor e−2A de la ecuaci´on (3.5.2) en la expresi´on (3.2.6), se encuentra que la relaci´on entre las constantes de acoplamiento ( considerando que r sea m´ultiplo de
r k2
5 l
L
2
π = 1
k2 4
. (3.5.8)
Cap´ıtulo 4
Modelo de dos branas de Sitter
con tensi´
on variable en el tiempo
Una de las caracter´ısticas del modelo de Randall y Sundrum es que tiene una geometr´ıa que impone a ambas branas poseer tensiones de igual magnitud pero de signo contrario, valores que son constantes en el tiempo.
En la referencia [17] se cuestiona el hecho de que la tensi´on de nuestra brana universo
Tb ha tenido siempre el mismo valor, proponiendo que dicho valor var´ıa respecto a su temperatura, conforme a la Ley de Eotvos, la cual dice que la tensi´on de una superficie aumenta cuando la temperatura de ella disminuye. Se asume que los valores iniciales de la temperatura y el factor de escala fueron Tc yamin, respectivamente, y, a medida que el tiempo avanza, el universo se enfr´ıa, aumentando el valor de la tensi´on Tb conjuntamente con el factor de escala a, y por tanto, hay una expansi´on asociada . El valor de la tensi´on est´a dado por :
Tb =KTc
1− amin
a
, (4.0.1)
donde el factor de escala aes inversamente proporcional a la temperaturaT y donde K es una constante. Haciendo el reemplazo a= TcaminT en la ecuaci´on anterior se llega a :
donde se observa que la tensi´on tiene un valor inicial igual a 0 y alcanza un valor asint´otico de KTc en el caso de enfriarse la brana hasta una temperatura T → 0. A las branas que poseen una tensi´on como la de la ecuaci´on (4.0.1), en la referencia [17] se les denomina Branas de Eotvos .
En la referencia [20] se plantea una generalizaci´on de las Branas de Eotvos, en la que la variable independiente deja de ser la temperatura y pasa a ser el tiempo, quedando la tensi´on de la siguiente manera:
Tb =±λt±β, (4.0.3)
donde λ es una constante positiva, β es una constante que indica el valor inicial de la tensi´on de la brana ytes el tiempo. En la ecuaci´on (4.0.3), tomando la tensi´on de nuestro universo comoTb =λt+β, conβpositivo, se observa que a medida que el tiempo avanza la tensi´on aumenta, asociando esto ´ultimo a un enfriamiento y a un aumento del par´ametro de escala y, consecuentemente, a una expansi´on. Por lo tanto, esta generalizaci´on es atractiva para estudiar algunos aspectos de la evoluci´on cosmol´ogica del universo.
Por contraparte, cuando la tensi´on de la brana es de la formaTb =−λt±β, implica que la tensi´on disminuye con el tiempo, lo que se asocia a un aumento de la temperatura en la brana y a una disminuci´on del par´ametro de escala y, en consecuencia a una contracci´on.
En este modelo se supone el mismo embedding y la misma configuraci´on del espacio tiempo que en el modelo de Randall y Sundrum, referencia [7], la diferencia radica en que para el c´alculo de las tensiones se usa el m´etodo llamado Reglas de Suma en Mundos Brana, referencias [18] y [19], en vez de integrar en la vecindad de la brana.
4.1.
Modificaci´
on del tensor de energ´ıa momentum usando
reglas de suma en mundos brana
Este m´etodo fue descrito en las referencias [18] y [19] y consiste en un set de condiciones derivadas desde la ecuaci´on de Einstein para escenarios de mundos brana con espacio interno peri´odico. En particular, se obtiene una expresi´on que al intregrarla en la dimensi´on extra se anula, lo que nos permite encontrar interesantes relaciones entre las tensiones de las branas, la constante cosmol´ogica y el escalar de Ricci 4D. Un interesante modelo aplicable con este m´etodo es el de Randall y Sundrum. Considerar el elemento de l´ınea:
ds2 =W2(φ)guv(σu)dxudxv+r2dφ2, (4.1.1) donde (u, v) toman valores 0,1,2,3 mientrasφtoma el n´umero 5. Usaremos las siguientes relaciones entre geometr´ıas 4D y 5D:
R(5uvD)=R(4uvD)− 3
r2guv(σ
u)(W0)2− 1
r2guv(σ
u)W W00, (4.1.2)
R(555D)=−4W
00
W . (4.1.3)
donde 0 indica derivaci´on respecto a φ. Multiplicando la ecuaci´on (4.1.2) por g(5uvD) =
W−2guv(σu) y (4.1.3) por g55= r12 se llega a:
Ruu(5D)−R(4D)W−2 =−12
r2(W
0)2W−2− 4
r2W
00W−1, (4.1.4)
R5(55 D)=−4
r2W
00W−1. (4.1.5)
Ahora al multiplicar la ecuac´ıon (4.1.4) por (1−n)Wny (4.1.5) por (n−4)Wnse llega a:
h
Ruu(5D)−R(4D)W−2
i
(1−n)Wn=−12(W
0)2
r2W2 (1−n)W
n−4 W00
r2W(1−n)W
R5(55 D)(n−4)Wn=−4 W
00
r2W(n−4)W
n, (4.1.7)
y sumando ambas ecuaciones obtenemos lo siguiente:
h ecuaci´on que al re-ordenarla queda:
Ruu(5D)−R(4D)W−2
por lo que la ecuaci´on (4.1.9) puede expresarse como:
(Wn)00
ecuaci´on de Einstein como RAB
κ =TAB− gAB
R5(55 D)
de lo que surgen las siguientes expresiones:
(1−n)Wn
al sumar las ecuaciones (4.1.16) y (4.1.17) se obtiene :
(1−n)Wn donde el t´ermino (A0e−nA)0 es una derivada total, el cual al integrarla en el espacio interno
compacto sin borde (como en el caso de una m´etrica peri´odica como en la referencia [7]) se anula. Al integrar la ecuaci´on (4.1.19) :
Z π El tensor de energ´ıa momentum es :
TAB =− tensi´on de la brana. En la referencia [20] se plantea la idea de que la tensi´on de ambas branas var´ıa en funci´on del tiempo, haciendo el reemplazo de T por T +kdTdt, donde k
TAB =− donde T1 y T2 representan la tensiones de nuestra brana universo y de la brana ubicada en φ=π, respectivamente. A partir de esta ´ultima ecuaci´on se obtiene:
Tuu =−4 Λ
y reemplazando las ecuaciones (4.1.23) y (4.1.24) en (4.1.20) queda:
4.2.
Modelo de dos branas de Eotvos.
En este caso, haciendok1 =k2, las tensiones de las branasT1yT2 son, respectivamente:
T1 =λt, (4.2.1)
y
T2 =−λt−U, (4.2.2)
donde :
U = 3
8L2πG 5
Z π
−π
dφe2A (4.2.3)
y donde T1 y T2 satisfacen la condici´on (4.1.26). Estamos en un escenario donde nuestra brana universo aumenta su tensi´on con el tiempo y, conforme a la Ley de Eotvos, se est´a enfriando y expandiendo, mientras que la brana restante disminuye su tensi´on y, por tanto, est´a contray´endose y elevando su temperatura.
Si U es negativa, existe la posibilidad de que la tensi´on T2 tenga un valor positivo en
t = 0 y, por tanto, la brana ubicada en φ = π tendr´ıa una temperatura inicial menor a la temperatura cr´ıtica Tc, y un par´ametro de escala inicial mayor a amin . Esta situaci´on implicar´ıa un cambio de signo de la tensi´on cuando la brana eleva su temperatura a Tcen un tiempo igual a−Uλ .
Una diferencia con la referencia [20], radica en que en ella T2 es siempre negativa en el caso donde ambas branas son de Eotvos .
4.2.1. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π en el l´ımite Λ→0.
Tomando el factor obtenido en la ecuaci´on (3.3.2), el valor deT2 es:
T2=−λt−
3 4EG5(E±πr)
, (4.2.4)
donde se observa que, tomando el signo + en la ecuaci´on anterior, la tensi´onT2 es negativa en t = 0, mientras que, tomando signo − esta ´ultima puede ser positiva en t = 0 para
4.2.2. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π cuando Λ<0.
Usando el factor (3.4.2), el valor de T2 es:
T2 =−λt− 3 4lrπG5
h
coth(C)−coth(C±πr
l )
i
, (4.2.5)
-Tomando C yl arbitrariamente positivos, se observa lo siguiente:
Tomando signo + en la ecuaci´on (4.2.5),T2 es negativa en todo instante. Usando el signo −y, para C > πrl ,T2 es positiva ent= 0.
Usando signo −, y para 0< C < πrl ,T2 es negativa en todo instante.
4.2.3. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π cuando Λ>0.
Usando el warp factor de la ecuaci´on (3.5.2 se obtiene:
T2 =−λt− 3 4lrπG5
[cot(C)−cot(C±πr
l )]. (4.2.6)
Debido a la periodicidad de la funci´on cotangente, el segundo factor de la ecuaci´on anterior, en ambos casos (±) puede tomar valores positivos y negativos, permitiendo escenarios en queT2 ent= 0 pueda ser tanto positivo como negativo. Un interesante caso ocurre cuando
r es m´ultiplo del, dondeU se anula, tomando la tensi´onT2 un valor de −λt, permitiendo que en todo instante ambas branas posean tensiones de igual magnitud pero distinto signo, al igual que en el modelo de Randall y Sundrum.
4.3.
Modelo donde la brana ubicada en
φ
= 0
es una brana
de Eotvos
Se escoger´a que la tensi´on de la brana ubicada en φ= 0 es:
T1 =λt. (4.3.1)
T2 =Ke−t/k1 −λt−U, (4.3.2) donde
U = 3
8L2πG 5
Z π
−π
dφe2A. (4.3.3)
En la ecuaci´on (4.3.2) se observa que ent= 0 el valor inicial est´a dado porT2(t= 0) =
K−U, por lo que el signo del valor inicial depender´a de si el valor de la integral (4.3.3) es mayor o menor que K. Tambien se observa que T2 posee un tiempo cr´ıtico, el cual se obtiene calculandot en la ecuaci´on dT2
dt = 0 :
tcri=k1ln
− K
k1λ
, (4.3.4)
claramente, el argumento del logaritmo debe ser mayor a 0, por lo queK yk1 deben tener signos opuestos (ya que λes positivo). Al evaluar la ecuaci´on (4.3.4) en ddt2T2 queda:
d2T
dt2 (tcri) =−
λ k1
, (4.3.5)
donde, ya queλes positivo, podemos decir lo siguiente:
Sik1 es negativo y K positivo, la ecuaci´on (4.3.4) es un m´ınimo . Sik1 es positivo y K negativo, la ecuaci´on (4.3.4) es un m´aximo.
A continuaci´on se analizar´an gr´aficamente los dos ´ultimos casos mencionados, eligiendo arbitrariamente valores paraK,k1 yλ, tales que|K|>|k1λ|, lo que implica que el tiempo cr´ıtico sea mayor a 0.
En ambas figuras observamos que en el tiempo cr´ıtico hay una especie de rebote, lo que implicar´ıa un cambio en el comportamiento de la brana. Este fen´omeno puede resultar interesante por la aparici´on de teor´ıas como elBig Bounce estos ´ultimos a˜nos . Este rebote puede ser eliminado imponiendo la restricci´on de que |K|= |k1λ|, y as´ı el tiempo cr´ıtico ser´ıa 0.
El valor de la integral U puede ascender o descender la curva con R(4D) = 0 (la que corresponde a U = 0), provocando que tensi´on de la brana pueda cambiar de signo una o dos veces, o mantenga siempre un mismo signo.
(a) Comportamiento temporal de la tensi´onT2= 8et/2−10t−U
con U = 0 (rojo), U = −2 (azul),U = 6 (amarillo) yU= 9 verde .
(b) Comportamiento temporal de la tensi´onT2=−10e−2t−2t−
U con U = 0 (rojo), U = −6 (amarillo),U=−11 (azul) y con
U= 2 (verde) .
Figura 4.1:Comportamiento temporal de la tensi´onT2.
4.3.1. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π en el l´ımite Λ→0.
Usando el resultado obtenido en la ecuaci´on (4.2.4), el valor de la tensi´on T2 es:
T2=Ke−t/k1−λt−
3 4EG5(E±πr)
, (4.3.6)
de lo que podemos sacar las siguientes conclusiones:
Tomando signo −, el valor de U provoca un ascenso de la curva con U = 0, cuando
πr > E, el cual es mayor conforme πr es cercano E. Mientras que, para πr < E, la curva conU = 0 desciende en mayor cantidad mientras πr es cercano aE.
4.3.2. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π cuando Λ<0.
Con el valor para U presente en la ecuaci´on (4.2.5), la tensi´on T2 toma la siguiente forma:
T2 =Ke−t/k1 −λt− 3 4lrπG5
h
coth(C)−coth(C±πr
l )
i
. (4.3.7)
Tomando el signo +, conl arbitrariamente positivo y, por tantoC tambi´en mayor a 0, el valor deU provoca un descenso de la curva, cumpliendo con las siguientes caracter´ısticas :
La magnitud del descenso es mayor a medida que r es cercano a 0, como podemos ver en la figura 4.2(a) .
Tambi´en el descenso se hace m´as grande paral peque˜no (y en consecuencia la cons-tante cosmol´ogica Λ =−l62 se acerca a −∞ ) como podemos ver en la figura 4.2(b).
(a) Comportamiento num´erico de la funci´on
1
r(coth(1)−coth(1 +r)) .
(b) Comportamiento num´erico de la funci´on1
l(coth(1)−coth(1+
1
l)) .
Figura 4.2: Comportamiento num´erico de las funciones 1r[coth(1)−coth(1 +r)] y 1l[coth(1)−
Ahora considerando signo −, podemos observar, que el valor deU, puede provocar los siguientes efectos :
Cuando r < Clπ, hay un ascenso de la curva con U = 0, el cual es mayor mientras
r se acerca a Clπ . Si r > Clπ, hay un descenso, el cual se hace mayor en magnitud a medida que r es tambi´en cercano a Clπ . Lo descrito en este item, lo podemos ver ilustrativamente en la figura 4.3(a), donde, cuando el valor de la ordenada es positivo hay un descenso de la curva, mientras que si es negativo hay un ascenso de esta ´
ultima .
El valor de la constante cosmol´ogica tambi´en influye en el ascenso o descenso de la curva con U = 0. Hay un descenso para l < πrC, el cual es mayor en magnitud mientraslsea mas cercano a 0 o a πrC y, hay un ascenso paral > πrC, el cual es mayor mientras lsea m´as cercano a πrC. Esto puede observarse ilustrativamente en la figura 4.3(b).
(a) Comportamiento num´erico de la funci´on
1
r(coth(2)−coth(2−r)) .
(b) Comportamiento num´erico de la funci´on1
l(coth(2)−coth(2−
1
l)) .
Figura 4.3: Comportamiento num´erico de las funciones 1r(coth(2)−coth(2−r)) y 1l(coth(2)−
coth(2−1
l)).
4.3.3. Tensi´on de la brana ubicada en φ=π cuando Λ>0.
T2 =Ke−t/k1 −λt− 3 4lrπG5
h
cot(C)−cot(C±πr
l )
i
, (4.3.8)
donde, debido a la periodicidad de la funci´on cotangente, el tercer factor de la ´ultima ecuaci´on puede ser tanto positivo como negativo, por lo que los ascensos o descensos de la curva son sensibles a los valores de E, l y r. Una ventaja de este resultado es que no se requieren grandes cambios en las magnitudes de las constantes para cambiar de un escenario a otro.
4.4.
Res´
umen
En la secci´on 4.2 se describi´o un modelo en que la tensi´on de nuestro universo aumenta con el tiempo, estando asociado a esto una expansi´on y un enfriamiento, mientras que, la tensi´on de la brana restante disminuye, lo que implica que ella est´a contray´endose y aumentando su temperatura.
Tomando el signo + en los valores obtenidos para T2, en los casos Λ → 0 y Λ < 0, ecuaciones (4.2.4) y (4.2.5), respectivamente, la tensi´on en todo momento es negativa , y as´ı siempre la temperatura de la brana ubicada en φ=π esT > Tc. Tomando signo−en dichas ecuaciones, el valor de U puede ser negativo en los casos indicados en la siguiente tabla :
Valor de Λ Condici´on Mayor magnitud de U Menor magnitud deU
Λ→0 r > Eπ r ≈ Eπ r >> Eπ
Λ<0 r < πl sin−1(El) r ≈ πl sin−1(El) r << πl sin−1(El)
y, podemos decir que en un tiempo tc = −Uλ, la tensi´on T2 cambia de signo positivo a negativo, lo que implica que T2(t= 0) es positivo y, hasta antes del tiempo tc, la tempe-ratura de dicha brana esT < Tc. Usando los datos de la tabla anterior, podemos apuntar las siguientes ideas :
