Космология ранней Вселенной - Долгов А.Д.
ISBN 5-211-00108-7
Скачать (прямая ссылка):
|2. Из-за того, что тх>тр, мы должны учитывать второй порядок теории
возмущений, и вероятность распада протона в единицу времени по порядку
величины описывается выражением
Т~е4(тр/тх)4тр,
а время жизни х^Г~1^е-4(тх/тр)4тр~17^\0~20(тх1тр)4с. Так как кварки в
свободном состоянии не существуют, то о"ни должны связаться в бесцветные
адроны, такие, как я-, rj- или /(-мезоны, что отвечает третьей части
диаграммы (рис. 39). Вероятность распада протона в тот или иной канал
определяется вероятностью перехода Х-бозона в кварк-лелтонную пару и
вероятностью образования того или иного адрона из пары кварк-антиюварк.
Неопределенность нашей размерной оценки величины Г связана со структурой
волновой функции кварков в протоне и парциальными вероятностями различных
каналов распада. Учет этих факторов тем не менее может изменить нашу
оценку не более чем на порядок.
Вероятность процессов с несохранением барионного заряда должна расти с
ростом энергии сталкивающихся частиц. Разумеется, время жизни'(период
полураспада) отдельного протона не зависит от его энергии с точностью до
известного релятивистского увеличения времени. Однако, например, при
столкновении двух протонов возможна реакция
p + p~^n°+e++pt
описываемая диаграммой рис. 40. Сечение рассеяния, а слеДО-' вательно,
вероятность реакций с нарушением барионного заря-
5 Зак, 160
130
8. БАРИОСИНТЕЗ ВО ВСЕЛЕННОЙ
да растет пропорционально квадрату энергии (в системе центра)
сталкивающихся протонов. Относительная вероятность таких процессов
порядка 1 при энергиях Е-тх-1014-1015 ГэВ. Для численных оценок времени
жизни протона подставим
Рис. 39. Переход виртуального Рис. 40. Реакция р+р->-я0+
Х-бозона в е*и и слияние ии в + е++Р> идущая с иесохране-
яо нием барионного заряда
nix = 3• 1014 ГэВ и получим тр~3-1029 лет. Более точный расчет приводит к
несколько более высокому результату, который, однако, все равно ниже
достигнутого сейчас экспериментального предела. Это показывает, что
простейший вариант теории несправедлив, но, разумеется, не уничтожает
саму идею, так как можно, несколько усложнив схему, получить и более
высокое значение тр.
В настоящее время несколько групп экспериментаторов говорят о регистрации
событий, которые можно интерпретировать как распад протона, однако
решающей уверенности в этом пока нет, так как эти события могут быть
вызваны фоном космического излучения, и сейчас самым веским аргументом в
пользу нестабильности протона считается барионная асимметрия Вселенной.
Развитие экспериментальной техники дает надежду продвинуться до тр~ 1034
лет, и если даже при этой чувствительности распад протона не будет
обнаружен, космология останется нашим единственным орудием для
исследования теорий большого объединения.
§ 2. НЕСТАЦИОНАРНОСТЬ ВСЕЛЕННОЙ И ЗАРЯДОВАЯ АСИММЕТРИЯ
Помимо несохранения барионов для возникновения барионной асимметрии
Вселенной требуется еще нестационарность Вселенной и различие в свойствах
частиц и античастиц. В от-
2. НЕСТАЦИОНАРНОСТЬ И ЗАРЯДОВАЯ АСИММЕТРИЯ 131
личие от гипотезы о несохранении В оба эти явления надежно установлены.
Идея о возникновении барионного избытка за счет такого механизма была
высказана более 15 лет тому назад А. Д. Сахаровым, а конкретные схемы ее
воплощения широко обсуждаются в течение последних лет.
Очевидно, если барионный заряд не сохраняется, но взаимодействия частиц и
античастиц абсолютно одинаковы, т. е., как говорят, имеет место
зарядовая, или С-инвариантность, то никакого избытка барионов над
антибарионами возникнуть не может. Более того, если плазма находится в
термодинамически равновесном состоянии, то количество частиц и античастиц
в ней должно быть одинаково независимо от С-инвариантности. Это
утверждение является следствием СРГ-теоремы, которая утверждает, что
теория не меняется при совместном пространственном отражении, обращении
времени и переходе от частиц к античастицам.
СРГ-инвариантность является следствием общих свойств теории, таких, как
лоренц-инвариантность и аналитичность. В силу СРГ-теоремы должны быть
равны массы, времена жизни и статистические веса частицы и античастицы.
Это и приводит к равному содержанию частиц и античастиц в
термодинамически равновесной плазме, так как равновесная функция
распределения определяется только массой и статистическим весом частицы.
Нужно, впрочем, сделать одну оговорку: если
частицы обладают каким-то сохраняющимся зарядом (например, электрическим)
и средняя плотность этого заряда отлична от нуля, то в любом состоянии
будет некоторый избыток (или недостаток) частиц над античастицами,
отвечающий этому заряду *.
Барионный заряд, мы полагаем, не сохраняется, поэтому при произвольном
начальном его значении первичная плазма должна прийти в состояние с В =
0, если в ней устанавливается термодинамическое равновесие. Однако
Вселенная нестационарна: она расширяется, поэтому в ней возможно
некоторое отклонение от равновесия, определяемое соотношением между
