Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Долгов А.Д. -> "Космология ранней Вселенной" -> 60

Космология ранней Вселенной - Долгов А.Д.

Долгов А.Д. Космология ранней Вселенной — Москва, 1988. — 199 c.
ISBN 5-211-00108-7
Скачать (прямая ссылка): kosmologiyaranneyvselennoy1988.djvu
Предыдущая << 1 .. 54 55 56 57 58 59 < 60 > 61 62 63 64 65 66 .. 85 >> Следующая

объединения (векторные и скалярные). Плотность рожденных частиц далека от
равновесной и поэтому термодинамического подавления барионной асимметрии
не возникает (Долгов, Линде, 1981).
§ 6. БАРИОННАЯ АСИММЕТРИЯ И ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ
В заключение рассмотрим еще одну возможность генерации барионной
асимметрии, которая работает и в том случае, когда сохраняется барионный
заряд (Хокинг, 1974; Зельдович, 1976; Долгов, 1980). Этот механизм связан
с известным явлением квантового испарения черных дыр. Если пренебречь
взаимодействием испаряемых частиц, го количество частиц и античастиц,
рождаемых черной дырой, должно быть одинаково, но при учете
взаимодействия и нарушения зарядовой инвариантности это не так.
Рассмотрим простой пример. Пусть черная дыра испаряет тяжелые
нестабильные частицы А и пусть относительные
6 Зак. 160
138
8. БАРИОСИНТЕЗ ВО ВСЕЛЕННОЙ
вероятности сохраняющих В распадов А-^Н+Ь и A-^H+L различны из-за
наличия,_как отмечалось, выше, других возможных каналов. Здесь Н(Н) -
тяжелый барион, a L{L) - легкий барион (или соответственно антибарион).
Вероятность об' ратного захвата черной дырой тяжелого бариона Я больше,
чем легкого L, поэтому в результате такого процесса во внешнем
пространстве мог бы накапливаться барионный заряд, а а-нти-барионы были
бы законсервированы ,в (исчезающей) черной дыре. Иными словами,
гравитация приводила бы к эффективному несохранению барионов при
сохранении барионного заряда на микроскопическом уровне. В принципе при
специальном' подборе параметров таким образом можно получить необходимое
значение Яв/Ят= 10"9-10~10, однако модели с несохране-нием барионного
заряда, несомненно, эстетически более привлекательны, и лишь отсутствие
распада протона мешаем нам безоговорочно поверить в них.
Отметим сходство обсуждаемого здесь механизма бариосин-теза с тем, что
рассматривался в конце предыдущего параграфа. Оба варианта связаны с
классическими топологически нетривиальными решениями: инстантонами и
монополями в первом случае н черными дырами во втором. И том и в другом
случае барионный заряд сохраняется в рамках теории возмущений и все
несохранение было связано с чисто непертурба-тивными эффектами (очевидно,
выражение типа ехр(-1/а) нельзя получить ни в каком порядке разложения по
а, и даже-суммируя весь ряд теории возмущений).
Завершая эту главу, вспомним, как за последние 20 лет изменилась наша
точка зрения на стабильность протона. Если раньше говорили: "наше
существование убеждает нас в том,, что протон стабилен", то теперь -
прямо противоположное: "наше существование убеждает нас в том, что протон
нестабилен", имея в виду в последнем случае, что при сохранении
барионного заряда пригодная для жизни Вселенная могла и не возникнуть.
Добавим, впрочем, что вероятность несохранения В, значительная пр
ивысоких энергия, должна быть, как видно-из опыта, достаточно мала при
"комнатной" температуре и низкой энергии.
I. РОЖДЕНИЕ ИЗ "НИЧЕГО" И ЗАКОН СОХРАНЕНИЯ ЭНЕРГИИ
139
Глава 9.
КВАНТОВОЕ РОЖДЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ
§ 1. РОЖДЕНИЕ ИЗ "НИЧЕГО" И ЗАКОН СОХРАНЕНИЯ
ЭНЕРГИИ
Рассматривая очень ранние эпохи эволюции Вселенной, вплоть до t=tpi =
10~43 с, мы вправе задать вопрос о том, что было до этого и как родилась
нагла Вселенная в целом. Классическая космология при /->0 приводила к
сингулярностям, т. е. к бесконечным значениям плотности энергии, давления
и нулевым значениям масштабного фактора и сопутствующего объема. Не имея
количественной теории для описания процессов в сингулярности, космологи
тем не менее понимали ограниченность классической космологии. Для
описания Вселенной при ,t<tpi употреблялся термин "сингулярность"
зачастую без точной конкретизации его смысла. Иногда добавляли, что при
t<tp\ классическая теория гравитации (ОТО) неприменима и возникающие
проблемы надо решать в рамках квантовой теории гравитации.
Раньше наибольшей популярностью пользовалась точка зре-.ния, согласно
которой наш цикл расширения явился продолжением предыдущего цикла сжатия.
Существовала модель пульсирующей Вселенной. Однако эта картина не
избавляла от вопроса о происхождении Вселенной, она просто отодвигала его
на несколько циклов раньше. Дело в том, что во время каждого цикла должна
возрастать энтропия Вселенной и в результате увеличиваться ее радиус в
точке максимального расширения. Поэтому, очевидно, бесконечного числа
циклов быть не могло, если только не предполагать, что на стадии сжатия
энтропия убывает или же, что при плотности порядка планков-ской
происходит коренная ломка фундаментальных физических законов (М. А.
Марков). С гипотезой об убывании энтропии недавно выступил С. Хокинг.
Этот фантастический результат естественно возникает в развиваемой им
модели, в которой время определено на компактном многообразии (т. е. не
на бесконечной прямой, а на окружности), однако эта идея была подвергнута
убедительной критике.
Теперь, в связи с развитием квантовой теории гравитационного поля,
Предыдущая << 1 .. 54 55 56 57 58 59 < 60 > 61 62 63 64 65 66 .. 85 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed