Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Долгов А.Д. -> "Космология ранней Вселенной" -> 7

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 .. 2 3 4 5 6 < 7 > 8 9 10 11 12 13 .. 85 >> Следующая

низкой температуре их взаимодействием можно пренебречь. При расширении
Вселенной они адиабатически теряют энергию, и в настоящее время
температура пар % v равна примерно 2 К (если mv=0), а концентрация щ /V =
75 см-3.
Роль протонов и нейтронов при Т-\ МэВ невелика, так как их количество
составляет примерно 10-s4-10~10 от количества легких частиц (е±, v, v,
у)- Еще ближе к "началу" при ?<10_2с в первичной плазме находятся я-
мезоны и протон-антипротон-ные па|>ы (а также нейтрон-антинейтронные),
которые при 7'>Ю12;К и соответственно /<10-4 с диссоциируют на свободные
кварки, образуя так называемую кварк-глюонную плазму. Точнее, при
остывании кварки сливаются в мезоны, протоны, антипротоны и т. п.
Подробнее об этих и других упомянутых ниже частицах пойдет речь в
следующих разделах. Мы хотели бы только указать, что по мере приближения
к "началу" с ростом температуры в первичной плазме должны быть все новые
частицы, масса которых удовлетворяет соотношению mc2<kT.
В частности, к моменту f^lO-10 с при Г^Ю15 К во Вселенной в обильном
количестве находились переносчики слабого взаимодействия W±- и Z°-6o30Hbi
(сейчас для них предлагается термин вионы), масса которых примерно в 100
раз больше массы протона.
Существенным обстоятельством является то, что доминирующую роль в
космологической плазме на ранних этапах играют релятивистские частицы, и
в силу этого ее уравнение состояния имеет вид р = е/3. Это так называемая
радиационно-до-минированная плазма (РД-плазма). В стандартной
космологической модели доминантность релятивистских частиц имела место,
как уже упоминалось, при 103^4 лет, когда плотность энергии реликтового
электромагнитного излучения превосходила плотность энергии тяжелых частиц
- нуклонов, и, что более существенно, невидимого вещества. В классической
космологии предполагалось, что уравнение состояния релятивистского
идеального газа справедливо и при ?<Ю~10 с вплоть до t-10~43 с и Т ~ nip\
1019 ГэВ. Справедливость подобной экстраполяции, впрочем, вызывает
законные сомнения, так как надежная, подтвержденная экспериментом
информация о свойствах частиц имеется сейчас лишь до энергии -100 ГэВ.
Теория, правда, говорит нам, что взаимодействия частиц являются
асимптотически свободными, т. е. ослабляются с ростом энергии, и поэтому
приближение идеального газа оказывается справедливым. Впрочем, даже если
взаимодействие не исчезает с ростом энергии, характер расширения в
термодинамически равновесной ситуации не должен качественно измениться.
16
1. СТАНДАРТНАЯ КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ
§ 7. ЗАКАЛКА ЭЛЕМЕНТАРНЫХ ЧАСТИЦ. РЕЛИКТОВЫЕ ЧАСТИЦЫ
Как мы отмечали выше, для первичной плазмы типично термодинамически
равновесное состояние. Это означает, что все частицы с т^Т присутствуют в
плазме в равном количестве на каждую спиновую степень свободы (с
точностью до коэффициента 3/4, отличающего фермионы от бозонов в
плотности числа частиц, и 7/8 - в плотности энергии). Что произойдет с
этими частицами при расширении и падении температуры? С уменьшением
плотности частиц скорость реакций между ними падает и в какой-то момент
равновесие нарушается. Здесь возможны два случая. Первый - когда присущее
частицам взаимодействие является весьма слабым, и они эффективно
перестают взаимодействовать при Т^т. Пример такого рода дают нейтрино,
которые выключаются при Т - 3- 5 МэВ, а их масса не превышает 100 эВ. В
силу этого их концентрация в настоящее время близка к концентрации
реликтовых фотонов: NVj czN- ^ (3/22) Ny. Величина Мт известна из
наблюдений Л/т=550 ( 7т/з К)3 см-3, где 7Т- (2,7-3) К - современное
значение температуры реликтового излучения. В силу этого ожидаемая
концентрация реликтовых нейтрино составляет примерно 75 см-3 для каждого
типа нейтрино.
Поясним происхождение коэффициента 3/22. В термодинамическом равновесии
следовало бы ожидать NJN1= (3/8) (предполагается, что у нейтрино лишь
одно спиновое состояние, см. § 5 гл. 4). Однако уже при Т<3 МэВ
равновесие не успевает поддерживаться, так как вероятность процессов с
участием нейтрино становится слишком малой. При Т<тс~ - 0,5 МэВ е+е_-пары
аннигилируют, увеличивая тем самым Nb a N4 при этом, очевидно, не
меняется. Процесс аннигиляции происходит адиабатически, с сохранением
энтропии. В силу этого, если до аннигиляции число внутренних степеней
свободы в плазме (т. е. коэффициент Q) в выражении (1.5) составлял 2+4-
(7/8) = 11/2, то после аннигиляции он стал равен 2. Соответственно
плотность числа фотонов возрасла в 11/4 раз. Это и приводит к отношению
NJNj=3/22.
Для более сильновзаимодействующих частиц положение иное. Они продолжают
находиться в равновесии с плазмой и при Т<т. Их концентрация следует при
этом равновесному закону N~(mT)3/2exр(-т/Т). Если бы такое положение
продолжалось до наших дней, никаких свидетелей ранней горячей стадии
сейчас фактически бы не осталось. Однако это падение концентрации не
вечно. В какой-то момент концентрация становится настолько низкой, что
Предыдущая << 1 .. 2 3 4 5 6 < 7 > 8 9 10 11 12 13 .. 85 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed