Космология ранней Вселенной - Долгов А.Д.
ISBN 5-211-00108-7
Скачать (прямая ссылка):
монополии должны возникать при охлаждении Вселенной во время
определенного фазового перехода. Концентрация этих монополей во Вселенной
в настоящее время оказывается неприемлемо высокой. Эта трудность может
быть разрешена в рамках инфляционной модели, если период
экспоненциального расширения имел место после возникновения монополей. В
этом случае концентрация монополей окажется экспоненциально подавленной.
Знание количества реликтовых частиц типа а в сегодняшней Вселенной
позволяет получить ограничение на некоторые их свойства, в частности на
массу. Дело в том, что плотность энергии, заключенная в этих частицах, не
может быть слишком велика, так как в противном случае будет слишком мал
возраст Вселенной, связанный с ра соотношением
+ (1-7)
где fi=ptot/pc>ра/рс Таким образом, было получено ограничение на массу
нейтрино (любого типа): /п"<30 эВ (С. С. Герштейн, Я- Б. Зельдович).
Любопытно, что для тяжелого аналога нейтрино (если он существует)
космология дает ограничение на массу снизу: mL>4 ГэВ [3, 49, 54, 64]. Это
связано с тем обстоятельством, что сечение аннигиляции LL растет с ростом
mL, a~mL2 и поэтому их плотность энергии в соответствии с формулой (1.6)
падает.
Такого рода рассуждения сейчас широко используются в литературе, чтобы
извлечь какую-то информацию о свойствах большого числа новых
слабовзаимодействующих частиц, пред* сказываемых современными теориями и
недоступных пока ускорительным экспериментам.
§ 8. НУКЛЕОСИНТЕЗ
Период времени от 1 до 200 с от начала играет существенную роль в истории
Вселенной. В это время образуются первичные легкие ядра: Не4 (25%), Н2
(3-10~5), Не3 (2-10~5), Li7 (10-9), т. е. фактически начинает рождаться
привычное нам вещество. Более тяжелые элементы на этом этапе не успевают
образоваться, они возникают значительно позже в звездах.
Выход различных ядер за счет первичного нуклеосинтеза существенно зависит
от величины (п/р) -отношения в этот период. При "II с и соответственно
Т^1 МэВ относительная концентрация нейтронов и протонов описывалась
равновесной формулой
20
1. СТАНДАРТНАЯ КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ
N"/Np = ехр (-Д т/Т),
(1.8)
где Дт~1,3 МэВ - разность масс нейтрона и протона. Равновесие
поддерживалось реакциями слабого взаимодействия.
При падении температуры до 7^ = 0,7 МэВ эти реакции эффективно
прекращались и происходила закалка (nip) =отно-шения, т. е.
(Nn/Np)f = ex р(-Д m/Tf) =const.
(1.9)
На этом этапе нейтроны и протоны существовали в свободном виде, не
связываясь в ядра. В дальнейшем при 7<100 кэВ ¦большая часть нейтронов
(кроме тех, что успеют распасться) связывалась в дейтерий за счет реакции
р+п-+Н2+у.
В свою очередь дейтерий, эффективно захватывая барионы в первичной
плазме, рождал Не3 и Н3 и наконец с захватом
еще одного протона или нейтрона образовывался Не4, в кото-
ром практически все нераспавшиеся нейтроны заканчивали свой путь.
Отсутствие подходящих ядер с /4 = 5 тормозило дальнейшие реакции, и в
силу малой плотности барионного вещества процессы Не3+Не4->-Ве7, ЗНе4->-
С12 и т. п. почти не шли.
Относительный (по массе) выход Не4 и Н2 в зависимости от плотности
барионов в первичной плазме изображен на рис. 1. Уменьшение выхода
дейтерия с ростом рь объясняется тем, что при увеличении плотности
барионов растет вероятность столкновения дейтерия с ними и соответственно
возрастает вероятность образования более тяжелых ядер. Лишь очень
lg (rn-Jmj) о---------
29 -27
lg р[г/см'3]
Рис. 1. Расчетные весовые концентрации легких элементов, образовавшихся
при первичном нуклеосинтезе в зависимости от барион-фотонного отношения N
bIN-x
малой части дейтерия удается избежать связывания в конечном счете в Не4,
и эта часть тем меньше, чем выше плотность барионов. В силу сказанного
количество дейтерия во Вселенной является чувствительным индикатором
плотности барионной материи. Здесь имеется, однако, некоторая тонкость,
состоящая в том, что за время эволюции Вселенной количество дейтерия
могло измениться. Известно, что первичный дейтерий сгорает в звездах,
образуя Не3. Поэтому для вывода ограничения на рь следует использовать
совместные данные по Н2 и Не3 (три-
8. НУКЛЕОСИНТЕЗ
21
тий радиоактивен и быстро распадается). На их основе можно сделать вывод,
что доля первичных дейтерия и гелия-3 по массе составляет ~10-4. Отсюда
следует, что относительное количество барионов во Вселенной не может быть
слишком велико:
Согласие предсказаний теории первичного нуклеосинтеза с наблюдениями (по
обилиям Н2, Не3, Не4, Li7) является одним из краеугольных камней, на
которых покоится модель горячей Вселенной. Более того, это согласие
позволяет сделать ряд нетривиальных выводов об элементарных частицах. В
частности, можно получить ограничение сверху на число различных типов
нейтрино. Идея этого ограничения принадлежит В. Ф. Шварцману. Сейчас
известны три типа нейтрино: электронное, мюонное и тау. Космология
позволяет заключить, что могут существовать еще два-три типа нейтрино.
