Запрос:

Установить плагин

Рекомендую
0 0

Ранняя фаза существования Вселенной.


Наиболее ранним периодом в эволюции Вселенной, о котором есть какие-либо прямые наблюдательные свидетельства является эпоха первичного нуклеосинтеза. Наблюдаемое обилие первичного гелия и дейтерия служит основанием для суждений о физических условиях при температуре порядка 109 К, плотностях порядка 102 г/см3 и временем от «большого взрыва» порядка 100 секунд. Более высокие температуры и плотности относятся к периоду, который называется «очень ранняя Вселенная».
При температурах порядка 1010 К реликтовые электронные нейтрино перестают взаимодействовать с другими частицами. Когда удастся решить проблему их регистрации станет возможным узнать намного больше об этом периоде существования вселенной. Современная теория элементарных частиц предсказывает, что при температурах Т ~ 1013 - 1014 К (адронная эра) вещество содержало большое число свободных кварков - частиц, из которых состоят все адроны - сильно взаимодействующие частицы. Эта эра описывается теорией сильных взаимодействий.
Для понимания свойств вещества в ещё более раннюю эпоху, когда температура была порядка 1014 - 1016 К привлекается теория электрослабых взаимодействий, рассматривающая с единых позиций электромагнитное и слабое взаимодействие, как взаимодействие с участием различных промежуточных бозонов. Иногда этот период называется эрой промежуточных бозонов. Это связано с тем, что при таких температурах достигаются условия для появления большого числа частиц (промежуточных бозонов), реализующих единое электрослабое взаимодействие.
Вероятно, при ещё более высоких температурах надо искать разгадку того, что Вселенная зарядово-несимметрична (содержит избыток барионов над антибарионами). Попытки объяснения барионной асимметрии связаны обычно с построением теории, объединяющей электромагнитное, слабое и сильное взаимодействие, включающей в себя возможность несохранения барионного заряда. Согласно этой теории все три взаимодействия становятся сравнимы при энергиях частиц порядка 1016 ГэВ (Т ~ 1029 К). если эта теория верна, то должны существовать чрезвычайно массивные (~ 10-9 г) очень короткоживущие Х-частицы, обусловливающие это единое взаимодействие. С ними связано и несохранение барионного заряда за счёт превращений с их участием кварков в лептоны и обратно. Из несохранения барионного заряда следует возможность чрезвычайно медленного в современных условиях распада протона (по современным данным его время жизни превышает 1030 лет). В процессе расширения Вселенной Х-частицы и соответствующие античастицы распадаются. Однако их распад не симметричен (для других частиц и античастиц это доказано опытным путём). Так как их распад происходит в неравновесных условиях (расширение вселенной), то число появляющихся барионов и антибарионов различно. У первоначально зарядово симметричного вещества возникает ненулевой барионный заряд - избыток барионов (кварков) над антибарионами (антикварками). После того как температура понизится ниже 1012 К и аннигиляции барионов и антибарионов во Вселенной останутся только барионы.
Доказано, что при температурах Т > 1029 К, Вселенная могла находиться в состоянии «инфляционного» расширения, описываемого законом

R(t) = (1/H)e(Ht),

Где R - радиус Вселенной, Н - постоянная Хаббла, t - время с момента начала расширения Вселенной. Наличие инфляционной стадии расширения даёт естественное объяснение факту постоянства температуры реликтового излучения, приходящего с разных направлений, и близости к единице параметра характеризующего современную динамическую эволюцию доступной для наблюдений области Вселенной.
В рассмотренных выше процессах, протекающих в очень ранней Вселенной, гравитационное взаимодействие учитывается только косвенно, посредством коллективного гравитационного поля, создаваемого множеством разнообразных частиц и полей. Коллективное гравитационное поле определяет закон изменения со временем плотности материи и температуры, но его роль на расстояниях сопоставимых с размерами частиц не учитывается до тех пор, пока гравитационное поле не становится предельно сильным - пока размер горизонта (характеризующий кривизну пространства-времени и силу гравитационного поля) велик по сравнению с длинами волн, характеризующими волновые поля и частицы. В случае, когда указанные размеры становятся сравнимыми становится возможным рождение пар частиц (подобно рождению электронно-позитронных пар в интенсивном электромагнитном поле). В коллективном гравитационном поле очень ранней вселенной должны рождаться гравитоны - кванты гравитационного поля, особенно интенсивно в планковскую эру, когда плотность материи и температура достигают планковских значений - ρ ~ 1093 г/см3, Т ~ 1032 К. рождённые в эту эпоху гравитоны должны создавать в современной вселенной нетепловой фон реликтовых гравитонов.
Планковская эра лежит на границе современных физических теорий. Её понимание таит разгадку самой грандиозной космологической проблемы - рождения Вселенной. Согласно одной из современных гипотез Вселенная могла возникнуть в результате спонтанного квантового возмущения вакуума.

Дополнительно можно посмотреть здесь: Астронет. Эволюция Вселенной
Рекомендации Друзья