Космология ранней Вселенной - Долгов А.Д.
ISBN 5-211-00108-7
Скачать (прямая ссылка):
Рассуждения выглядят следующим образом. Как мы уже упоминали, содержание
Не4 определяется количеством нейтронов в первичной плазме, т. е.
отношением Nn/Np (1.9). Температура закалки ^зависит от соотношения между
скоростью реакций (1.8) oNv и темпом расширения Вселенной Н(t) -1/21.
Величина oNy пропорциональна пятой степени температуры, так как NV~T3, а
сечение процессов (1.8) при малых энергиях пропорционально квадрату
энергии, что при статистическом усреднении дает Т2.
Согласно соотношениям (1.4) и (1.5) скорость падения температуры со
временем зависит от числа типов частиц в первичной плазме Q следующим
образом:
Каждый тип нейтрино вносит в Q вклад, равный 7/8. Отсюда видно, что чем
больше количество типов нейтрино ky, тем выше темп остывания и тем выше
Tf. Поэтому с ростом kv закаленное значение (nip) -отношения становится
больше и больше образуется первичного Не4. В процессе эволюции Вселенной
Не4 не разрушается, а может только создаваться, поэтому на основании
данных по сегодняшнему обилию Не4 можно получить ограничение сверху на
количество первичного Не4 и, следовательно, ограничение на kv. К
сожалению, содержание Не4 во Вселенной известно не очень хорошо. Имеются
области, где оно достигает 30% по массе, а кое-где лишь 22-23%. В первом
случае, помимо Не4, наблюдается обогащение межзвездного газа тяжелыми
элементами, поэтому полагают, что столь большая концентрация Не4 связана
с дополнительным поздним рождением в звездах и последующим выбросом. С
другой стороны, оценки количества невидимого Не4 не очень надежны,
поэтому (22-23%) едва ли является строгим верхним пределом. Сейчас в
мировой литературе полагают, что достаточно
?Ъ^0,1.
(1.10)
221
1. СТАНДАРТНАЯ КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ
надежная верхняя граница весового содержания первичного Не4 составляет R
(Не4) <25%.
Величина расчетной концентрации Не4 зависит, хотя и не очень сильно (см.
рис. 1), от общей концентрации нуклонов (протонов и нейтронов), или,
точнее, от отношения Nbl^\, так как образование Не4 идет в двухчастичных
столкновениях нуклонов или ядер. Эта величина известна из наблюдений
довольно плохо. Однако на нее можно получить ограничения как сверху, так
и снизу, если вспомнить, что концентрация первичного дейтерия сильно
зависит от плотности барионов.
На этом основании можно сделать вывод, что ?v<4. Более осторожные авторы
считают, что данные о содержании легких элементов имеют большие
неопределенности и что, кроме того, соотношение между обилиями,
наблюдаемыми сегодня и в период нуклеосинтеза, также содержит заметную
неопределенность. На этом основании они увеличивают верхний предел: &v<6.
Таким же образом можно получить ограничение на другие возможные типы
частиц, если в период нуклеосинтеза (^=1- 100 с, 7=1 МэВ - 100 кэВ) они
присутствуют в плазме. В ча-
Рождение классического прос транс гва- Времени
^ *
" Qj Qj Сд СЭ ссэ "СЭ I СЭ к. сса
5: С а и " з: сз
Рождение материи полем интрлантона
Электраслабый разовый переход. Появление массы у W- а 7-бозонов
Инфляционный период
Возникновение
барионной
асимметрии
I
-35
Конраймент Первичный кварков нуклеосинтез-
-10
§ Т=Н/2зс
18 17
Раст
температуры
Свободные W- и 7-бозоны
к-глюонная
плазма
0
1од(мэв'
Рис. 2. Основные этапы эволюции ранней Вселенной
стности, на этом основании можно исключить существование зеркального, или
теневого, мира, полностью симметричного нашему, но связанного с нашим
только гравитационно. Существование такого мира до инфляционной стадии,
впрочем, иск-
1. ЗАКОН РАСШИРЕНИЯ И УРАВНЕНИЕ СОСТОЯНИЯ
23
лючить такими соображениями нельзя, так как возможна ситуация, когда
концентрация зеркальных, или теневых, частиц сильно разбавлена по
сравнению с нашими вследствие инфляции и их роль в нуклеосинтезе
ничтожна. Существование на ранних этапах теневого мира предсказывает
активно развиваемая в последнее время теория суперструн.
Другим примером использования первичного нуклеосинтеза в физике частиц
является ограничение сверху на плотность долгоживущих частиц,
распадающихся на пару рр, в период нуклеосинтеза и позже, так как
возникающие при этом антипротоны, взаимодействуя с Не4, будут давать
аномально высокое содержание дейтерия. Именно так были получены наиболее
сильные ограничения на новые частицы, предсказываемые суперсимметрией.
Материал этой главы иллюстрируется рис. 2.
Глава 2.
ТРУДНОСТИ КЛАССИЧЕСКОЙ космологии
Космологическая модель, описанная в предыдущей главе, выдержала проверку
на согласие с наблюдениями, она подтверждена реликтовым электромагнитным
фоном, наблюдениями за обилиями легких элементов и наконец теорией - ОТО.
В этой главе мы укажем на некоторые ее концептуальные трудности и на пути
их разрешения. Подчеркнем, что модификация модели, необходимая для
устранения этих трудностей, не должна менять уже апробированную
стандартную космологическую модель, которая в этом смысле уже никогда не
исчезнет.
§ 1. ЗАКОН РАСШИРЕНИЯ И УРАВНЕНИЕ СОСТОЯНИЯ
