Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Долгов А.Д. -> "Космология ранней Вселенной" -> 14

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 .. 8 9 10 11 12 13 < 14 > 15 16 17 18 19 20 .. 85 >> Следующая

g^ - метрический тензор. Величину Л называют космологической постоянной.
Можно показать, что такой член как раз отвечает р=-е. Впоследствии
выяснилось, что Вселенная нестационарна, она расширяется и надобность в
космологической постоянной исчезла. Более того, из астрономических
наблюдений мы знаем, что в настоящее время она чрез-
lr(t)/a(t)
Рис. 4. Отношение размера горизон-
та 1Т к масштабному фактору при
различных режимах расширения
6. БАРИОННАЯ АСИММЕТРИЯ ВСЕЛЕННОЙ
31
вычайно мала, | Л | < 10-56 см-2. Сейчас, однако, мы вновь приходим к
необходимости введения космологической постоянной, или, точнее, какого-то
ее аналога, в ранней Вселенной, так,, чтобы получить условие р=-е. Однако
это уже не космологическая постоянная как свойство вакуума, а
метастабильное состояние поля, заполняющего расширяющееся пространство.
Заметим, что физика элементарных частиц предсказывает, что
космологическая постоянная должна быть отлична от нуля, причем ее
величина, говоря грубо, на 100 порядков (!) превосходит существующее
ограничение. Естественный механизм, который мог бы привести к сокращению
космологической постоянной с такой степенью точности, в настоящее время
неизвестен, и его поиски представляют сейчас одну из наиболее
увлекательных задач, как в космологии, так и в физике элементарных
частиц. В виду важности вопроса мы посвятим ему отдельную главу.
§ 6. БАРИОННАЯ АСИММЕТРИЯ ВСЕЛЕННОЙ
В заключение отметим еще одну проблему космологии современной стадии
(кроме горизонта и плоскостности), которая нашла свое решение при
применении идей физики элементарных частиц к ранней Вселенной. Речь идет
о так называемой барионной асимметрии Вселенной, о факте наличия во
Вселенной в подавляющем количестве вещества в форме протонов и нейтронов,
объединенных общим названием барионы, и практически полного отсутствия
антивещества - антибарионов. Заме-^ тим, что антивещество в форме
антинейтрино во Вселенной должно присутствовать, причем количество v
примерно равно количеству v и количеству реликтовых фотонов и очень
велико по сравнению с количеством барионов (1 барион приходится на 10
миллиардов реликтовых фотонов).
Для решения проблемы барионного избытка нет необходимости в модификации
фридмановского закона расширения, необходим лишь сам факт нестационарное(tm)
(расширения) Вселенной, различие во взаимодействиях частиц и античастиц
(установленное экспериментально) и несохранение количества барионов, что
в настоящее время предсказывает теория элементарных частиц. При наличии
этих трех составляющих первичная плазма независимо от начальных условий
при Т>тв- - 1 ГэВ придет в состояние с небольшим избытком барионов над
антибарионами (Nb - N^)/(Nb + N-^)-10"9-10'10 и после аннигиляции почти
всех барионов и антибарионов при Т< <.тв упомянутый избыток приведет к
возникновению Вселенной со 100%-ной доминантностью барионов (А. Д.
Сахаров, 1967). В настоящее время барионная асимметрия Вселенной является
единственным "экспериментальным" доказательством несохранения барионов.
:32
3. ТЕОРИЯ ПОЛЯ. КРАТКОЕ ВВЕДЕНИЕ
Этому вопросу также посвящена отдельная глава. Предва-1
рительно нам, однако, нужно будет сделать краткое введение]
в физику элементарных частиц, а затем перейти к собственно
космологической тематике. <
<
1
Глава 3. <
ТЕОРИЯ ПОЛЯ. КРАТКОЕ ВВЕДЕНИЕ
В этой главе приведены некоторые сведения из теории по-.ля, необходимые
для дальнейшего. Находящийся здесь материал подходит для первоначального
поверхностного ознакомления с предметом, но для более глубокого изучения
следует обратиться к специальным курсам по теории поля, таким, как,
например, книга Ландау и Лифшица (1973) или первая глава книги Боголюбова
и Ширкова (1976). Наше изложение построено не в порядке усложнения от
скалярного поля к векторному и тензорному, а в историческом: от
электродинамики к теории гравитации. К скалярному полю, которое, как
показало недавнее развитие теории, играет важную роль в физике частиц и в
космологии, мы обратимся в гл. 4 и будем возвращаться позднее при
обсуждении механизма инфляции. Такого порядка изложения пока разумно
придерживаться, поскольку электромагнитное и гравитационное поля
наблюдаются в природе, а фундаментальные скалярные поля еще не открыты.
§ 1. ПОЛЯ в СПЕЦИАЛЬНОЙ ТЕОРИИ ОТНОСИТЕЛЬНОСТИ
Исторически первой теорией поля, по-видимому, можно считать ньютоновскую
теорию гравитационного взаимодействия, согласно которой гравитацию можно
полностью описать, задав в 3-мерном пространстве* скалярную функцию
(скалярное поле) ф(г), называемую гравитационным потенциалом. Эта теория
правильно описывает гравитационные силы в природе при малых относительных
скоростях взаимодействующих тел (о<С ¦Cl). Принципиальным недостатком
этой теории является встроенный в нее принцип мгновенной передачи
взаимодействия.
Кроме скалярных, в природе могут существовать и более ¦ сложные поля -
векторные, тензорные и т. п. В случае векторного поля в каждой точке
Предыдущая << 1 .. 8 9 10 11 12 13 < 14 > 15 16 17 18 19 20 .. 85 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed