Космология ранней Вселенной - Долгов А.Д.
ISBN 5-211-00108-7
Скачать (прямая ссылка):
порядке теории возмущений, а в простейшей -St/(5)-схеме имеется еще
дополнительное подавление, связанное с высокой симметрией модели. Поэтому
предсказываемая теорией величина NB/Nj оказывается заметно меньше
наблюдаемой. Здесь как и для распада протонов, предсказания простейшей
St/(5)-модели расходятся с опытом. Однако эти расхождения можно
ликвидировать за счет некоторого усложнения модели, грубо говоря, с
помощью введения дополнительных частиц.
* Явление близкого типа непосредственно наблюдалось на опыте. Вероятности
распадов /Сг.0-мезона по каналу и по зарядово-сопря-
женному каналу /Сх.0-*-я'-р,+у оказались различны W(KL0-*n+\i~v)JW(Kl0-*-
¦-¦•n-p+v)' да 0,997.
136
8. БАРИОСИН 'ЕЗ ВО ВСЕЛЕННОЙ
ТОПОЛОГИЧЕСКОЕ НЕСОХР АИЕНИЕ БАРИОНОВ
§ 5. БАРИОННАЯ АСИММЕТРИЯ В МОДЕЛИ БОЛЬШОГО ОБЪЕДИНЕНИЯ.
Возникновение барионной ; [симметрии в такой модели выг* лядит следующим
образом. Щри Т^тх& 1014-1015 ГзВ рас*
пределение Х-бозонов будет нисколько отличаться от равновес-ного.
Согласно приведенным выше рассуждениям это отличие будет порядка Н/Т, где
в данном случае Г^атх~тх/40 - распадная ширина Х-бозона (Г обратно
пропорциональна пе* риоду полураспада). Нетрудно оценить, что отношение
Я/Г довольно мало, порядка 3 -10-2, что приводит к дополнительному
(помимо малости нарушения С и СР) подавлению рождения барионов. В силу
(небольшой) неравновесности Х-бозонов процессы рождения барионов при их
распадах уже не будут компенсироваться другими реакциями, как это было бы
в равновесии, и возникнет небольшой избыток кварков над антикварка-ми. В
дальнейшем при малых Т, когда В будет практически сохраняться, почти все
кварки и антикварки аннигилируют, кроме того нескомпенсированного
избытка, который доживает до нашего времени, давая все наблюдаемое
вещество.
В рассматриваемом здесь случае возникновение барионной асимметрии
происходит при температурах Г"1014 ГэВ и за время порядка 10~34 с. В
последнее время в литературе обсуждаются модели, в которых барионная
асимметрия возникает существенно позже при "низких" температурах ~103
ГэВ. В этих моделях вероятность несохранения барионов не мала уже при
Г=Г0~Ю3 ГэВ, однако при малой температуре (или энергии Е) она подавлена
экспоненциально №~ехр(-Е/Т0), в отличие от моделей большего объединения,
где подавление степенное. Это несохранение связано с топологически
нетривиальными решениями в теории поля или с конденсатом суперсим-
метричных частиц, и их обсуждение завело бы нас слишком далеко.
Только для ознакомления с терминологией укажем, что квантовые поправки
приводят к несохранению некоторых токов, которые сохраняются на
классическом уровне. Это явление называется квантовой аномалией. В
частности, благодаря этому явлению не сохраняется барионный ток левых
кварков (т. е. тех кварков, которые участвуют во взаимодействиях со
слабыми ^-бозонами). Аномальная часть в эффективном лагранжиане
представляет собой полную дивергенцию и в обычной ситуации не должна
проявляться. Однако в квантовой теории неабелевых калибровочных полей
существуют решения, отвечающие не исчезающим на бесконечности
потенциалам, но с нулевой напряженностью поля. Эти конфигурации полей
нельзя устранить несингулярным калибровочным преобразованием,
С. БАРИОННАЯ АСИММЕТРИЯ И ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ
137
так как они имеют нетривиальную топологическую структуру. Они не могут
быть получены непрерывной деформацией близкого к 1 калибровочного
преобразования. Такие решения получили название инстантонов [37]. Именно
благодаря инстанто-нам проявляется аномальное ""сохранение барионного
заряда. Однако это несохранение, на которое указал т'Офт, является
экспоненциально малым (~ехр(-1/а)). Эффект может резко усилиться в
присутствии магнитного монополя (Рубаков, 1981; Каллан, 1982). Грубо
говоря, протон вблизи магнитного монополя распадается с вероятностью
единица. Монополь выступает как катализатор распада протона. Этот
процесс, впрочем, по-видимому, не влияет на возникновение барионной
асимметрии, так как концентрация магнитных монополей должна быть
невелика. Возможно, однако, что некоторые классические объекты типа
монополя, возникающие в теории электрослабого взаимодействия, могут
давать заметную барионную асимметрию (Кузьмин, Рубаков, Шапошников,
1985). Однако остается неясным вопрос о вероятности образования таких
объектов при температуре Т^То^Ю3 ГэВ.
Заметим еще, что в инфляционной модели можно получить примерно в 10-100
раз более высокое значение барионной асимметрии, чем в стандартной
фридмановской космологии. Дело в том, что, как отмечалось выше, барионная
асимметрия подавлена из-за малого отклонения Х-бозонов от равновесия. В
инфляционной модели исходное состояние может быть сильно неравновесным.
Как мы знаем, к моменту завершения инфляции плотность частиц во Вселенной
практически равна нулю, а вся энергия сосредоточена в когерентных
колебаниях скалярного поля. Это осциллирующее скалярное поле рождает
другие частицы, и в первую очередь сверхтяжелые бозоны большого
