Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Долгов А.Д. -> "Космология ранней Вселенной" -> 6

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 .. 2 3 4 5 < 6 > 7 8 9 10 11 12 .. 85 >> Следующая

необходимы, так как на фоне абсолютно однородной Вселенной образо-
6. ТЕПЛОВАЯ ИСТОРИЯ РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ
13
вание наблюдаемой крупномасштабной структуры (галактик, их скоплений),
невозможно. Эти небольшие неоднородности мало влияют на космологическую
эволюцию на ранних этапах, но позже служат зародышами гравитационной
кластеризации.
Происхождение и спектр этих неоднородностей до недавнего времени
оставались загадочными. Естественная физическая гипотеза, что
неоднородности обязаны своим происхождением квантовым или тепловым
флуктуациям, предсказывала для них слишком малую величину. Однако в
инфляционной модели положение кардинальным образом изменилось. Оказалось,
что при экспоненциальном расширении квантовые флуктуации очень быстро
нарастают из-за превращения коротковолновых квантовых мод при расширении
в длинноволновые. В итоге неоднородности становятся даже слишком
большими. Однако от этой трудности можно избавиться, если потребовать
специальной малости входящих в теорию постоянных. Заметим также, что
инфляционная модель предсказывает так называемый плоский спектр
флуктуаций в соответствии с наблюдениями.
Теория развития гравитационной неустойчивости в рамках ньютоновского
подхода была построена в начале этого столетия Джинсом (1902). Ее
обобщение на случай фридмановской космологии с учетом релятивистских
эффектов было сделано 40 лет назад Е. М. Лифшицем (1946). Инфляционная
модель позволяет предсказать форму исходных флуктуаций плотности, которые
необходимы в теории развития гравитационной неустойчивости как начальные
значения. На основе этого теория в принципе уже сейчас объясняет
возникновение структуры Вселенной, однако окончательная количественная
модель пока еще не построена, в частности потому, что неизвестна
физическая природа скрытой массы, играющей, очевидно, доминирующую роль в
развитии структуры. Напомним, что согласно •современным взглядам параметр
?2 = р/рс близок к единице, в то время как вклад барионов в эту величину
составляет ?2б = Рб/рс~0,03, т. е. невидимое неизвестное вещество
составляет основную часть массы Вселенной.
§ 6. ТЕПЛОВАЯ ИСТОРИЯ РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ
Обратимся теперь к эволюции однородной Вселенной на ранних этапах еще до
развития структуры, но после инфляционного периода. Если двигаться вспять
по времени, то при возрасте меньше, чем ~ 104 лет от начала, в средней
плотности энергии Вселенной будет доминировать релятивистское вещество
(т. е. электромагнитное излучение, нейтрино и т. п.), для которого
справедливо уравнение состояния р=е/3. Для этой •стадии можно написать
простое приближенное соотношение,
14
1. СТАНДАРТНАЯ КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ
связывающее температуру первичной плазмы Т с возрастом Вселенной t:
Т (МэВ) гг t~l/2 (с). (1.3)
Его можно получить, если сравнить два выражения для плотности энергии.
Первое - выражение для критической плотности (как мы увидим
ниже, на стадии релятивистской доми-
нантности с очень высокой степенью точности р~рс):
3#2 3 /, /IV
р~ре =---------=---------, (1.4)
8.nG 32 nGt* V f
где H- 1/21 - "постоянная" Хэббла при релятивистском законе расширения.
Второе выражение - это выражение для плотности энергии равновесного газа
с температурой Т:
QT*, (1.5)
30
где Q - число степеней свободы различных частиц в газе (для фотонного
газа Q=2, так как фотон имеет два спиновых состояния: каждая бозонная
степень свободы дает вклад в Q, равный 1, а каждая фермионная дает вклад
7/8).
Справедливость формулы (1.5) предполагает весьма важную вещь, что
первичный газ (или, может быть лучше говорить, плазма) находится в
термодинамически равновесном состоянии. Можно убедиться в том, что это
действительно так, потому что в общем случае темп расширения мира ниже,
чем скорость установления равновесия в плазме. Чем ближе к "началу", t-
>0, тем темп расширения мира выше. Он определяется постоянной Хэббла
H=l/(2t) (на ранней стадии доминирует, как полагают, релятивистское
вещество и закон расширения имеет вид a(t)~yt). Однако плотность числа
частиц растет еще быстрее, n~Ts~t~3/2. Именно это обеспечивает условие
оп>Н (где о - сечение взаимодействия), что и приводит к быстрому
установлению равновесия на ранних стадиях.
При t~ 1 с температура первичной плазмы достигала 1010К<1 МэВ. При этом в
ее составе должны быть, наряду с фотонами, нейтрино и антинейтрино,
упомянутым выше невидимым веществом (если это не массивные нейтрино),
также пары электронов и позитронов. Если предположить, что в какое-то
мгновение пар е+е~ не было, то при Т~ 1 МэВ они должны очень быстро
возникнуть за счет процессов обратной аннигиляции: у+у->е++е~. При
остывании плазмы преимущественно идет прямой аннигиляционный процесс
е++е~-*~2у и концентрация е+, ег убывает по экспоненциальному закону,
и~ехр(-т/Т).
Нейтрино и антинейтрино находятся в равновесном взаимо-
6. ТЕПЛОВАЯ ИСТОРИЯ РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ
15
действий с первичной плазмой лишь при Т>3-4-5 МэВ (^0,1 с), а при более
Предыдущая << 1 .. 2 3 4 5 < 6 > 7 8 9 10 11 12 .. 85 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed