Пространство-время, геометрия, космология. - Бёрке У.
Скачать (прямая ссылка):
В окрестности точки Z = 1000 во Вселенной произошла рекомбинация водорода первичной плазмы и в конце концов образовалась современная материя, состоящая в основном из нейтральных водорода и гелия, загрязненных атомами тяжелых элементов. Упомянутая рекомбинация ионов происходит при температуре около 3000 К. Микроволновое излучение приходит к нам из этой плазмы. Поскольку нейтральный водород прозрачен, излучение распространяется свободно, начиная с Z = 1000, и сегодня имеет температуру 3 К.
Физика такой ранней Вселенной определяется двумя факторами. Первый — это высокая температура, равная приблизительно
t ~ t0Z, (49.6)
где T0 — современная температура микроволнового фона. Второй фактор — очень короткий интервал допустимого собственного времени. В критической радиационной Вселенной хабблов-ское время стремится к нулю по закону
Первичный огненный шар
(49.7)
[Физика ранней Вселенной очень сложна. К сожалению, я вынужден просто ссылаться на соответствующие результаты, поскольку нет возможности выводить их из какой-либо простой теории. Такой неприятный способ представления материала используется только в настоящем разделе.] 382
Гл. IV. Космология
Равновесная фаза
[Разность масс нейтрона и протона составляет 1,29 МэВ.]
моменты времени требует такой физики, которая слишком далеко выходит за пределы возможностей нашего лабораторного эксперимента, чтобы мы могли высказывать какие-либо предположения1'. Даже несмотря на то что характерное время изменения обсуждаемой ранней Вселенной было порядка секунд, скорость ядерных реакций при столь высоких температурах была достаточной, чтобы поддерживать частицы в термодинамическом равновесии. Все частицы присутствовали в количестве, пропорциональном больцмановскому множителю
-ElkT
(49.8)
[Энергия, эквивалентная массе протона, соответствует температуре порядка IO13 К.]
B ранние моменты времени энергия частиц очень мало зависела от их масс, поскольку все они двигались почти что со скоростью света. .Эта была плазма, в которой все типы частиц были равноправны. По мере расширения и охлаждения Вселенной тяжелые частицы замедлялись; в конечном счете их энергия достигала того минимального уровня, который определяется их массой покоя.
При температуре ниже IO13 К существовало лишь такое количество тяжелых частиц, которое обеспечивало выполнение законов сохранения, в частности закона сохранения барионного заряда. Протоны н нейтроны при такой температуре продолжали существовать лишь постольку, поскольку материи было больше, чем антиматерии. Благодаря указанной асимметрии Вселенная в настоящее время и содержит материю. Мы можем считать, что эта асимметрия либо существовала изначально, либо возникла в результате неизвестной нам пока зарядово-несимметричной эволюции ранней Вселенной. Между IO13 и IO10 К почти вся энергия нейтронов и протонов представляет собой энергию покоя. При этом соотношение между числами нейтронов и протонов определяется различием их масс, так что мы имеем
„ р-мJkT
— = ^-ЦГШ = е-ш^м,шт. (49.9)
пр "-"Jict
При температуре около IO10 К взаимодействие между нейтронами и протонами уже не в состоянии обеспечить равновесие между ними, т.е. соотношение (49.9) перестает выполняться. При такой температуре в результате превращения нейтронов в
" См. примечание на стр. 307 и предисловие редактора перевода. — Прим. ред. 49. Большой Взрыв
383
протоны соотношение между ними становится следующим: один нейтрон приходится на каждые пять протонов. При более низких температурах число нейтронов уменьшается преимущественно за счет их распада с временем жизни порядка 1000 с.
В период от IO10 до IO9 К протекало несколько конкурирую- Образование гелия щих между собой процессов. С одной стороны, из нейтронов и протонов образовывался дейтерий, с другой — дейтерий расщеплялся в результате бомбардировки его фотонами н, наконец, из дейтерия синтезировался гелий. Выше IO9 К основную роль играет фоторасщепление, но при температуре IO9 К баланс резко сдвигается и все оставшиеся нейтроны быстро превращаются в гелий. Этот гелий до сих пор должен присутствовать в нашей Вселенной, и очень важно знать, сколько гелия синтезировалось таким образом. Описанная выше картина определялась сложными ядерными реакциями, тогда как мы можем играть лишь роль беспомощных зрителей. Космология используется только для определения того, за какое время Вселенная охладилась от IO10 до IO9 К, поскольку, это время определяет количество распавшихся нейтронов. Вычисление этого собственного времени — прекрасное упражнение в космологии. При рассматриваемых температурах Вселенная была не только
радиационно-доминированной, но и молодой (q < < 1), так [Вы можете облегченно вздох-что она эволюционировала приблизительно как критическая ра- НУТЬ- подойдя, наконец, к вычис-
диационная Вселенная. Обратимся теперь к Вселенной, пере- лениям- для проведения «вторых
ходной между двумя рассматривавшимися до сих пор моделями. Чтобы описать критическую радиационную фазу модели, нам нужны два параметра. Масштабный фактор при красных смещениях Z > > 1 задается соотношением
