Пространство-время, геометрия, космология. - Бёрке У.
Скачать (прямая ссылка):
Космология — несомненно самая «романтическая» из существующих физических теорий. Ее задачи завораживают воображение. Перекидывая мостик между микрофизикой немыслимо малых расстояний (где характерным масштабом является планковская длина IO-33 см) и физикой сверхгигантских мае- 7 Предисловие редактора перевода
штабов, характеризующих Вселенную в целом, космология призвана служить венцом физической картины мира. Для описания сверхплотного состояния ранней Вселенной необходимо знать законы, управляющие поведением элементарных частиц при энергиях вплоть до IO19 ГэВ (1 ГэВ = IO9 эВ) [8]. Ясно, что достичь столь высоких энергий с помощью ускорителей или иных искусственно созданных устройств никогда не удастся (хотя не исключены косвенные методы проверки теорий, такие, как ведущийся в настоящее время поиск распада протона). К счастью, естественную возможность проверки теорий элементарных частиц при сверхвысоких энергиях дает сама космология. Сформулировав те или иные гипотезы о свойствах частиц при сверхвысоких энергиях, можно построить соответствующий «сценарий» ранней Вселенной и затем проверять согласование извлекаемых следствий с данными астрономических наблюдений. Поразительно то, что, несмотря на единичность и невоспроизводимость космологического «эксперимента», возможности теоретических построений довольно жестко ограничиваются совокупностью наблюдательных данных. Можно поэтому сказать, что задача состоит не в том, чтобы сначала угадать «правильную» теорию элементарных частиц и затем применить ее к ранней Вселенной, а в том, чтобы построить космологически согласованную теорию элементарных частиц. Существенный прогресс в этом направлении был связан с созданием моделей Великого объединения.
Открытие нейтральных токов, а затем обнаружение W- и Z-бозонов блестяще подтвердили объединенную теорию слабых и электромагнитных взаимодействий. В этой теории важную роль играет скалярное поле (поле Хиггса), которое может иметь отличное от нуля среднее значение в состоянии вакуума. За счет этого поля приобретают массы фермионы и промежуточные бозоны, а само единое электрослабое взаимодействие оказывается разделенным на взаимодействия слабые и электромагнитные [9]. Появление скалярного поля аналогично возникновению спонтанной намагниченности ферромагнетика — симметрия основного состояния (вакуума) при этом становится отличной от более высокой симметрии гамильтониана (спонтанное нарушение симметрии). При нулевой температуре состояние нарушенной симметрии с отличным от нуля средним значением скалярного поля энергетически более выгодно. Однако с повышением температуры квантовые флуктуации будут разрушать «ферромагнитную» фазу вакуума, и при температуре порядка IO15 К (соответствующей энергии 100 ГэВ) симметрия должна восстанавливаться, а скалярное поле исчезать.
В моделях Великого объединения предполагается, что аналогичная ситуация имеет место и для сильных взаимодействий, причем их слияние с электрослабыми взаимодействиями отве- 8
Предисловие редактора перевода
чает энергии IO15 ГэВ. При температурах порядка IO28 К, соответствующих этой энергии, должен происходить фазовый переход: при более высоких температурах устойчива симметричная фаза, при более низких — «ферромагнитная». Такой фазовый переход сопровождается появлением еще одного скалярного поля [10].
Космологические следствия моделей Великого объединения оказались многообещающими. Одним из важных для космологии предсказаний этих моделей является нестабильность протона со временем жизни IO29 — IO33 лет (отметим, что экспериментально поиск распада протона пока не увенчался успехом). Возможность распада протона означает, что барионный заряд не сохраняется строго. Это открывает принципиальную возможность объяснения барионной асимметрии Вселенной, т. е. наблюдаемого отсутствия антивещества [11]. Еще более интересные последствия могут иметь описанные выше фазовые переходы.
Согласно обсуждаемой в разд. 49 книги теории горячей Вселенной, в моменты времени, предшествовавшие IO-31C1 температура была выше IO28 К, скалярные поля отсутствовали и вакуум находился в симметричной фазе. По мере остывания при расширении должен сначала происходить фазовый переход, в результате которого отделяются сильные взаимодействия (/ — IO-31 с), а затем второй фазовый переход (/ — IO-19 с), при котором разделяются слабые и электромагнитные взаимодействия. Наконец, при еще меньших энергиях (порядка сотен МэВ), вероятно, происходит еще один фазовый переход, сопровождающийся «запиранием» кварков и образованием сильно-взаимодействующих частиц — адронов — из кварк-глюонного «супа». Таким образом, теория Великого объединения приводит к сценарию горячей Вселенной, по которому происходит не просто ее остывание, но и имеют место фазовые переходы, сопровождающиеся более существенными перестройками ее структуры.
Изложенный сценарий также приводит к возможности де-ситтеровской стадии в эволюции ранней Вселенной, характеризующейся экспоненциальным «раздуванием» ее размеров (иначе эту стадию называют «инфляционным» периодом: по экспоненциальному закону происходит рост цен во время инфляции [12]; оба термина, «раздувание» и «инфляция», являются вариантами перевода английского термина inflation, введенного в работе [13], где такой сценарий был впервые четко сформулирован). Инфляционная стадия эволюции Вселенной весьма привлекательна, так как позволяет естественно решить проблемы горизонта и плоскостности, т. е. близости наблюдаемой плотности вещества к критической (см. разд 50). 9 Предисловие редактора перевода
