Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
равна 5-10-13 эрг/см8. Эта величина, деленная на с2, дает значение
плотности 5-10-34 г/см3, которое в настоящее вре-
220
Я- Б. Зельдович
мя пренебрежимо мало по сравнению с плотностью обычного вещества.
Физикам теперь известно о существовании слабо взаимодействующих частиц —
в первую очередь нейтрино,Эта ситуация иллюстрируется поиском солнечных
нейтрино: считается, что их поток составляет 5% от солнечного светового
потока, т. е. 105 эрг/(см2-с), что соответствует плотности энергии 3-
10_в эрг/см3 и- плотности массы 3-10-27 г/см3, однако они еще не
обнаружены. Электронные нейтрино с более низкой энергией на одну частицу
и другие типы нейтрино, а также гравитоны обнаружить гораздо труднее по
сравнению с солнечными мегавольтными нейтрино.
Это значит, что прямыми физическими измерениями в лаборатории невозможно
обнаружить нейтрино даже в тех количествах, которые уже чрезвычайно важны
в космологии. В космологическом масштабе гравитация оказывается более
чувствительной к нейтрино, чем лабораторные детекторы частиц [77].
Первым и очевидным результатом избытка плотности было бы уменьшение
времени эволюции:
/ = Q = Eg? = _L, f{ 0)=l,
f< 1 для Q>0; /=(1+Кй)-1 для релятивистских частиц. Для й^>1 t
асимптотически не зависит от Н:
t < (3/8nGp)*/«.
Принимая возраст солнечной системы 4,5-10® лет за нижнюю границу для /,
получаем р<10-28 г/см3. Но это очень завышенная оценка. С большой
уверенностью можно положить р<10-2® г/см8.
Это позволяет дать верхние пределы для температуры равновесного ферми-
газа v—v или чернотельного гравитационного излучения: Г<40 К.
Другая возможность — море вырожденных нейтрино (с пренебрежимо малой
примесью v или, наоборот, вырожденные v без v). Она согласуется со
сценарием горячей модели «большого взрыва». Верхний предел для ферми-
энергии этого моря порядка 50 эВ.
Это все, что можно сказать о количествах частиц. Космология дает также
информацию о свойствах нейтрино, т. е. о их массе покоя. Предположение,
что нейтрино имеет ненулевую массу покоя, является произвольным, но его
трудно опровергнуть средствами ядерной физики. Экспериментально
установлено, что т< 100 эВ для электронных нейтрино, т<5-10® эВ для
мюонных нейтрино и т<5-108 эВ для нейтрино, связанных с новым «лептоном»
т—тяжелым (т= 1,85-10® эВ) аналогом электрона и мюона. Космологические
ограничения впервые использовали Герштейн и Зельдович [24]. В горячей
модели «большого взрыва» плотность числа различных нейтрино должна быть
порядка 200 см-8, если их масса покоя
IV. Космология и ранняя вселенная
221
меньше 10е эВ, так что они не аннигилируют в ходе расширения.
Используя завышенную оценку р<10-38 r/см3, они получили для масс покоя vt
или приблизительный верхний предел /л<400 эВ. Это было не важно для ve,
но очень важно для мюон-ных нейтрино.
Каусик и Мак-Клелланд [12] усовершенствовали теорию, приняв рг^5-10~30
r/см3, а также равную массу (если она есть) для всех типов нейтрино, и
получили более сильный результат т<. 13 эВ. Салаи и Маркс [64]
рассмотрели судьбу тяжелых нейтрино в галактиках.
После открытия третьего лептона т много групп исследователей независимо
использовали космологические аргументы, чтобы исключить интервал 10'
эВ>т>20 эВ возможных значений масс покоя vx. Однако интервал 6-10' эВ
>т>10' эВ ставит новые проблемы: аннигиляция vx и vx в ходе расширения
имеет место, когда температура падает до &T<;mvc*. Была использована
теория аннигиляции в ходе расширения, развитая в связи с аннигиляцией
вещество— антивещество [10] и кварковой аннигиляцией [81]. Ее важным
результатом является алгебраическая (не экспоненциальная) зависимость
окончательной концентрации от массы покоя.
В результате [37, 38, 67] появился запрет на интервал масс покоя,
приведенный выше. Поэтому масса покоя третьего нейтрино также должна быть
меньше 20 эВ, и точно нулевое значение является весьма вероятным. Время
жизни массивных нейтрино обсуждалось в работе Дикуса, Кольба и Теплица
[14]. Случай кварков, упомянутый выше, был важен для развития теории
элементарных частиц. Если свободные кварки могут существовать, их
концентрация после рекомбинации должна быть равна (Gm2/^c)‘/*~ 10"17
концентрации фотонов. Отношение числа кварков к числу барионов должно
быть порядка 10-8. Отсутствие такой концентрации в обычной материи было
аргументом в пользу теории невылетания кварков. Этот аргумент был
сильнее, чем результаты экспериментов на ускорителях и с космическими
лучами. Возможные свойства хиггсовского мезона проанализированы с
использованием космологических аргументов в работе [57].
3. ЛЕПТОННАЯ ЭРА
Лептонная фаза, начинающаяся, скажем, от 0,1 или 1 с, дает важные ключи к
волнующим загадкам физики и космологии.
В стандартном сценарии горячей модели равновесное нейтрон-протонное
превращение замораживается при 15% п, 85% р, после чего путем
нуклеосинтеза получается первичный состав 30% Не4, 70% Н. С другой
стороны, позитроны аннигилируют с электронами, оставляя только избыток
