Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Хокинга В. -> "Общая теория относительности " -> 104

Общая теория относительности - Хокинга В.

Хокинга В. Общая теория относительности — М.: Мир, 1983. — 455 c.
Скачать (прямая ссылка): obshayatepriyaotnositelnosti1983.djvu
Предыдущая << 1 .. 98 99 100 101 102 103 < 104 > 105 106 107 108 109 110 .. 222 >> Следующая

е~, необходимый для компенсации заряда а-частиц и протонов. Равновесный
планковский спектр фотонов
222
Я• Б. Зельдович
поддерживается поглощением, излучением и рассеянием. После этого следует
длинный период, когда равновесие сохраняется в силу того, что расширение
уменьшает температуру, не возмущая форму электромагнитного спектра.
При минимальном значении температуры Г~4000 К происходит отделение
материи (которая теперь нейтральна) от излучения. Гравитационная
неустойчивость ведет к образованию галактик из малых начальных возмущений
плотности. Каждая фаза этого процесса чувствительна к различным
возмущениям стандартного сценария. Шварцман 160] указал, что взрыв
заселенности среди без-массовых или легких нейтральных частиц (например,
двадцати типов нейтрино) должен был бы изменить темп изменения
температуры, поэтому изменилось бы отношение п : р и возросло содержание
Не4 в первичном веществе. Штейгман и др. [63] утверждают, что число типов
безмассовых частиц меньше семи.
Можно ожидать, что частицы, распадающиеся или аннигилирующие позже
момента /=104 с (красное смещение г меньше 107), будут перекачивать
энергию в излучение и портить планковский спектр. То же самое будет
происходить с распадающимися акустическими колебаниями, если начальные
возмущения соответствующего масштаба будут больше 10% плотности.
Чувствительность спектра к потреблению энергии была исследована
Зельдовичем, Илларионовым и Сюняевым [82]. Благодаря переформированию
спектра фотонов комптоновским рассеянием потребление 1% энергии ведет к
увеличению среднего числа фотонов в наиболее заселенной части спектра
примерно на 1%, но имеется чувствительная спектральная область (в рэлей-
джинсов-ской длинноволновой части при длине волны ~20 см), где плотность
фотонов и эффективная температура после подвода энергии понижаются на 10—
20%. Эти эффекты пока не обнаружены, но благодаря высокой
чувствительности даже их отсутствие дает ценные верхние пределы для
отдельных типов возмущений, накладываемых на идеализированный сценарий.
4. АДРОННАЯ ЭРА
При высоких температурах адронной эры теория предсказывает изобилие
барионов и антибарионов — «материя» и «антиматерия» в термодинамическом
равновесии. На самом деле в лептонную эпоху
имеется малая примесь (10“*—10-‘) барионов к фотонам и нейтрино. Будучи
экстраполировано к адронной эре, это означает, что имеется слабая
асимметрия (1 + 10-8): 1 отношения барионы/антибарио-ны в прошлом.
Последнее кажется очень странным.
Аргументы, связанные с образованием галактик и спектром фонового
излучения (2,7 К), приводят к выводам относительно пространственного
распределения этого отношения (экстраполированного к адронной эре). В
большом масштабе (мегапарсеки сопут-
IV. Космология и ранняя вселенная
223
ствующих координат1)) вариации меньше \ % избытка, от 1 + 1,01 х ХЮ"8 до
1+0,99-Ю"8.
В малом масштабе, но большем чем 1 пс возможны большие вариации, но тем
не менее это отношение никогда не переходит в обратное (/\>1), так что
областей с избытком антивещества не существует.
Существование таких областей в масштабе, даже меньшем чем 1 пс,
невозможно опровергнуть при условии, что аннигиляция с барионным избытком
в среде кончается в течение адронной эры, но до периода нуклеосинтеза и
спектрально-чувствительного периода лептонной эры.
Термодинамические флуктуации с A.NlN=\lVN должны давать r< 1 в областях с
NtszN— 1018, \N—jV|~10“, что соответствует сопутствующему масштабу
порядка одного километра. Эти мелкомасштабные флуктуации должны
распадаться в результате диффузии задолго до лептонной эры.
Приведенная выше информация получена из наблюдений. Насколько известно
автору, нет никакой твердой фундаментальной теории, объясняющей
наблюдаемое значение г, и не существует никаких теоретических утверждений
относительно его пространственной однородности или изменения.
Вторая проблема, касающаяся адронной эры, связана с теориями нарушения
симметрии. Предполагается, что одно или несколько волновых полей ?
характеризуется специфической зависимостью потенциальной энергии от
амплитуды К(?) типа А—В?2+С?4, где А, В, 00. Эта функция имеет минимумы
при ?=±(5/2С),'«=
= ±%п.
Холодному вакууму соответствует ?=±?,„+=0. Например, Т. Д. Ли [391
использует существование двух решений, чтобы построить теорию, которая
симметрична в своих начальных предположениях (включая симметрию ?->—?).
Но в заданной области пространства, например с ?=—?т, симметрия
нарушается, свойства барионов и антибарионов различны (так называемое
нарушение СР-инвариантности и несохранение четности). В других теориях
массы частиц зависят от ?т, являясь отличными от нуля.
Киржниц [311 указал (и его коллега Линде в дальнейшем детально разработал
[32—34, 401), что при достаточно высокой температуре симметрия вакуума
восстанавливается, ?=0 везде. При уменьшении температуры происходит
фазовый переход от симметричной фазы с ?=0 к антисимметричной фазе
|?1=?т. Однако знаки ? в удаленных областях (вне горизонта) не
Предыдущая << 1 .. 98 99 100 101 102 103 < 104 > 105 106 107 108 109 110 .. 222 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed