Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Хокинга В. -> "Общая теория относительности " -> 105

Общая теория относительности - Хокинга В.

Хокинга В. Общая теория относительности — М.: Мир, 1983. — 455 c.
Скачать (прямая ссылка): obshayatepriyaotnositelnosti1983.djvu
Предыдущая << 1 .. 99 100 101 102 103 104 < 105 > 106 107 108 109 110 111 .. 222 >> Следующая

коррелированы. Поэтому должны встречаться граничные слои — «стенки»,
разделяющие ?=+?т и ?=—?т. Космологические следствия, включая массу
«стенок» и связанные с ними возмущения, были рассмотрены
х) Измеренные в современной шкале расстояний после расширения.
224
Я• Б. Зельдович
Зельдовичем, Кобзаревым и Окунем [83]. Результат оказывается
отрицательным для этого типа теории. Другие варианты с нестабильным
вакуумом в одном состоянии, спонтанно распадающимся в другое более низкое
состояние, рассматриваются Коулменом [11], Фрэмптоном [18], Кобзаревым,
Окунем и Волошиным [35]. Ситуация меняется, если ? комплексно и вместо Т*
в V(У) записывается
mj=w. _
Холодный вакуум опять не симметричен, |4f|=4rm, а горячий вакуум
симметричен 'FWO. Но вырождение холодного вакуума теперь является
непрерывным: всякое состояние
? = Чгте'ф
с произвольной фазой ф является кандидатом в холодный вакуум. Фазовый
переход из горячей Чг=0 в холодную фазу оставляет вихревые линии (линии,
вдоль которых фаза меняется на 2л) вместо стенок.
Детальная теория вихревого поведения до сих пор не развита. В этом
виновата не леность космологов. Ясно, что сначала физики должны сделать
свой выбор типа теории нарушения симметрии (если она есть), получить
лабораторное подтверждение этой теории и найти параметры.
Мораль вышеизложенного заключается в большом числе качественно различных
вариантов. Примерно десять или двадцать лет назад многие (включая автора
этой главы) думали, что прогресс физики частиц может внести лишь
количественные изменения в уравнение состояния (давление как функция
плотности и энтропии). Из-за быстрого достижения равновесия это означало
бы, что лептонная эра не зависит от неизвестных деталей адронной эры (за
исключением отношения лептонов и барионов к значениям удельной энтропии).
Фазовые переходы интересны тем, что в принципе они должны быть
источниками возмущений, приводящих позднее к образованию галактик в
космологической модели с идеальной начальной однородностью.
Первые идеи, касающиеся фазовых переходов, были сформулированы Омнесом
[46—48]. Он высказал гипотезу, что имеется интервал температур 0,3
трС2<кТ<птуСл (с неизвестным л>1), где однородная зарядово-симметричная
смесь барионов и антибарионов (а также лептонов и мезонов) в
термодинамическом равновесии нестабильна. Согласно Омнесу, барионы и
антибарионы отталкивают друг друга, и формируются две стабильные фазы — с
избытком вещества и с избытком антивещества.
Позднейшие рассмотрения заронили сомнение относительно этого частного
типа фазового перехода (ядерная физика [3]; космология, «Факты против
антивещества» [61, 62]). Будущее теорий нарушения симметрии также не
ясно: либо они являются только математическим инструментом для
перенормировки теории и позднее
ГУ. Космология и ранняя вселенная
225
исчезнут, либо истина найдена и фазовые переходы типа переходов Киржница
существуют реально.
Неисследованными остаются также уравнения состояния и качественные
особенности плотной горячей равновесной смеси кварков, антикварков и
глюонов с учетом специфических свойств глюонов (см. [81 — кварки при
высоких плотностях).
Известно или по крайней мере предполагается, что свободный цветовой заряд
кварков ведет к дальнодействующим глюонным силам, даже более сильным, чем
электростатические силы. Поэтому в равновесии крупномасштабные флуктуации
цвета подавляются по сравнению с флуктуациями барионного заряда. Но мы не
имеем никакой теории начальной ситуации в сингулярности. Поэтому можно
было бы спросить: что должно произойти, если крупномасштабные флуктуации
цвета заданы в первоначальном сингулярном состоянии? Тот же самый вопрос
мог бы быть задан относительно электрического заряда и магнитного поля
(эквивалентного токам) в большом масштабе. Ответ на эти вопросы
неизвестен, и мы еще раз видим, насколько богатым является выбор
априорных космологических моделей.
8. КВАНТОВАЯ ЭРА И ЕЕ СЛЕДСТВИЯ
При развитии космологии квантовую механику никогда не игнорировали.
Свойства материи и излучения, спектральные линии, рассеяние света,
статистики Бозе и Ферми — все эти вопросы учитывались при расчете
давления, плотности энергии, спектральных коэффициентов переноса и т. д.
Поэтому правая часть уравнений общей теории относительности Эйнштейна
всегда включала квантовые эффекты.
Говоря об этих эффектах теперь, мы подчеркиваем влияние кривизны
пространства-времени на частицы и поля в противоположность обычной физике
пространства Минковского.
Наиболее интересным эффектом является рождение частиц гравитационным
полем в вакууме. Реакции типа e++e~=g+g, где g — гравитоны, были
рассмотрены и рассчитаны в тридцатые и сороковые годы. Если берется много
когерентных гравитонов, мы получаем классическую гравитационную волну.
Рождение пар е+е~, очевидно, должно происходить в сталкивающихся пучках
(классических) гравитационных волн, т. е. в вакууме с зависящей от
времени метрикой.
В космологическом контексте возбуждение полей, т. е. рождение квантов
Предыдущая << 1 .. 99 100 101 102 103 104 < 105 > 106 107 108 109 110 111 .. 222 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed