Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Вайнберг С. -> "Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной" -> 46

Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной - Вайнберг С.

Вайнберг С. Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной — И.: НИЦ, 2000. — 272 c.
ISBN 5-93972-013-7
Скачать (прямая ссылка): pervietriminuti2000.djvu
Предыдущая << 1 .. 40 41 42 43 44 45 < 46 > 47 48 49 50 51 52 .. 95 >> Следующая


Есть еще один остаток ранней Вселенной, находящийся в настоящее время всюду вокруг нас, который, по-видимому, все еще невозможно наблюдать. Мы видели в третьем кадре, что нейтрино начали вести себя как свободные частицы с того момента, как космическая температура упала ниже примерно 10 миллиардов градусов Кельвина. В течение этого времени длины волн нейтрино просто растягивались пропорционально размеру Вселенной; количество нейтрино и их распределение по энергии оставались, следовательно, таким же, какими они были в тепловом равновесии, но с температурой, падавшей обратно пропорционально размеру Вселенной. С нейтрино произошло почти то же самое, что случилось за это время с фотонами, даже несмотря на то, что фотоны оставались в тепловом равновесии значительно дольше, чем нейтрино. Так что современная температура нейтрино должна быть приблизительно такой же, как и современная температура фотонов. Поэтому должно существовать что-то около миллиарда нейтрино и антинейтрино на каждую ядерную частицу во Вселенной.

Все это можно рассмотреть значительно более точно. Чуть позднее того момента, как Вселенная стала прозрачной для нейтрино, электроны и позитроны начали аннигилировать, нагревая фотоны, но не нейтрино. Вследствие этого нынешняя температура нейтрино должна быть несколько меньше температуры фотонов. Довольно легко подсчитать, что температура нейтрино меньше температуры фотонов на мно-
120

V. Первые три минуты

житель, равный кубическому корню из 4/11, или на 71,38 процента; следовательно, нейтрино и антинейтрино вносят вклад в энергию Вселенной, равный 45,42 процента энергии фотонов (см. математическое дополнение 6, с. 179). Хотя я и не говорил об этом прямо, когда обсуждал промежутки времени космического расширения, я учитывал эту добавочную плотность энергии нейтрино.

Наиболее драматическим из возможных подтверждений стандартной модели ранней Вселенной было бы детектирование этого фона нейтрино. Мы имеем четкое предсказание о его температуре; она составляет 71,38 процента температуры фотонов, т.е. около 2 К. Единственной реальной теоретической неопределенностью в количестве и энергетическом распределении нейтрино остается вопрос, так ли мала плотность леп-тонного числа, как мы предположили. (Напомним, что лептонное число есть число нейтрино и других лептонов минус число антинейтрино и других антилептонов.) Если плотность лептонного числа так же мала, как и плотность барионного числа, тогда число нейтрино должно равняться числу антинейтрино с точностью до одной части на миллиард. В то же время, если плотность лептонного числа сравнима с плотностью числа фотонов, тогда должно быть «вырождение», т. е. заметный избыток нейтрино (или антинейтрино) и недостаток антинейтрино (или нейтрино). Такое вырождение должно было повлиять на сдвиг нейтрон-протонного баланса в первые три минуты и, следовательно, изменило бы количество космологически образованных гелия и дейтерия. Наблюдение фона космических нейтрино и антинейтрино с температурой 2 К немедленно разрешило бы вопрос, имеет ли Вселенная большое лептонное число, и, что значительно более важно, доказало бы, что стандартная модель ранней Вселенной действительно правильна.

Увы, нейтрино так слабо взаимодействуют с обычным веществом, что никто еще не смог предложить какой-либо способ наблюдения двухградусного фона космических нейтрино. Это поистине мучительная проблема: на каждую ядерную частицу имеется около миллиарда нейтрино и антинейтрино и до сих пор никто не знает, как их обнаружить! Возможно, ког-
V. Первые три минуты

121

да-нибудь кто-нибудь сможет.

Следя за этим расчетом первых трех минут, читатель мог ощутить с моей стороны оттенок чрезмерной научной уверенности. Может быть, он и прав. Однако я не верю в то, что наука всегда развивается наилучшим образом, если оставаться полностью непредубежденным. Часто необходимо забыть чьи-то сомнения и следовать за выводами из каких-то предположений, куда бы они ни привели, — великое искусство не в том, чтобы быть свободным от теоретических предубеждений, а в том, чтобы иметь правильные теоретические предубеждения. И, как всегда, проверка любой предварительной теоретической концепции — в том, к чему она приводит. Стандартная модель ранней Вселенной достигла некоторых успехов и обеспечивает последовательную теоретическую основу будущих экспериментальных программ. Это не значит, что она верна, но это значит, что она заслуживает того, чтобы отнестись к ней серьезно.

Тем не менее есть все-таки одна большая неопределенность, темным облаком висящая над стандартной моделью. В основе всех вычислений, описанных в этой главе, лежит Космологический Принцип (предположение о том, что Вселенная однородна и изотропна). (См. с. 33. Под словом «однородна» мы понимаем то, что Вселенная выглядит одинаково для любого наблюдателя, увлекаемого общим расширением Вселенной, где бы этот наблюдатель ни находился; под словом «изотропна» мы подразумеваем, что Вселенная выглядит для такого наблюдателя одинаково во всех направлениях.) Из прямых наблюдений мы знаем, что фон космического излучения в высокой степени изотропен, и из этого мы заключаем, что Вселенная была весьма изотропна и однородна всегда, с тех пор как излучение вышло из равновесия с веществом при температуре около 3000 К. Однако у нас нет свидетельств того, что Космологический Принцип был справедлив до этого момента.
Предыдущая << 1 .. 40 41 42 43 44 45 < 46 > 47 48 49 50 51 52 .. 95 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed