Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
Е. Внегалактические измерения. Линии излучения гелия, наблюдаемые в областях H II галактик, расположенных в преде-
1J Результаты по планетарным туманностям подытожены в [247], а подробные ссылки по новым можно найти в [233]. ¦600
Гл. 15. Космология; эталонная модель
лах и вне Местной Группы, свидетельствуют о таком же содержании гелия, что и в областях H II в нашей Галактике. Напротив, линии гелия квазаров удивительно слабы (см. ссылки в [233]).
Очевидно, имеется большая совокупность фактов в пользу того, что весовое содержание гелия во Вселенной не слишком отличается от предсказываемых 27%. К несчастью, имеется также значительное число признаков того, что содержание гелия много меньше. Внесение ясности в эту проблему имело бы наибольшее значение для космологии, поскольку только гелий космологического происхождения и 2,7-градусный фон излучения еще остались реликтами первоначального огненного шара и могут служить ключом к тайнам ранней истории Вселенной.
Чтобы сохранить объективность в вопросе о синтезе элементов в ранней Вселенной, полезно рассмотреть возможные модификации теории, физические или астрономические, которые могли повлиять на представления об образовании гелия.
А. Холодные модели. Если бы оказалось, что наблюдаемый микроволновый фон не является излучением черного тела, оставшимся от ранней Вселенной, то нам пришлось бы столкнуться с возможностью, что современная температура Tyo черного тела много меньше чем 2,7 К. (В этом случае плотность барионов при любой данной температуре в прошлом была бы много больше, чем предполагалось выше, с соответствующим ростом скоростей ядерных реакций и содержания сложных ядер, образовавшихся в ранней Вселенной.) Именно высокое содержание гелия, получающееся в этих холодных моделях, привело Гамова с сотр. [102— 105] к предположению о существовании горячего фона излучения.
Б. Быстрые и медленные модели. Различные механизмы могли увеличить или уменьшить скорость расширения. В частности, если бы Вселенная содержала другие безмассовые частицы с тепловым распределением, такие, как гравитоны, скалярные частицы Бранса — Дикке или новые типы нейтрино, то плотность энергии при данной температуре была бы больше и, согласно (15.6.44), время, необходимое для достижения данной температуры, оказалось бы меньшим. Скорость образования дейтрона на один свободный нейтрон больше относительной скорости расширения при T = IO9 К от 10 до 1000 раз (при современной плотности от IO"31 до 10~29 г/см3), и поэтому при умеренном сокращении временной шкалы времени будет с избытком для того, чтобы при T IO9 К произошел нуклеосинтез. В этом случае единственным эффектом более быстрого расширения будет уменьшение времени на конверсию нейтронов в протоны, а следовательно, доля нейтронов при IO9 К будет ближе к первоначальному значению V2 и образуется больше гелия. Однако если бы временная шкала была предельно § 7. Синтез гелия
601
короткой, то не хватило бы времени для образования сложных ядер до того, как плотность (а для образования He3 и He4 также и температура) упала слишком низко. Подробные вычисления Пиблза (см. рис. 1 и 2 в работе [187] *)) показывают, что при Tyo = = 3 К и 7-Ю"31 г/см3 P0 < 1,8 -IO"29 г/см3 содержание He4 возрастает при сокращении временной шкалы и достигает максимума в 60—80% (по весу), когда шкала сокращается в 10—100 раз, а затем снова становится меньше. Содержание дейтеронов при этом продолжает расти, достигая максимума около 9% (по массе) при сокращении шкалы от 300 до 3000 раз. Наоборот, если бы временная шкала расширения каким-то образом удлинилась, единственным эффектом был бы распад большого числа нейтронов и соответственно образование меньшего количества гелия.
В. Электрон-нейтринные взаимодействия. В предыдущем параграфе температурная история ранней Вселенной была разработана в предположении, что электронные и мюонные нейтрино теряют тепловой контакт с плазмой, состоящей из и у, до начала аннигиляции е+ — е~. По-видимому, это предположение справедливо, если электрон-нейтринное рассеяние происходит вследствие того же слабого ферми-взаимодействия и с той же силой, что и ядерный бета-распад или распад мюона. Однако электрон-нейтринное взаимодействие еще не исследовано экспериментально, и оно может оказаться сильнее, чем ожидается (см., например, [250]). В этом случае Ve и Ve (а, возможно, также Vw и vu) могли бы оставаться в тепловом равновесии с е+ — е~ — у-плазмой вплоть до того момента, когда почти все пары е+ — е~ уже аннигилировали. Результатом было бы увеличение плотности энергии при любой данной температуре и исчезновение различия между Tv и T в скоростях К (гер) и К (р п). Детальные вычисления [251] показывают, что если бы электронные нейтрино оставались в тепловом равновесии до синтеза гелия, то содержание «космологического» гелия было бы 29% вместо 27.
Г. Вырождение нейтрино или антинейтрино. Интересно также ра смотреть влияние вырождения Ve или Ve на содержание гелия. Один эффект состоит в ускорении расширения с ростом вырождения. Кроме того, отсутствие равновесия между нейтрино и антинейтрино повлияло бы на относительное содержание протонов и нейтронов. Разность между химическими потенциалами нейтронов и протонов в тепловом равновесии определяется уравнением (15.6.4)
