Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Вейнберг С. -> "Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности" -> 227

Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.

Вейнберг С. Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности — М.: Мир, 1975. — 695 c.
Скачать (прямая ссылка): gravitaciyaikosmologiya1975.djvu
Предыдущая << 1 .. 221 222 223 224 225 226 < 227 > 228 229 230 231 232 233 .. 254 >> Следующая


Другое возможное объяснение наблюдаемой высокой энтропии на барион состоит в том, что средняя плотность барионного числа действительно исчезающе мала, как в теориях Клейна [311—317] и Альфвена [318—319]. Когда (и если) температура была около IO13 К, суммарная плотность нуклонов и антиттуклонов могла бы быть порядка

аТ3

nn + %--?--<УПВ ~ 0 (nN — Jljj ) ,

и если энтропия ст оставалась постоянной, то относительный избыток нуклонов над антинуклонами имел бы весьма малое значение:

"N — n— л

- W ^ J- ^ от 10-8 до Ю-9.

KN + rijj CT

В симметричной космологии Клейна и Альфвена этот малый избыток нуклонов интерпретируется как чисто локальное явление — предполагается, что в других частях Вселенной существует небольшой избыток антинуклонов, что к настоящему времени привело к образованию галактик антивещества. Детальные вычисления Онеса [320] показывают, что вполне допустимые физические процессы в симметричной плазме могли бы вызвать требуемое малое разделение вещества и антивещества. К сожалению, наблюдательная астрономия не дает пока какой-либо ясной информации

0 том, из чего состоят удаленные галактики — из вещества или антивещества. Только гамма-спектры содержат намек [321] на возможность существования антивещества в космологических масштабах.

Раз уж мы имеем смелость фантазировать относительно очень ранней Вселенной, то мы можем позволить себе распространить наши спекуляции вплоть до самого начала. Из решений Фридмана видно, что при (->0 в модели элементарных частиц R ~ tl/2,

1 в модели составных частиц R ~ 12Z3 | In t |V2. Из всего, что мы знаем, следует вывод: сингулярность, по-видимому, существует, но при этом естественно стремление узнать, можно ли ее избежать. § 11. Очень Т) дккяя Вселенная

637

Одна возможность избежать сингулярности в очень ранней Вселенной состоит в том, чтобы плотность энергии р обратилась в нуль, например, из-за какой-то весьма короткодействующей силы притяжения, при которой энергия связи перекрывает массы покоя частиц. Если р исчезает при некотором критическом значении Rkр масштабного фактора R (t), то R также обращается в нуль при Rkр (или при R ф 0 вблизи Rkp), так что до начала нынешней фазы роста R могло бы происходить его убывание к Rkр. Даже если плотность энергии всегда положительна, можно все же представить, что Вселенная могла избежать общей сингулярности из-за анизотропии или неоднородности, исключающих простые фридмановские решения. Пенроуз [322, 323] и Хоукинг [325] доказали ряд мощных теорем, из которых следует, что сингулярность неизбежна при весьма общих условиях. Например, одна из теорем Хоукинга утверждает неизбежность сингулярности при условиях, что справедлива общая теория относительности, что каждая точка пространства-времени имеет малую окрестность, которую ни одна времениподобная или изотропная кривая не пересекает более одного раза, что тензор энергии-импульса удовлетворяет условию положительной определенности

0 (15.11.27а)

для всех векторов W^ с WilWtl < 0 и что есть точка р, такая, что все направленные в прошлое времениподобные геодезические, проходящие через р, сходятся снова в некоторой компактной области прошлого точки р. Последнее условие удовлетворяется, если материи достаточно для того, чтобы мировые линии, проходящие через р, сходились в прошлом; Хоукинг и Эллис [331] показали, что плотности энергии космического микроволнового фона в прошлом достаточно для того, чтобы удовлетворить этому условию. Однако важно отметить, что теоремы Пенроуза — Хоукинга не утверждают, что имеется сингулярность в прошлом, захватывающая все пространство, как в решениях Фридмана; они утверждают лишь, что где-то имеется какая-то сингулярность. Эта сингулярность может представлять собой просто одну или несколько изолированных точек, ведущих себя как коллапс звезды при обращении времени.

Наконец, может оказаться, что классическая общая теория относительности сама теряет силу в очень ранней Вселенной. Одна из простых возможностей для того, чтобы это случилось,— эффект космологической постоянной — обсуждается в следующей главе. Еще более интригующая идея состоит в том, что могли оказаться важными квантовые эффекты. Такое предположение

1) См. также [324, 326—330]. ¦638

Гл. 15. Космология; эталонная модель

исключало бы любую чисто классическую полевую теорию гравитации. Для системы, состоящей из точечных частиц со средней энергией частицы Е, относительный порядок гравитационных «радиационных поправок» будет определяться «гравитационной постоянной тонкой структуры»

_ GEi aS = -JT'

аналогичной обычной электромагнитной постоянной тонкой структуры 1I13T- Квантовые эффекты станут существенными, когда ag будет порядка единицы или когда E достигнет критического значения (в единицах СГС)

^kp= (-?^)172= 1,22.IO28 эВ, (15.11.28)

соответствующего температуре 1,4-IO32 К. В модели составных частиц температура никогда не поднимается так высоко, но в самом начале фридмановской Вселенной, состоящей из конечного числа Jp' сортов элементарных частиц, кТ будет больше, чем Ekv. В действительности в это время становится существенным множество других квантовых эффектов (см., например, [332—336]). Например, частота волновой функции типичной частицы при температуре T равна kTlh, а в то же время, согласно (15.11.4), относительная скорость расширения Вселенной равна
Предыдущая << 1 .. 221 222 223 224 225 226 < 227 > 228 229 230 231 232 233 .. 254 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed