Пред.
След.
Макеты страниц
Распознанный текст, спецсимволы и формулы могут содержать ошибки, поэтому с корректным вариантом рекомендуем ознакомиться на отсканированных изображениях учебника выше Также, советуем воспользоваться поиском по сайту, мы уверены, что вы сможете найти больше информации по нужной Вам тематике ДЛЯ СТУДЕНТОВ И ШКОЛЬНИКОВ ЕСТЬ
ZADANIA.TO
4. АДРОННАЯ ЭРАПри 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 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 ствующих координат) вариации меньше В малом масштабе, но большем чем Существование таких областей в масштабе, даже меньшем чем Термодинамические флуктуации с Приведенная выше информация получена из наблюдений. Насколько известно автору, нет никакой твердой фундаментальной теории, объясняющей наблюдаемое значение Вторая проблема, касающаяся адронной эры, связана с теориями нарушения симметрии. Предполагается, что одно или несколько волновых полей Холодному вакууму соответствует Киржниц [31] указал (и его коллега Линде в дальнейшем детально разработал [32-34, 40]), что при достаточно высокой температуре симметрия вакуума восстанавливается, 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 118], Кобзаревым, Окунем и Волошиным [35]. Ситуация меняется, если
Холодный вакуум опять не симметричен, 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 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 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.
|
1 |
Оглавление
|