4. АДРОННАЯ ЭРА

При 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 барионов к фотонам и нейтрино. Будучи экстраполировано к адронной эре, это означает, что имеется слабая асимметрия отношения барионы/антибарионы в прошлом. Последнее кажется очень странным.

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 избытка, от до

В малом масштабе, но большем чем возможны большие вариации, но тем не менее это отношение никогда не переходит в обратное так что областей с избытком антивещества не существует.

Существование таких областей в масштабе, даже меньшем чем невозможно опровергнуть при условии, что аннигиляция с барионным избытком в среде кончается в течение адронной эры, но до периода нуклеосинтеза и спектрально-чувствительного периода лептонной эры.

Термодинамические флуктуации с должны давать в областях с что соответствует сопутствующему масштабу порядка одного километра. Эти мелкомасштабные флуктуации должны распадаться в результате диффузии задолго до лептонной эры.

Приведенная выше информация получена из наблюдений. Насколько известно автору, нет никакой твердой фундаментальной теории, объясняющей наблюдаемое значение и не существует никаких теоретических утверждений относительно его пространственной однородности или изменения.

Вторая проблема, касающаяся адронной эры, связана с теориями нарушения симметрии. Предполагается, что одно или несколько волновых полей характеризуется специфической зависимостью потенциальной энергии от амплитуды типа где . Эта функция имеет минимумы при .

Холодному вакууму соответствует Например, Т. Д. Ли [391 использует существование двух решений, чтобы построить теорию, которая симметрична в своих начальных предположениях (включая симметрию Но в заданной области пространства, например с симметрия нарушается, свойства барионов и антибарионов различны (так называемое нарушение СР-инвариантности и несохранение четности). В других теориях массы частиц зависят от являясь отличными от нуля.

Киржниц [31] указал (и его коллега Линде в дальнейшем детально разработал [32-34, 40]), что при достаточно высокой температуре симметрия вакуума восстанавливается, везде. При уменьшении температуры происходит фазовый переход от симметричной фазы с к антисимметричной фазе . Однако знаки в удаленных областях (вне горизонта) не коррелированы. Поэтому должны встречаться граничные слои — «стенки», разделяющие и . Космологические следствия, включая массу «стенок» и связанные с ними возмущения, были рассмотрены

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 комплексно и вместо Т в записывается

Холодный вакуум опять не симметричен, а горячий вакуум симметричен Но вырождение холодного вакуума теперь является непрерывным: всякое состояние с произвольной фазой является кандидатом в холодный вакуум. Фазовый переход из горячей в холодную фазу оставляет вихревые линии (линии, вдоль которых фаза меняется на 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 (с неизвестным 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

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.