Лекция 1. Эволюция вселенной (стр. 12 )

Дальше реакции не идут, т. к. в природе нет устойчивых химических элементов с атомным номером 5, а концентрация ядер He еще слишком низка, чтобы могли эффективно идти реакции , . Эпоха первичного нуклеосинтеза завершается к моменту с. Важнейший параметр расчетов относительного содержания первичных элементов удельная энтропия на 1 барион , которая не меняется в ходе расширения. Эта величина также может быть выражена в терминах плотности барионов . Таким образом, хим. состав дозвездного вещества (по числу атомов) предсказывается: (75%), (25%), , , . Эти цифры хорошо согласуются с новейшими определениями химсостава вещества на больших красных смещениях по линиям в спектрах квазаров (см. Рис. 11.1).

Замечательно, что наблюдения первичного химсостава (особенно первичного дейтерия по УФ-линии A, т. к. он наиболее чувствителен к потности: чем больше плотность, тем быстрее дейтерий вступает в дальнейшие реакции и тем самым тем меньше его относительное содержание; в звездах дейтерий быстро превращается в более тяжелые элементы) налагают независимые ограничения на плотность барионного вещества во Вселенной:

(11.19)

(даже с учетом неопределенности в современном значении постоянной Хаббла). Наблюдения светящегося вещества в галактиках дает оценку . Отсюда следует важный вывод: во Вселенной должно существовать невидимое барионное вещество, масса которого в десятки раз превышает массу светящегося (т. е. испускающего свет) вещества. Из независимых соображений (рост возмущений, формирование крупномасштабной структуры Вселенной) делают вывод о необходимости присутствия еще и небарионной скрытой массы. Независимые свидетельства существования значительной доли небарионной скрытой массы ( ) следуют из наблюдения кривых вращения спиральных галактик, рентгеновского излучения газа в скоплениях галактик, гравитационного линзирования на скоплениях галактик, из анализа динамики галактик в группах и скоплениях и др.

Рис. 11.1 Расчет химического содержания легких элементов в эпоху первичного нуклеосинтеза (число атомов по отношению к атомам водорода) как функция удельной энтропии на 1 барион или плотности барионного вещества (верхняя шкала). Вертикальная полоса соответсвует наблюдениям содержания легких элементов по спектрам далеких квазаров.

11.3.1 Ограничения на число сортов нейтрино из первичного нуклеосинтеза

На радиационно-доминированной стадии связь температуры первичного вещества с временем от начала расширения следует из формулы для зависимости плотности всей материи от времени:

(11.20)

где - безразмерная величина, характеризующая отношение плотности числа всех частиц к плотности числа фотонов (так, равновесным соответствует ). Следовательно, равновесная температура будет зависеть не только от времени, но и от числа сортов частиц, поддерживающих равновесие. Тогда и температура "закалки" соотношения нейтронов и протонов (см. выше, раздел 11.3), определяющая количественное содержание первичных легких элементов, будет зависеть от : . Cледовательно, из анализа первичного химсосатва можно вывести ограничения на число сортов слабо взаимодействующих частиц. Этот метод впервые был предложен советским астрофизиком в 1969 г. В 1967 г. это ограничение составляло , в 1000 раз лучше тогдашнего ограничения из экспериментов по физике элементарных частиц. К 1999 г. из экспериментально определенного значения первичного гелия получены следующие ограничения на число сортов легких нейтрино: , верхний 3- предел , что полностью соответствует новейшим результатам, полученным на ускорителе LEP (ЦЕРН): .

Согласно современной теории элементарных частиц, нейтрино могут иметь массу покоя. Новейшие данные (1998) с нейтринного детектора Суперкамиоканде (Япония) свидетельствуют об атмосферных осцилляциях различных сортов нейтрино, что может быть только при ненулевой массе покоя. Измеренное значение квадрата разницы масс эВ. Любопытно, что уже при массе покоя эВ вклад нейтрино в полную плотность во Вселенной оказывается сопоставим с вкладом барионов светящегося вещества в звездах!

Лекция 8. Современные представления теории Большого взрыва и теории горячей Вселенной[править | править вики-текст]

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,77 ± 0,059 млрд лет назад[2][3][4] из некоторого начального сингулярного состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 1032 К (Планковская температура) и плотностью около1093 г/смі (Планковская плотность). Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Приблизительно через 10−35 секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время — 10−43 секунд после Большого взрыва, в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии некоторого времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемыйбариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу — образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомовводорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии).

После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.