Лекция 1. Эволюция вселенной (стр. 5 )

Элементарный расчет тогда показывает, что "планковская температура" = 1032 K достигается через 10- 43 секунд от начала мира, = 1013 K - через 10- 6 секунд, = 1010 K - через 1 секунду, = 109 K - через 1 минуту, = 104 K (смена эпох) - через 100 тысяч лет, = 103 K - через 1 миллион лет. Таким образом, первичный нуклеосинтез завершается уже через несколько минут от "начала мира", а формирование атомов - через миллион лет. После этой довольно бурной стадии начальный этап эволюции завершается и переходит в рутинный процесс расширения, который мы и наблюдаем сейчас, спустя приблизительно 15 миллиардов лет от "начала мира".

Лекция 2. Модель расширяющейся Вселенной

В этом разделе рассмотрим однородные и изотропные космологические модели Вседенной, впервые рассмотренные в 1922 г. и носящие его имя.

Космологический принцип

Подобно принципу потоянства скорости света или принципу эквивалентности (которые лежат в основе общей теории относительности), в основе современных космологических моделей лежит космологический принцип, согласно которому во Вселенной не должно быть выделенных наблюдателей. Иногда этот принцип называют "принципом Коперника", который первый в новой истории отказался от геоцентрической системы мира. Этот принцип означает, что глобальные характеристики Вселенной одинаковы для любого наблюдателя, находящегося в любой точке гиперповерхности постоянного времени.

В настоящее время этот принцип с огромной точностью подтвержден астрономическими наблюдениями однородности распределения материи во Вселенной в больших масштабах ( Мпк) и изотропии (отсутствие выделенного направления на уровне флюктуаций температуры реликтового фона ). Уже одного этого оказывается достаточным, чтобы из всего мыслимого многообразия возможных математических моделей, описывающих Вселенную в целом, выбрать весьма узкий класс однородных изотропных пространств (т. н. модели Фридмана-Робертсона-Уокера). См. подробнее в непревзойденной монографии С. Вейнберга "Гравитация и космология", М.: Мир, 1975, Гл. 13 и далее).

Лекция 3. Модель горячей Вселенной

предполагает, что на ранних стадиях расширения Вселенная характеризовалась не только высокой плотностью, по и высокой темп-рой вещества. Предложена и разработана в конце 40-х гг. 20 в. Г. Гамовым и его сотрудниками (США), получила экспериментальное подтверждение после открытия А. Пензиасом и Р. Вильсоном (США) в 1965 г. в высшей степени изотропного микроволнового фонового излучения с планковским спектром и температурой 3 К.

На ранних стадиях расширения в термодинамическом равновесии с веществом должно было находиться чернотельное излучение (т. е. близкое к излучению абсолютно чёрного тела, планковское, см. Планка закон излучения) с такой же, как у вещества, очень высокой темп-рой. В ходе расширения Вселенной темп-ра излучения адиабатически (см. Адиабатический процесс) снижалась. Присутствие во Вселенной чернотельного излучения - свидетеля ранней горячей стадии эволюции Вселенной - было осн. наблюдательным предсказанием М. г. В. В популярной литературе за микроволновым фоновым излучением, заполняющим Вселенную (500 фотонов/см3), закрепилось название "реликтовое излучение". Косвенным подтверждением М. г. В. служит также наблюдаемое обилие гелия, превышающее повсеместно 22% по массе, а также обнаруженное в межзвёздном газе неожиданно высокое обилие дейтерия, происхождение к-рого можно связать лишь с ядерными реакциями синтеза лёгких элементов в горячей Вселенной.

Зная совр. темп-ру реликтового излучения, можно провести экстраполяцию в прошлое, используя хорошо известные и проверенные в лаборатории законы механики, статистич., атомной и ядерной физики, физики элементарных частиц. Экстраполяция законов механики и статистич. физики не вызывает сомнений вплоть до планковского времени t ~ tПл ~ 10-43 с (см. Планка постоянная) от начала расширения, когда гравитац. эффекты были того же порядка, что и квантовомеханические. При t < tПл ситуация неясна. Нерешённой остаётся и проблема о зависимости темп-ры от времени на стадии, когда темп-ра превышала 1012 К и с, т. к. совр. эксперимент в области физики элементарных частиц не даёт ответа на вопрос о зависимости числа нестабильных элементарных частиц от их массы.

Рис. 1. Основные этапы эволюции Вселенной. На осях приведены: время t, прошедшее от начала расширения, космологическое красное смещение z и температура излучения Tr.

Длина волны фотонов в ходе расширения Вселенной растёт так же, как и расстояние между галактиками: фотоны испытывают космологич. красное смещение, при этом их частота и энергия уменьшаются. При таком уменьшении частоты фотонов чернотельного излучения спектр излучения остаётся чернотельным, но его темп-ра уменьшается. Следовательно, раньше темп-ра излучения была выше, чем современная, к-рая, согласно данным наблюдений, близка к 3 К. Напр., в период, когда ср. расстояние между частицами было в миллиард раз меньше, чем сейчас, темп-ра излучения и вещества составляла К, а концентрация протонов и нейтронов превышала совр. ср. концентрацию на 27 порядков, т. е. была порядка 1020-1021 см-3, что превышает концентрацию частиц в земной атмосфере. При столь высокой темп-ре, согласно статистич. физике, в термодинамич. равновесии с фотонами должно было находиться почти столько же электронов и позитронов, т. е. их концентрации были приблизительно равны: . Это обусловлено тем, что при таких темп-рах эффективно идут процессы рождения электрон-позитронных пар при столкновениях двух фотонов и обратный процесс двухфотоннойаннигиляции пар.

При ещё более высокой темп-ре Т, т. е. на ещё более раннем этапе (рис. 1), при К и с в равновесии с излучением находились различные виды мезонов, гипероны, пары протонов и антипротонов (см. Античастицы), нейтронов и антинейтронов, нейтрино и антинейтрино, др. элементарные частицы. Их концентрации были порядка концентрации фотонов . На очень ранних стадиях мир был практически зарядово-симметричным (частицы и античастицы были представлены почти в одинаковом количестве), концентрация нуклонов лишь на одну миллиардную превышала концентрацию антинуклонов. Именно эта ничтожная разница в числе нуклонов и антинуклонов впоследствии после аннигиляции частиц и античастиц привела к наблюдаемому зарядово-асимметричному миру. Такую разницу в числе нуклонов и антинуклонов, а также совр. барионный заряд мира (полное отсутствие антивещества) можно объяснить либо первичным малым превышением числа нуклонов над антинуклонами, либо несохранением барионного заряда (см. Барионная асимметрия Вселенной). Физика элементарных частиц предполагает отсутствие полной симметрии в процессах с участием нуклонов и антинуклонов. На ранних стадиях расширения при громадных плотности и темп-ре реакция взаимного превращения, рождения и аннигиляции частиц шли с колоссальной скоростью и (несмотря на малость асимметрии) могли привести к заметному (на 10-9) преобладанию барионов над антибарионами.

По мере расширения Вселенной и понижения темп-ры вещества и излучения сначала проаннигилировали антинуклоны с нуклонами, потом исчезли различные мезоны. Энергии частиц при их столкновениях не хватало для рождения пар нуклонов и антинуклонов, а процесс аннигиляции, сопровождающийся энерговыделением, шёл по-прежнему эффективно. В равновесии остались лишь фотоны, электроны и позитроны, а также три вида нейтрино: электронные, мюонные и тау. Пробег нейтрино в горячей электрон-позитронной плазме быстро (как T-5) растёт с понижением T. Поэтому уменьшение T до ~ 1010 К привело к тому, что Вселенная стала прозрачной для нейтрино всех трёх сортов. Совр. концентрация этих реликтовых нейтрино, согласно М. г. В., должна составлять примерно 75 см-3 для каждого вида, т. е. 450 см-3 для нейтрино и антинейтрино всех трёх сортов. Концентрация реликтовых нейтрино должна быть лишь ненамного (ок. 10%) меньше, чем концентрация фотонов микроволнового фона. Если нейтрино безмассовые (т. е. их масса покоя равна нулю), то их совр. температура должна быть близка к 2 К, т. е. ниже, чем у фотонов.

Когда темп-ра упала до ~ 109 K, практически проаннигилировали электроны и позитроны, отдав свою энергию и энтропию газу фотонов и подняв темп-ру излучения относительно уже не взаимодействующего с ним газа нейтрино. Благодаря этому совр. темп-ра фотонов (3 К) прибл. на 1 К должна быть выше, чем темп-ра газа безмассовых нейтрино. При Т ~ 109 K ядра существовать в большом количестве не могли, столкновения с фотонами, электронами и позитронами приводили к их разрушению. Имелись лишь протоны и нейтроны. Их столкновения с электронами, позитронами и нейтрино вели к взаимным превращениям протонов и нейтронов: n + е p + , p + е n + . В ходе дальнейшего расширения Вселенной концентрация нейтронов Nn уменьшалась в соответствии с Больцмана распределением (Np - концентрация протонов, - разность масс покоя нейтрона и протона), одновременно росла доля протонов. Темп-ра снижалась. Нейтроны n соединялись с протонами р, образуя дейтерий D: n + p D + .