ПОИСК Статьи Чертежи Таблицы Ранняя Вселенная из "Введение в экспериментальную физику частиц Изд2 " Любуясь в ясную ночь видом звездного неба, мы поражаемся огромностью открывающегося перед памп пространства и количеством звезд. Однако невооруженным глазом мы видим в лучшем случае десятки тысяч из приблизительно 100 миллиардов звезд, составляющих нашу Галактику. А в доступной для исследования с помощью мощных телескопов области Вселенной содержится около 100 миллиардов галактик, и общее количество звезд в них оценивается приблизительно в 10 . [c.216] Наше воображение не в состоянии представить пи такого количества звезд, пи расстояний в сотни миллионов и даже миллиарды световых лет на которых находятся от нас дальние галактики (для сравнения от нашего Солнца свет идет до Земли около восьми минут). Поэтому ко Вселенной мы относимся с невольным благоговением и ассоциируем ее с понятиями бесконечности, вечности и неизменности. Тем удивительнее, что современная наука оказалась в состоянии рассматривать Вселенную в целом, исследовать ее общее развитие во времени и пространстве, установить факт ее рождения и подробно восстановить его картину. [c.216] Аналогично, наблюдение Хаббла отнюдь не означает, что мы находимся в некотором центре Вселенной такое наблюдение могло бы быть, в нринцине, сделано в любой ее точке. [c.218] Свое открытие Хаббл сделал, сопоставляя красное смещение в спектрах далеких галактик с расстоянием до них, которое оценивал по их видимой светимости . [c.218] Величина этого смещения, т. е. изменение длины волны АЛ, пропорциональна скорости отпосительпого движения источника в направлении луча зрения. Поэтому скорость удаления галактик может быть довольно точно измерена спектрометрическим методом. Менее точным является определение расстояний до далеких галактик первоначальная оценка этих величин Хабблом оказалась на порядок меньше полученной в более поздних исследованиях. [c.218] Одновременность начала разлета вещества Вселенной, наблюдаемого как разбегание галактик, означает, что этот разлет возник в результате некоторого взрывного процесса. Динамика дальнейшего развития Вселенной, выбор между двумя фридмановскимп моделями был определен соотношением между кинетической энергией разлета, нронорциональной и постоянно противодействующими этому разлету силами тяготения, зависящими от плотности Вселенной р. [c.219] Поскольку Вселенная расширяется, естественно полагать, что в начальном состоянии опа имела очень малый объем и огромную плотность. [c.219] В 1946-1948 гг. Дж. Гамов разработал основы теории горячей Вселенной, согласно которой она вначале была не только сверхплотной, но имела при этом и экстремально большую температуру. [c.219] А началом начал был так называемый Большой взрыв (Big Bang). Этот взрыв должен был сопровождаться электромагнитным излучением колоссальной интенсивности. Еще Гамовым было высказано предположение, что это излучение, теряя в процессе расширения Вселенной интенсивность и энергию (т. е. охлаждаясь), могло сохраниться до наших дней, равномерно наполняя все пространство. Энергия этого излучения в настоящее время должна, согласно теоретическим оценкам Гамова и его коллег, соответствовать температуре около 3 К . Однако, несмотря на вполне четкие предсказания, целенаправленные поиски этого излучения почему-то не были предприняты. [c.219] Из этой безобидной на вид зависимости следует невероятно быстрый темп развития раппей Вселенной, первые моменты существования которой были действительно Большим взрывом. Нанример, за время от t = 10 с (а применительно к раппей Вселенной рассматриваются и такие времена) до = 10 с ее температура уменьшилась в десять миллиардов раз И за этот промежуток времени, который нам кажется одним мгновением , в истории Вселенной произошел целый ряд важнейших событий, о которых мы расскажем немного дальше. Представление о том, как менялась во времени температура Вселенной, дает рис. 13.2. Шкале температур можно сопоставить шкалу соответствующих энергий частиц. На рис. 13.2 последние представлены в единицах эВ (электронвольт) и характеризуют среднюю энергию частиц, из которых тогда состояла Вселенная. Это позволяет легко перекинуть мост от процессов космического масштаба к процессам микромира, им соответствующим. [c.220] В существенно более ранние времена, вплоть до I с. [c.221] Еще более раннее время, соответствующее энергиям от 10 ГэВ и выше и экстремально большой плотности Вселенной, пока недоступно даже для теоретической мысли. Предполагатся, что в этой области энергий гравитационное взаимодействие сравнимо но силе с остальными . [c.222] Расскажем коротко о некоторых периодах развития раппей Вселенной, о которых имеются более или менее определенные представления. [c.222] Естественно, что чем ближе к началу Большого взрыва, тем большую роль нри воссоздании картины происходивших событий играют гипотезы и тем мепее точными становятся численные оценки. [c.222] Однако основой многих выводов и представлений являются фундаментальные физические законы (в частности, законы термодинамики), которые предполагаются справедливыми и в экстремальных условиях первых мгновений, начиная с = 0. [c.222] В нашем рассказе мы будем исходить из некоторой стандартной модели ранней Вселенной, являющейся наиболее вероятным ее описанием для области энергий, недоступной для прямого экспериментального исследования и достаточно достоверной для энергий, исследованных экспериментальной физикой частиц и ядерпой физикой. [c.222] Начнем с периода, которому соответствуют энергии частиц примерно от 10 до 10 ГэВ. Этот период обусловил ряд важнейших параметров Вселенной. Согласие с этими параметрами дает модель раппей Вселенной, исходящая из теории великого объединения, что является одним из главных аргументов в пользу этой теории. В указанной области энергий процессы, определяемые великим объединением, должны были доминировать. [c.222] Вследствие большой величины универсальной константы связи, соответствующей великому объединению, и огромной плотности вещества взаимодействие частиц между собой, в том числе их взаимопревращение, происходило чрезвычайно интенсивно. При этом кварки могли превращаться в лептоны, лептоны — в кварки, и те и другие создавали фотоны, которые, в свою очередь, рождали нары дд, И и т.д. В результате установилось некоторое равновесие, т. е. количество частиц разного тина, порог рождения которых много меньше тогдашней характерной энергии, было приблизительно одинаковым. В частности, поскольку кварки бывают трех цветов, между числом кварков и числом лептонов установилось соотношение 3 1. Этим можно объяснить, почему во Вселенной число протонов равно числу электронов. Число кварков и число фотонов были одного порядка величины . [c.223] Вернуться к основной статье