Редактирование: Космология
Перейти к навигации
Перейти к поиску
Правка может быть отменена. Пожалуйста, просмотрите сравнение версий ниже, чтобы убедиться, что это нужная вам правка, и запишите страницу ниже, чтобы отменить правку.
Текущая версия | Ваш текст | ||
Строка 86: | Строка 86: | ||
== Проблема начала космологического расширения == | == Проблема начала космологического расширения == | ||
Успехи физики элементарных частиц при больших энергиях позволили приступить к исследованию процессов, имевших место в самом начале расширения Вселенной. Согласно теории, при <math>T>10^{13}</math> К вещество состояло в основном из кварков. При температуре порядка 10<sup><small>15</small></sup> К вещество содержало большое количество промежуточных бозонов – частиц, осуществляющих единое электрослабое взаимодействие. При ещё бóльших температуpax (порядка 10< | Успехи физики элементарных частиц при больших энергиях позволили приступить к исследованию процессов, имевших место в самом начале расширения Вселенной. Согласно теории, при <math>T>10^{13}</math> К вещество состояло в основном из кварков. При температуре порядка 10<sup><small>15</small></sup> К вещество содержало большое количество промежуточных бозонов – частиц, осуществляющих единое электрослабое взаимодействие. При ещё бóльших температуpax (порядка 10<small><sup>28</small></sup> К) происходили процессы, которые, вероятно, обусловили само существование вещества в современной Вселенной. В рамках данной гипотезы при <math>T>10^{28}</math> К во Вселенной имелось большое число очень массивных так называемых Х- и Y-бозонов, осуществляющих единое сильное и электрослабое взаимодействие. С участием этих частиц кварки могут превращаться в лептоны и обратно. В это время количество частиц и античастиц каждого сорта было, вероятно, совершенно одинаковым. Когда температура расширяющейся Вселенной стала ниже 10<small><sup>28</small></sup> К, Х- и Y-бозоны и их античастицы начали распадаться, причём их распад происходил по-разному. В результате образовалось немного больше частиц, чем античастиц. Это привело к тому, что во Вселенной при температуре порядка 10<small><sup>13</small></sup> К возник небольшой избыток (порядка 10<small><sup>–9</small></sup>) барионов над антибарионами. Этот избыток барионов и привёл к существованию небольшой примеси обычного вещества в «море» лёгких частиц (при <math>T<10^{12}</math> К). Позднее из этого вещества сформировались все небесные тела. | ||
При температуре <math>T>10^{28}</math> К Вселенная, вероятно, чрезвычайно быстро расширялась (см. [[Инфляционная модель Вселенной]]). Причиной этого, возможно, было имевшееся во Вселенной особое скалярное поле (или поля) с уравнением состояния, близким к вакуумно-подобному: <math>P \approx - \rho c^2</math>. Подстановка этого уравнения в (5) показывает, что <math>\rho</math> при этом не меняется со временем. Из уравнения (3) следует, что вместо сил тяготения, обусловливающих <math>\ddot R<0</math>, при отрицательном давлении <math>P</math> имеются силы гравитационного отталкивания и <math>\ddot R>0</math>. В результате Вселенная расширяется почти по экспоненциальному закону <math>R(t) \sim exp(t/t^\text{*})</math> (где <math>t^\text{*} \ | При температуре <math>T>10^{28}</math> К Вселенная, вероятно, чрезвычайно быстро расширялась (см. [[Инфляционная модель Вселенной]]). Причиной этого, возможно, было имевшееся во Вселенной особое скалярное поле (или поля) с уравнением состояния, близким к вакуумно-подобному: <math>P \approx - \rho c^2</math>. Подстановка этого уравнения в (5) показывает, что <math>\rho</math> при этом не меняется со временем. Из уравнения (3) следует, что вместо сил тяготения, обусловливающих <math>\ddot R<0</math>, при отрицательном давлении <math>P</math> имеются силы гравитационного отталкивания и <math>\ddot R>0</math>. В результате Вселенная расширяется почти по экспоненциальному закону <math>R(t) \sim exp(t/t^\text{*})</math> (где <math>t^\text{*} \leqslant 10^{-35}</math>, <math>с</math> – постоянная) и за короткое время масштабный фактор возрастает в огромное число раз. В конце периода «инфляции» плотность энергии скалярного поля переходит в плотность массы обычной материи ультрарелятивистских частиц и античастиц, и далее расширение протекает с замедлением в согласии со «стандартной» теорией Фридмана. Начальная инфляционная стадия, вероятно, объясняет такие фундаментальные свойства современной Вселенной, как её большой размер, однородность в больших масштабах, близость средней плотности материи к критическому значению <math>\Omega_0=1</math> и др. Возмущения плотности, рождающиеся параметрическим образом в конце инфляционной стадии, растягиваются инфляцией и попадают в область галактических масштабов, что в конце концов и приводит к образованию крупномасштабной структуры Вселенной. | ||
Границу применимости самых общих концепций современной физики в космологии представляют большие плотности энергии, при которых должны проявляться ещё не изученные квантовые или многомерные свойства пространства-времени и тяготения. Инфляционная модель Вселенной даёт возможность предположить, что пространственная однородность Вселенной простирается на расстояния, намного превышающие размеры охваченной наблюдениями области Вселенной, но всё же на конечные масштабы. На границах этой области однородности, возможно, имеются экзотические образования, предсказываемые теоретической физикой, – доменные стенки, магнитные монополи и др., а за границей – другая области Вселенной [иногда их называют другими вселенными, множественными мирами или малтиверсом (от ''англ.'' multiverse)] с иными свойствами, чем область, доступная наблюдениям. | Границу применимости самых общих концепций современной физики в космологии представляют большие плотности энергии, при которых должны проявляться ещё не изученные квантовые или многомерные свойства пространства-времени и тяготения. Инфляционная модель Вселенной даёт возможность предположить, что пространственная однородность Вселенной простирается на расстояния, намного превышающие размеры охваченной наблюдениями области Вселенной, но всё же на конечные масштабы. На границах этой области однородности, возможно, имеются экзотические образования, предсказываемые теоретической физикой, – доменные стенки, магнитные монополи и др., а за границей – другая области Вселенной [иногда их называют другими вселенными, множественными мирами или малтиверсом (от ''англ.'' multiverse)] с иными свойствами, чем область, доступная наблюдениям. |