Модели объединения и большой взрыв

Отсутствие земных перспектив заставляет физиков-теоретиков, занимающихся проблемами объединения, обращаться к космологии, к первым мгновениям большого взрыва.

 Как известно, согласно теории горячей Вселенной связь между возрастом t и температурой Вселенной Т по порядку величин дается соотношением t ~ m_pT^-2. Так что температура порядка 10¹⁵–10¹⁹ ГэВ отвечает возрасту 10^-36–10^-44 с. Такая сверхюная Вселенная является естественной лабораторией для проверки моделей великого объединения и суперобъединения.

 При высокой температуре вакуумного скалярного конденсата нет. Он появляется при остывании Вселенной. Если процесс остывания происходит достаточно быстро, так что между различными областями пространства не успевает осуществиться обмен сигналами, то фазы конденсата фиксируются независимо в этих областях и не скоррелированы друг с другом.

 Вакуум метастабилен, если отвечающий ему минимум потенциала не является абсолютным минимумом. Переход из метастабильного вакуума в стабильный энергетически выгоден, но, как видно переход этот – подбарьерный; классически он запрещен. Переход происходит путем подбарьерного, квантового рождения пузырька нового вакуума, который затем расширяется классически, причем скорость этого расширения довольно быстро приближается к скорости света.

 На более ранних этапах, когда Вселенная была достаточно горячей, в ней доминировал газ релятивистских частиц («фотонный газ»). В этом случае из простых размерных соображений следует, что r ~ а^-4. (Плотность числа фотонов падает, как а^-3, а энергия каждого из фотонов падает, как а^-1, поскольку длина волны фотона растет с ростом масштабного фактора. Сравните это с известным соотношением r ~ Т⁴ для излучения черного тела.)

Значение плотности, отвечающей плоской Вселенной (K = 0), называют обычно критической плотностью и обозначают r_c.

Теория инфляционной Вселенной возникла в 1980 г. Сегодня есть ряд различных конкретных сценариев, отличающихся друг от друга механизмами возникновения и разрушения космологического члена. У одних авторов космологический член создается квантовыми гравитационными эффектами, у других – стандартным хиггсовым потенциалом, у третьих – хиггсовым потенциалом Коулмена – Вайнберга.

 Контрольные вопросы

1.     Что такое космология?

2.     Мир галактик.

3.     Реликтовое радиоизлучение.

4.     Химический состав Вселенной.

5.     О возможных возрастах Метагалактики.

6.     Физические процессы в горячей Вселенной.

7.     Образование галактик.

8.     Черная дыра – как доказать её существование.

9.     Модели объединения и большой взрыв.