Cтраница 1
В ранней Вселенной вещество можно приближенно рассматривать как идеальную жидкость, энтропия которой сохраняется. [1]
Картина ранней Вселенной излагается в соответствии с опубликованным текстом доклада, сделанного одним из ведущих отечественных космологов чл. [2]
В этой ранней Вселенной фотоны эффективно взаимодействовали с веществом, число частиц было равно числу античастиц. Состав вещества Вселенной был резко отличен от вещества, с которым мы имеем дело в современную эпоху. Например, при Т - 1028 К вещество сгустка состояло из фотонов, кварков, глюонов, W - и Z - 6o3OHOB, лептокварков и некоторых тяжелых частиц. [3]
Если бы теории ранней Вселенной можно было проверять только по распространенности химических элементов, то выяснить истину было бы сложно. По-видимому, еще долго шли бы споры. [4]
Однако, согласно теории ранней Вселенной, в самом начале космологич. [5]
Значительная часть современных представлений о ранней Вселенной связана с инфляционной космологией. В настоящий момент эта теория представляет собой единственное объяснение того, почему наша Вселенная такая большая, плоская, однородная и изотропная. Инфляционная теория была предложена после того, как не увенчались успехом все остальные попытки решить проблему реликтовых монополей. Монополи возникают из-за космологических фазовых переходов практически во всех версиях единой теории слабых, сильных и электромагнитных взаимодействий. [6]
В подчиненной квантовым законам гравитации ранней Вселенной кривизна пространства-времени и даже его топологическая структура должны флуктуировать. Согласно такой модели, гравитон - это квант флуктуирующего пространства-времени, сочетающий в себе свойства элементарной частицы и волны искривления, бегущей по четырехмерному миру. Эффекты, связанные с ними, обнаруживаются на расстояниях порядка планковской длины 1Р и планковского времени tp, поэтому их экспериментальное наблюдение невозможно. [7]
Исследованию поведения вихревых движений в ранней Вселенной посвящены § § 3.2 - 3.4, 4.2, 5.4; роль вихревых движений в процессе перехода к активной фазе космогонического процесса см. в § 5.1, а в предыдущем разделе настоящего параграфа рассматривались особенности вихревой турбулентности в метагалактической среде. [8]
Любые две частицы в такой очень ранней Вселенной двигались с нарастающей скоростью друг от друга. [9]
Однако подобные условия существовали в очень ранней Вселенной, так что физика таких экстремальных состояний, вероятно, определила ее дальнейшую судьбу в космологических масштабах. [10]
Расскажем коротко о некоторых периодах развития ранней Вселенной, о которых имеются более или менее определенные представления. [11]
Такие первичные черные дыры, образовавшиеся в ранней Вселенной из чрезвычайно больших флуктуации плотности, могут существовать ( как показано в работах Хокинга [164], Карра [37] и др.), но вряд ли черных дыр массами больше массы галактики существует очень много, так как их можно было бы обнаружить, поскольку они разрушали бы галактики. [12]
Обсуждаются проблемы объединения взаимодействий и различные космологические модели ранней Вселенной, проблемы множественности и взаимодействия миров. [13]
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 ядерной физикой. [14]
В построенной системе отсчета существует удобный метод определения флуктуации плотности в ранней Вселенной. Милн [253] отметил любопытное свойство, заключающееся в том, что гиперповерхность / / можно задать так, чтобы она проходила через области, в которых плотность вещества равна некоторому выбранному значению ( если распределение вещества достаточно гладкое), в результате неоднородности исключаются. [15]