Ранняя вселенная

Cтраница 2

Из этой безобидной на вид зависимости следует невероятно быстрый темп развития ранней Вселенной, первые моменты существования которой были действительно Большим взрывом. Например, за время от t 10 40 с ( а применительно к ранней Вселенной рассматриваются и такие времена) до t 10 20 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. [16]

О сверхмассивных длинных нитеобразных структурах, образо вавшихся в результате эволюции очень ранней Вселенной, которые в настоящее время могут быть зародышами новых галактик. [17]

В подобной же схеме, предложенной Мессарошем [248], предполагается, что в ранней Вселенной в результате некоторого процесса образовались довольно мелкие черные дыры. Вследствие этого некоторая часть вещества, существовавшая первоначально в виде излучения, превратилась в газ, состоящий из черных дыр, давление которого равно нулю. Поскольку энергия сохраняется, плотность вещества при этом не изменяется, но давление уменьшается, так что последующая эволюция будет иной. [18]

Эти рассуждения показывают, что мы можем полагать, как отметил Леметр, что в ранней Вселенной небольшие возмущения плотности росли и в результате превратились в такие четко выраженные неоднородности, как галактики. [19]

Поскольку характерные размеры наблюдаемого скучивания вещества меньше, чем 4q [ уравнение (92.47) ], в ранней Вселенной флуктуации давления, для которых выполнено условие е 1, вообще говоря, могли создать неоднородности плотности наблюдаемого размера. [20]

Ограничение (95.1) не распространяется на амплитуду первичных изотермических флуктуации, потому что в этом случае геометрия пространства ранней Вселенной не испытывает возмущении В разд. [21]

Автомодельное решение, конечно, требует, чтобы начальные значения корреляционных функций, восходящие в прошлое к малым возмущениям ранней Вселенной, были бы степенными функциями расстояния, поскольку не могут существовать никакие фиксированные характерные относительные расстояния. Спектр мощности для флуктуации плотности в автомодельном решении равен ( разд. [22]

Корреляция массовой фракции 4Не ( У и распространенности кислорода ( О / Н. [23]

Вселенной с очевидностью указывают на то, что подавляющее количество 4Не было сформировано на стадии первоначального синтеза ядер в ранней Вселенной. [24]

Именно на стыке теории поля и теории сверхпроводимости Д. А. Киржниц вместе со своим учеником А. Д. Линде построил модель космологического фазового перехода в ранней Вселенной. [25]

В раздел Астрофизика и космология включены важнейшие работы Д. А. Киржница по экстремальным состояниям вещества, по внутреннему строению сверхплотных звезд, по построению модели космологического фазового перехода в ранней Вселенной. [26]

До некоторой степени родственным процессом является термодинамическая неустойчивость. Если в ранней Вселенной смесь вещества и излучения прошла через что-либо типа критической точки, то термодинамические флуктуации плотности могли быть значительными и, поддерживаемые гравитацией, могли ускорить развитие структур: В модели горячей Вселенной наиболее перспективным в этом отношении периодом, по-видимому, является эпоха рекомбинации. Там, где плотность вещества выше средней плотности, плазма превращается в водород быстрее, уменьшая тем самым молекулярную массу и, следовательно, давление вещества, которое затем стремится увеличить плотность неоднородности. Можно было бы предположить, что при очень большом красном смещении существовала более сильная термодинамическая неустойчивость, но при большом Z число бар ионов в пределах горизонта относительно невелико, так что влияние неустойчивости на флуктуации в масштабе галактики было бы пренебрежимо мало. [27]

Для сравнения напомним, что размер всей видимой сегодня Вселенной всего примерно 1010 парсеков. В той ранней Вселенной практически не было частиц, настолько они были редки, и температура практически не отличалась от - абсолютного нуля. Единственное, что осталось во Вселенной к концу раздувания - это вакуумноподобное состояние. Но такое состояние неустойчиво и при t примерно равном 3 - 10 - 35-с оно распалось на обычные частицы, движущиеся с ультрарелятивистскими скоростями. Температура во Вселенной в ходе распада вакуумноподобно-го состояния подскочила примерно до Г 1027 К. Это был конец инфляции - вакуумноподобное состояние исчезло. [28]

Количество кварков и антикварков в ранней Вселенной было бы одинаковым, и они, согласно представлениям, возникшим уже после того, как была понята космологическая роль СР-несохранения, взаимно уничтожались бы в актах аннигиляции до тех пор, пока во Вселенной не остались бы только фотоны и нейтрино. Так что мир, в котором мы живем, в том числе и мы с Вами, уважаемый читатель, обязаны своим существованием небольшому нарушению СР-инвариантности. Как сказано в книге Л. Б. Окуня Физика элементарных частиц: И подумать только, что до 1964 года большинство физиков верило, что СР сохраняется. [29]

Согласие с этими параметрами дает модель ранней 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. [30]

Страницы: 1 2 3 4