Ранняя вселенная

Cтраница 3

Первые оценки величины Nv были основаны на астрофизических и космологических данных. Как будет рассказано в 13.1, теория происходившего в ранней Вселенной первичного нуклеосинтеза ( образования протонами и нейтронами легких ядер) жестко связывает соотношение между распространенностью Н и 4Не и числом типов нейтрино. [31]

Потенциалы типа изображенного на рис. 12.1 характерны для систем с фазовым переходом первого рода. Именно в теории фазовых переходов ( происходивших, например, в ранней Вселенной) используются решения, обсуждавшиеся в этом разделе. [32]

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. [33]

Это был бы, конечно, самый настоящий явный порядок, но совсем не тот, который мы ожидали бы обнаружить в действительной ранней вселенной. Мы должны разобраться в том, откуда взялся весь этот рассеянный газ, для чего нам необходимо обратиться к существующим космологическим теориям. [34]

Быть может, наша Вселенная является настолько гладкой, насколько это допускают дискретное строение вещества и сопутствующие ему минимальные возмущения, которые существовали в ранней Вселенной. Возможно, что сильно нелинейная эволюция наблюдающегося в наше время ску-чивания уничтожила большинство особенностей начальных возмущений: Вселенная в конце концов выглядит почти одинаково для весьма широкого диапазона исходных величин. Более традиционная точка зрения состоит в том, что мы обнаружим, что в ранней Вселенной флуктуации носили довольно определенный характер, и это послужит важной информацией для некоторой будущей фундаментальной теории ранней Вселенной. Или же детальный анализ теории и наблюдений покажет, что в рамках общих представлений, которые мы приняли, нельзя объяснить наблюдаемые явления и что история неодпородностей должна совершенно отличаться от того, что мы предполагали. Этот последний результат, конечно, необходимо будет считать прогрессивным и рассматривать как неизбежную предпосылку для того, чтобы заставить нас вести исследования в других направлениях. [35]

Надежно установлено, что скучивание вещества достигает размеров л, равных примерно 40 / г 1 Мпс ( ср. Я - Поскольку в прошлом размер этих крупномасштабных флуктуации изменялся пропорционально a ( t), такое же отношение должно было существовать и в ранней Вселенной. [36]

Гипотеза о невылетании кварков, которая в настоящее время заменяет в квантовой хромодинамике решение задачи об асимптотических состояниях, а также формулировка КХД в терминах струнных переменных ( см. § 34) дали новый толчок развитию таких моделей струны. Кроме того, возникновение релятивистских струн в четырехмерном пространстве-времени рассматривается сейчас в космологии как наиболее естественное объяснение механизма появления неодно-родностей в распределении вещества в ранней вселенной, которые в конце концов привели к формированию галактик. [37]

В этих теориях имеются, конечно, и фермионы - по крайней мере, известные кварки и лептоны. Поэтому изучение динамики фермионов, взаимодействующих с монополями и струнами, важно как для экспериментального поиска этих объектов, так и с точки зрения выяснения их возможной роли в ранней Вселенной. [38]

Зависимость плотности примесных состояний р от их энергия. для слаболегированного полупроводника ( я. при среднем уровне легирования ( б. при сильном легировании ( в. [39]

Фигурирующие в КХД асимптотически свободная ( на малых расстояниях) и удерживающая ( на больших расстояниях) фазы кварк-глюонной материи должны проявляться не только тогда, когда исследуется отклик системы на малых и больших масштабах, но и как ее возможные макроскопич. Ожидается, что необходимая для этого плотность энергии всего в неск. Помимо ранней Вселенной в первые 10 - 5 - 10 - с ее эволюции ( см. Космология) и, возможно, внутр. Ведутся соответствующие эксперименты с целью получения и идентификации кварк-глюонной плазмы в лаб. [40]

Столетие назад физики бурно обсуждали тепловую смерть Вселенной, и эта тема потом непременно входила в любые учебники по термодинамике. Но через 50 лет они поставили вопрос о тепловом рождении Вселенной, приведшем позднее к тому, что называют Космологией Большого Взрыва. После Большого взрыва ранняя Вселенная стала адиабатически расширяться, причем в начале расширения вещество характеризовалось чрезвычайно высокой температурой. [41]

Первоначальные возмущения могут быть изотермическими, адиабатическими или обладать произвольной комбинацией этих свойств. На рис. 23 иллюстрируются различные возможности, и мы кратко рассмотрим их ниже. Материя, заполнявшая раннюю Вселенную при красных смешениях г 103, считается непрерывной, почти равновесной жидкостью, состоящей из вещества и излучения. [42]

Помимо вопросов, связанных с величиной П, существует проблема объяснения иеоднородностей на малых [ по сравнению с R ( t) ] масштабах и однородности на больших. Согласно одной из них, ранняя Вселенная была полностью однородна. [43]

Это облако обладало некоторым моментом количества движения, и, кроме того, в нем существовали небольшие флуктуации плотности. Оно практически полностью состояло из водорода и гелия, синтезированного в течение первых десяти минут после начала расширения Вселенной из сингулярного состояния ( разд. Не исключено, что в ранней Вселенной ( скажем, примерно через 105 лет после начала расширения) могли образовываться звезды, тогда в них происходила некоторая переработка первичного вещества. Однако массовое образование звезд должно было начаться уже после сжатия протогалактики. [44]

Шаровые скопления являются самыми большими группами звезд, которые движутся внутри большинства нормальных галактик. Вопрос об их происхождении - самый безотлагательный и важный из связанных с ними вопросов. Сформировались ли они до образования галактики и тем самым сохранили информацию о ранней Вселенной, или же они возникли уже в галактиках и отражают динамику этих систем на ранней их стации. [45]

Страницы: 1 2 3 4