У 60-х – 70-х роках ХХ ст. обговорення загальної картини розширення Всесвіту більшість авторів розпочинала з деякого мінімального часу tmin ≃ 10ֿ с, дотримуючись погляду, що за допомогою наявної фізичної теорії неможливо описати явища, які відбувалися при t < tmin, коли густина речовини істотно перевищувала густину атомного ядра. Всю подальшу історію розвитку Всесвіту прийнято поділяти на чотири стадії: адронну еру, лептонну еру, еру фотонної плазми та післярекомбінаційну еру. Ця схема залишається ефективною і тепер. 1. Адронна ера (tmin < t < 10ֿ c) – ера важких частинок і мезонів. Тут густина ρ ≳ 10 г/см3 і температура T ≳ 10 Κ. Важливою особливістю адронної ери є співіснування частинок (скажімо, протонів) з античастинками (антипротонами). У той час кількість нуклонів (протонів і нейтронів) та антинуклонів в одиниці об’єму була однакова з кількістю фотонів. Згодом у процесі розширення Всесвіту відбулася анігіляція важких частинок та відповідних їм античастинок. Відтепер важливу роль почала грати та обставина, що у Всесвіті не було повної зарядової симетрії: різниця в кількості нуклонів і антинуклонів в одиниці об’єму становила близько 10-8 кількості фотонів. Про це Я.Б. Зельдович та І.Д. Новиков писали так: «Той невеликий надвишок нуклонів задається як початкова умова для того, щоб після розширення плазми, її охолодження й анігіляції пар дати спостережувану сьогодні картину Всесвіту з реліктовим радіовипромінюванням». Щоправда, були спроби розглянути випадок цілковитої симетрії заряду, вважаючи, що у Всесвіті є строго однакова кількість частинок («речовини») і античастинок («антиречовини»). Розглянуто декілька моделей поділу речовини й антиречовини, зокрема, за допомогою магнітного й гравітаційного полів. Результати таких досліджень були малопереконливі. Отож згадані автори зауважують: «За сукупністю ми покладаємо, що зарядовосиметричний Всесвіт... не узгоджується зі спостереженнями й має бути відкинутий». Від адронної ери й аж до нашого часу мали б залишитися реліктові кварки, якщо справді з таких «цеглинок» складаються всі відомі нам елементарні частинки. За обрахунками сьогодні на кожен мільярд звичайних частинок у Всесвіті мав би припадати один кварк. Інакше кажучи, у природі, та й у земній корі, кварки мали б траплятися частіше за атоми золота. Пошуки частинок, типовою ознакою яких мав би бути дробовий заряд (+2/3 та –1/3 заряду електрона), здійснено як у звичайній речовині, так і в космічних променях та на потужних прискорювачах. Зроблено висновок, що ті частинки були б виявлені, якби навіть їх було в сотні мільярдів разів менше від зазначеної кількості (тобто 10-20 від кількості нуклонів). Це дає підставу думати, що таких частинок з дробовим зарядом “у наш час” у вільному стані взагалі не існує. 2. Лептонна ера. За час від t ≈ 10-4с до t ≃ 10с температура зменшується від 1012 до 5∙109 К, а густина – від 1014 до 104 г/см3. На початку цього періоду енергія рівномірно розподілялася між фотонами, електронами й позитронами, мюонами, нейтрино та антинейтрино. Останні «народжуються» завдяки реакціям анігіляції електронів і позитронів за схемою e– + e+ → + . Обрахунок, проте, свідчить, що в момент t ≈ 0,2с взаємодія нейтрино з іншими частинками та між собою припиняється. Нейтрино «відключаються» від інших частинок. Температура нейтрино в той час сягала 1010Κ і за рахунок розширення Всесвіту зменшувалася аж до 2Κ на сучасний момент. Таке розширення «світу нейтрино» відбувалося незалежно від розширення речовини. Тому ці реліктові нейтрино зберегли інформацію про перебіг процесів, які відбувалися у лептонній ері. Зокрема, вони могли б проінформувати про міру однорідності речовини на тій стадії розвитку Всесвіту. Методи вловлювання нейтрино безпосередньо удосконалюються. Як показує аналіз, при t ≤ 0,01 с завдяки наявності в речовині електронів та позитронів, нейтрино й антинейтрино тут відбуваються перетворення нейтронів на протони і навпаки за схемою n + e + ⇄ p + n + ⇄ p + e– Проте зі зниженням температури перебіг цих процесів істотно сповільнюється. Ефективнішими стають процеси з’єднання нейтронів з протонами, за яких утворюються дейтони D: n + p → D + γ і дальші термоядерні реакції з утворенням тритію або ізотопа гелію Не3: Кінцевим продуктом реакції є ядро гелію Не4: T + D → Не4 + n. Теоретичний аналіз привів до висновку, що через 100 с від початку розширення утворюється (за масою) 25% гелію (Y = 0,25), останні ж 75% залишаються у формі водню (X = 0,75). Результати обчислень практично не залежать від прийнятої густини речовини у Всесвіті (розглядалися випадки від Ω = 0,025 до Ω = 5). 3. Ера фотонної плазми. Протягом періоду від t ≈ 10с до t ≈ 1013с ≈ 1 млн. років густина зменшується від 104 до 10-21 г/см3, а температура від 1010 до 3000 К. На початку цієї ери закінчується синтез гелію і деякий час тривають ще процеси анігіляції електронів з позитронами. Упродовж цього періоду відбувається інтенсивне розсіювання фотонів на електронах (надлишок яких над позитронами «мусить бути» для забезпечення зарядової нейтральності Всесвіту). Температура випромінювання на той час ще однакова з температурою речовини. При Τ ≅ 3000Κ енергія квантів зменшується настільки, що вони стають нездатні іонізувати атоми водню, і тому процеси рекомбінації електронів з протонами не зрівноважуються зворотними процесами іонізації. Так настає «відрив» випромінювання від речовини. З того моменту головну роль у розширенні Всесвіту починає грати не випромінювання, а речовина. 4. Післярекомбінаційна ера, або ера речовини. Вона розпочинається з моменту рекомбінацій і триває дотепер. Температура речовини у процесі розширення тут зменшується як R-2, і в наш час вона мала б становити усього 0,01 К. За якогось моменту тієї стадії й розпочалися процеси формування галактик і зір. Співставляючи цей теоретичний сценарій зі спостереженнями, повторимо сказане у розділі І: передбачення вмісту гелію у первинній речовині було тріумфом теорії гарячого Всесвіту. Адже гелію в природі майже у 20 разів більше, ніж це могло б бути, якби він утворювався лише внаслідок термоядерних реакцій у надрах зір! І що головне, спостереження дають число, яке практично збігається зі знайденим теоретично на підставі уявлень про гарячу модель Всесвіту. Не можна, однак, сказати, що наведені вище обрахунки цілком однозначні. Бо якби у «первісній» речовині Всесвіту існував, скажімо, значний надлишок антинейтрино, то сьогоднішній вміст гелію становив би 100% (весь водень перетворився б на гелій). І навпаки, істотний надвишок нейтрино призвів би до того, що гелію в ній взагалі не буде. Усупереч згаданим сподівання Гамова, елементи, важчі за гелій, у процесі розширення Всесвіту утворюватися не можуть. А ось на певну роль «помічника» під час вибору моделі Всесвіту «претендує» ще один ізотоп – дейтерій. Розрахунки показують, що при всіх можливих процесах, які відбуваються у надрах зір, дейтерій незрівнянно швидше витрачається, ніж синтезується. Так ось, аналіз хімічного складу атмосфер зір показує, що ваговий вміст дейтерію тут становить 0,005%. З іншого ж боку, як свідчать обрахунки, вміст «реліктового» дейтерію у Всесвіті істотно залежить від густини речовини в ньому (від співвідношення Ω = ρ/ρкр). Якби сучасна густина речовини становила 10-32 г/см3, то дейтерію мало б бути близько 1%, при 10-29 г/см3 його було б менше від 10-10%. Дані спостережень найлегше сумістити з теорією в припущенні, що на сучасний момент ця середня густина ρ ≈ 3∙10-31 г/см3, а це становить усього 0,1 ρкр. Однак існує припущення, за яким дейтерій може утворюватися під час проходження напіврелятивістських альфа-частинок крізь іонізований водень. Такі умови можуть виникати при спалахах нових і наднових зір. А через те більший або менший вміст дейтерію не мав би жодного відношення до типу космологічної моделі нашого Всесвіту! Цей приклад є наглядною ілюстрацією труднощів, з якими стикаються вчені в намаганні побудувати модель Всесвіту.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Епоха розширення» з дисципліни «Фрагменти космології»
