Новости    Библиотека    Энциклопедия    Биографии    Ссылки    Карта сайта    О сайте


предыдущая главасодержаниеследующая глава

§ 7. Синтез легких элементов - ключ к ранней Вселенной

Тот факт, что вещество, из которого формируются звезды, состоит главным образом из водорода, а не превратилось в первые минуты расширения Вселенной в гелий (в этом случае окружающий мир был бы сейчас совсем иным!), является в некотором смысле счастливой случайностью. Действительно, гелия образовалось только 30% именно потому, что реакции (15) прекратились при t, равном нескольким секундам, когда количество нейтронов составляло 0,15. Если бы "застывание" произошло не при t ≈ 1 сек, а "всего лишь" в десять раз раньше, при 0,1 сек, то в этот момент концентрация нейтронов была бы около 0,4 и поэтому согласно формуле (17) большая часть вещества (около 80%) в результате состояла бы из гелия. Момент застывания определяется скоростью реакций (15). Эти реакции очень чувствительны к скорости падения температуры. Если эта скорость больше, чем определяемая формулой (9), то прекращение реакций взаимопревращений нейтронов и протонов (застывание) произойдет раньше, когда нейтронов больше (рис. 24).

Рис. 24. а) Изменение концентрации р, n при 'застывании' процессов взаимопревращения нейтронов и протонов при 0,1 ><i>сек.</i>  б) Застывание происходит при 100 <i>сек</i>
Рис. 24. а) Изменение концентрации р, n при 'застывании' процессов взаимопревращения нейтронов и протонов при 0,1 сек. б) Застывание происходит при 100 сек

Потом все нейтроны захватятся протонами, и количество гелия будет больше, чем 30%. Если же "застывание" произойдет позже, скажем, лишь к сотой секунде, то гелия практически не будет совсем. Мы видим, что количество гелия в дозвездном веществе чувствительно к темпу падения температуры. Темп падения температуры в модели Вселенной Фридмана вычислен нами выше - см. формулу (12). Но эта формула использует соотношение Больцмана для света. Если же в природе имеется очень много неизвестных частиц, слабо взаимодействующих и поэтому еще не открытых в лабораториях, то эти частицы должны присутствовать на ранней горячей стадии, их тяготение должно сказаться на темпе расширения. Коэффициент в формуле (12) при этом меняется. На темп изменения температуры со временем могут влиять и другие факторы. Так, если ранние стадии расширения не были похожи на фридмановскую модель, а были резко анизотропными или имелись направленные потоки материи, то все это также меняет темп расширения Вселенной. На рис. 25 показано как согласно расчетам все эти факторы влияют на окончательное содержание гелия в дозвездном веществе.

Рис. 25. Содержание Не><sup>4</sup> в дозвездном веществе при разных условиях в начале космологического расширения. Сплошная линия - зависимость от количества неизвестных частиц. По горизонтали отложено отношение концентрации неизвестных частиц к сумме концентраций известных;
Рис. 25. Содержание Не4 в дозвездном веществе при разных условиях в начале космологического расширения. Сплошная линия - зависимость от количества неизвестных частиц. По горизонтали отложено отношение концентрации неизвестных частиц к сумме концентраций известных;

Еще одним фактором, меняющим химический состав, является возможный избыток количества нейтрино или антинейтрино в веществе, так называемый большой лептонный заряд. Нейтрино и антинейтрино влияют на взаимное превращение нейтронов и протонов. Избыток нейтрино приводит к тому, что в веществе становится больше протонов, а значит, в окончательном химическом составе вещества больше водорода и меньше гелия. Избыток антинейтрино ведет к противоположному результату. Окончательное следствие этого влияния на содержание гелия показано на рис. 26.

Рис. 26. Содержание Не><sup>4</sup> в дозвездном веществе при наличии избытка нейтрино или антинейтрино. По горизонтали отложено отношение разности концентрации нейтрино и антинейтрино, деленное на концентрацию тяжелых частиц;
Рис. 26. Содержание Не4 в дозвездном веществе при наличии избытка нейтрино или антинейтрино. По горизонтали отложено отношение разности концентрации нейтрино и антинейтрино, деленное на концентрацию тяжелых частиц;

На рисунках 25 и 26 видно, что только три значения содержания гелия в дозвездном веществе наиболее вероятны при произвольном выборе начальных условий. Эго: 1) практически полное отсутствие гелия - 0%; 2) 30% гелия и 3) 100% гелия. Промежуточные значения в принципе хотя и возможны, но требуют специального подбора условии среди всех возможных. Количество 30% Не4 дает "устойчивым" образом только модель Фридмана для ранних этапов расширения. Число неизвестных частиц при этом и лептонный заряд не могут быть слишком велики.

В заключение параграфа упомянем еще о предсказываемом количестве дейтерия, синтезируемом в начале расширения в "стандартной" модели горячей Вселенной, расширявшейся по Фридману. Это количество очень чувствительно к параметру "горячести" Вселенной - к величине энтропии S. Как мы уже говорили в § 5 гл. 3, неопределенность в знании S целиком связана с неопределенностью в знании средней плотности вещества в современной Вселенной. Приведем значения предсказываемой теорией распространенности дейтерия (по массе) ZD для двух значений плотности


(17)

предыдущая главасодержаниеследующая глава










© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2019
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку на страницу источник:
http://physiclib.ru/ 'Библиотека по физике'

Рейтинг@Mail.ru