Теория
"большого взрыва"
I. Сценарий
Большого взрыва
Как и любая
схема, претендующая на объяснение данных о спектре микроволнового космического
излучения, химического состава догалактического вещества и иерархии масштабов
космических структур, стандартная модель эволюции Вселенной базируется на ряде
исходных предположений (о свойствах материи, пространства и времени), играющих,
роль своеобразных “начальных условий расширения мира. В качестве одной из
рабочих гипотез этой модели выступает предположение об однородности и изотропии
свойств Вселенной на протяжении всех этапов ее эволюции.
Кроме того,
основываясь на данных о спектре микроволнового излучения, естественно
предположить, что во Вселенной в прошлом существовало состояние
термодинамического равновесия между плазмой и излучением, температура которого
была высока. Наконец, экстраполируя в прошлое законы возрастания плотностей
вещества и энергии излучения, нам придется предположить, что уже при
температуре плазмы, близкой к 1010 К, в ней, существовали протоны и
нейтроны, которые были ответственны за формирование химического состава
космического вещества.
Очевидно, что
подобный комплекс начальных условий” нельзя формально экстраполировать на самые
ранние этапы расширения Вселенной, когда температура плазмы превышает 1012
К поскольку в этих условиях произошли бы качественные изменения состава
материи, связанные, в частности, с кварковой структуры нуклонов. Этот период,
предшествующий этапу с температурой около 1012 К, естественно
отнести к сверх ранним стадиям расширения Вселенной, о которых, к сожалению, в
настоящее время известно еще очень мало.
Дело в том, что
по мере углубления в прошлое Вселенной мы неизбежно сталкиваемся с
необходимостью описывать процессы взаимопревращений элементарных частиц со все
большей и большей энергией, в десятки и даже тысячи раз превышающей порог
энергий, доступных исследованию на самых мощный современных ускорителях. В
подобной ситуации, очевидно, возникает целый комплекс проблем, связанных,
во-первых, с нашим незнанием новых типов частиц, рождающихся в условиях высоких
плотностей плазмы, а во-вторых, с отсутствием “надежной” теории, позволившей бы
предсказать основные характеристики космологического субстрата в этот период.
Однако даже не
зная в деталях конкретных свойств сверхплотной плазмы при высоких температурах,
можно предположить, что, начиная с температуры чуть меньше, 1012 К
ее характеристики удовлетворяли условиям, Перечисленным в начале этого раздела.
Иначе говоря, при температуре около 1012 К материя во Вселенной была
представлена электрон-позитронными парами (е -, е+);
мюонами и антимюонами (м -, м+); нейтрино и антинейтрино,
как электронными (vе, vе), так и мюонными (vм,
vм) и тау-нейтрино (vt, vt); нуклонами
(протонами и нейтронами) и электромагнитным излучением.
Взаимодействие
всех этих частиц обеспечивало в плазме состояние термодинамического равновесия,
которое, однако, изменилось по мере расширения Вселенной для различных типов
частиц. При температурах меньше 1012 К первыми это “почувствовали”
мюон-антимюонные пары, энергия покоя которых составляет примерно 106 МэВ8.
Затем уже при температуре порядка 5.109 К аннигиляция
электрон-позитронных пар стала преобладать над процессами их рождения при
взаимодействии фотонов, что в конечном итоге привело к качественному изменению
состава плазмы.
Начиная с
температур Т