Энтропия Вселенной - Научные представления о строении Вселенной

Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является величина ее энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nГ к концентрации барионов nB.

Выразим nB через критическую плотность и долю барионов:

Где h100 -- современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К

См?3,

Получаем

Обратная величина и есть величина энтропии.

Первые три минуты

Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остается не ниже 1016 ГэВ (10?10С), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[67] .

На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что все же известно. Величина з -- не только показатель энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами:

В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X - и Y-бозоны с соответствующими массами.

Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X - и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.

Настает адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300--1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10?6 с.

Эпохе адронной эры наследует лептонная эра -- в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10?4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы -- это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц еще не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).

При температуре Т?0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остается неизменным до момента рождения первых звезд.

Похожие статьи




Энтропия Вселенной - Научные представления о строении Вселенной

Предыдущая | Следующая