Модели объединения и большой взрыв

 

Отсутствие земных перспектив заставляет физиков-теоретиков, занимающихся проблемами объединения, обращаться к космологии, к первым мгновениям большого взрыва.

 Как известно, согласно теории горячей Вселенной связь между возрастом t и температурой Вселенной Т по порядку величин дается соотношением t ~ m_pT^-2. Так что температура порядка 10¹⁵–10¹⁹ ГэВ отвечает возрасту 10^-36–10^-44 с. Такая сверхюная Вселенная является естественной лабораторией для проверки моделей великого объединения и суперобъединения.

 При высокой температуре вакуумного скалярного конденсата нет. Он появляется при остывании Вселенной. Если процесс остывания происходит достаточно быстро, так что между различными областями пространства не успевает осуществиться обмен сигналами, то фазы конденсата фиксируются независимо в этих областях и не скоррелированы друг с другом.

 Вакуум метастабилен, если отвечающий ему минимум потенциала не является абсолютным минимумом. Переход из метастабильного вакуума в стабильный энергетически выгоден, но, как видно переход этот – подбарьерный; классически он запрещен. Переход происходит путем подбарьерного, квантового рождения пузырька нового вакуума, который затем расширяется классически, причем скорость этого расширения довольно быстро приближается к скорости света.

 На более ранних этапах, когда Вселенная была достаточно горячей, в ней доминировал газ релятивистских частиц («фотонный газ»). В этом случае из простых размерных соображений следует, что r ~ а^-4. (Плотность числа фотонов падает, как а^-3, а энергия каждого из фотонов падает, как а^-1, поскольку длина волны фотона растет с ростом масштабного фактора. Сравните это с известным соотношением r ~ Т⁴ для излучения черного тела.)

 

Значение плотности, отвечающей плоской Вселенной (K = 0), называют обычно критической плотностью и обозначают r_c.

 

Теория инфляционной Вселенной возникла в 1980 г. Сегодня есть ряд различных конкретных сценариев, отличающихся друг от друга механизмами возникновения и разрушения космологического члена. У одних авторов космологический член создается квантовыми гравитационными эффектами, у других – стандартным хиггсовым потенциалом, у третьих – хиггсовым потенциалом Коулмена – Вайнберга.

 Контрольные вопросы

 

1.     Что такое космология?

2.     Мир галактик.

3.     Реликтовое радиоизлучение.

4.     Химический состав Вселенной.

5.     О возможных возрастах Метагалактики.

6.     Физические процессы в горячей Вселенной.

7.     Образование галактик.

8.     Черная дыра – как доказать её существование.

9.     Модели объединения и большой взрыв.

 

Лекция 10. Значение физики как целостного фундамента естествознания Квазичастичный метод

 

Квазичастичный метод заключается в следующем. Если энергию системы квантовых объектов можно представить как сумму энергии основного состояния и энергии возмущений, распространяющихся в системе, то каждое такое возмущение будет рассматриваться как некая частица, некий квантовый объект, который и называется квазичастицей.

 И так, что собой представляет квазичастица? Если мы вложим в твердое тело энергию, большую, чем энергия связи кристаллической решетки (другими словами, переведем твердое тело в газообразное состояние), и проанализируем те частицы, которые у нас получатся, то обнаружим молекулы, атомы, ионы, электроны и не получим никаких фононов, магнонов, экситонов.

 Идея квазичастиц позволяет решить задачу о поведении многочастичных систем при малых уровнях возбуждения, т.е. с их помощью можно объяснить многие свойства твердых тел, используя квазичастицы как некие структурные элементы для микроскопического описания изучаемых феноменологических зависимостей. Можно пойти дальше: поставить эксперименты, которые позволяют наглядно убедиться в их существовании (например, гальваномагнитные измерения, позволяющие определять знак заряда и эффективную массу носителей заряда в твердых телах, рассеяние света на фононах и т.д.).

 Созданию квазичастичного метода предшествовала большая история развития приближенных методов.

 Основой физической картиной мира классической физики является механическая картина мира (МКМ). Строго говоря, это утверждение не совсем верно, так как в конце прошлого столетия стали проглядываться контуры другой картины мира — электромагнитной. Она должна была бы заменить механическую. Но в то время эта задача не была решена в общем виде, а позже произошли события (образование квантово-механической картины Мира), которые отодвинули ее в сторону. Поэтому последовательной электромагнитной картины Мира так и не было построено. Все это позволяет в рамках классической физики рассматривать только МКМ.

 Впервые квазичастица была введена в работе И.Е. Тамма «О квантовой теории молекулярного рассеяния света в твердых телах». В ней была предпринята попытка последовательного квантово-механического описания эффекта молекулярного рассеяния света в твердых телах. Появлению этой работы предшествовало довольно длительное развитие.

 Будучи создан в рамках ФТТ и в первую очередь для ее нужд, метод квазичастиц оказался универсальным средством изучения любых систем достаточно сильно взаимодействующих многих частиц. Он нашел применение в физике плазмы, физике атомного ядра.

 В последнее время его с большим успехом применяют для описания эволюции Вселенной на ранних стадиях сверхплотного состояния. Эта универсальность – следствие очень общей структуры взаимодействия в микромире, и в этом смысле метод квазичастиц, являясь вполне конкретным, обнаруживает ряд черт общенаучных методов.