Главная » Все файлы » Просмотр файлов из архивов » Файлы формата DJVU » И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц

И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц, страница 41

DJVU-файл И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц, страница 41 Физика (2619): Книга - 4 семестрИ.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц: Физика - DJVU, страница 41 (2619) - СтудИзба2019-05-09СтудИзба

Описание файла

DJVU-файл из архива "И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц", который расположен в категории "". Всё это находится в предмете "физика" из 4 семестр, которые можно найти в файловом архиве МГУ им. Ломоносова. Не смотря на прямую связь этого архива с МГУ им. Ломоносова, его также можно найти и в других разделах. .

Просмотр DJVU-файла онлайн

Распознанный текст из DJVU-файла, 41 - страница

Такое экспопенцвэльное «раздувание» Вселенной называют икфляпвеб. После завершепия инфляции Вселенная возвращается к обычному (инерционному) темпу расширения. При дальнейшем остывании Х-, У-бозопы и их античастицы быстро исчезают, распадаясь на другие час- ~ тицы. Тепловое равновесие восстапавлпвается. Но возникшая фермиоп-аптифермиопная асимметрия уже пе может исчезнуть и сохраняется до наших дней.

Предсказываемое при этом отвошепие числа вуклопов (и электродов) к числу фотонов оказывается хорошо согласующимся с наблюдаемым значением 10 э-10 "е. В заключение раздела остановимся ца инфляционной модели ранней Вселенной. Опа была предложена с целью устранить недостаткв Стандартной космологической модели горячей Вселенной, изложенной в и.2. Перечислим некоторые из пих. Согласно теорвям Велюсого объединения на самых ранних стадиях горячей Вселевпой должно было рождаться большое число сверхтяжелых маглитвых монополей. Плотность вещества, обусловленная их появлением, к настоящему моменту должна была бы на 15 порядков превосходить наблюдаемую плотвость вещества во Вселенной (10 зз г/смз).

Теория горячей Вселенной, не объясняет также, почему наша Вселенная плоскэл (описывается евклидовой геометрией) и с огромной точностью однородна и изотропна (в масштабах больше 100 Мпк). Теория горячей Вселенной пе дает ответа и па вопрос, что было до Большого взрыва. 262 Леячея Ц Большую часть проблем модаки горячей Вселенной удается решить в рамках шеорав Раэдуеаю1цебса Всея«якоб.

В простейшем варианте этой теории инфляционный «сценарий», схематически выглядит следующим образом. Вселенная изна-', чально вахояится в состоянии физического вакуума с огромной (ллавковской) плотностью 1000 г/смз. В этом состоянии, называемом еавуумоводобвььм сосозоявием или яояскмм еавуумом, находится пространство, заполненное однородным и медленно меняющимся скалярным полем (т.е. полем, квантами которого являются частицы с нулевым олином, тица бозонов Хиггса). Уравненич состояния такого вакуума, связывающее плотность и давление, имеет внд р = -р/сз, т.е. Вселенная в начальный момент имеет огромное (планковского масштаба) отрицательное давление, Это отрицательное давление, эквивалентное мощному гравитационному отталкввазппо, является причиной взрывного (зкспоненциально зависящего от времени).

расширения Вселенной, «запуская» механизм Большого взрыва. Расширение происходит столь стремительно, что за время раздувания (инфляции) 100 10~~ 10 аз с размер Вселенной увеличивается в 10'е — 10'0 раз. При этом планковская область (10 зз см) вырастает до размеров, неизмеримо превосходящих размер нынешней видимой части Вселенной (1010 см). После столь сильного расширения геометрия пространства становится неотличимой от евклидовой геометрии плоского мира, а практически вое магнитные монополи н другие первичные иеишородвости оказываются далеко за пределами современного горизонта видимости, Стадия раздувания завершается распадом неустойчивого вакуумополобного состояния.

При этом огромная энергия, запасенная в ложном вакууме, освобождается и идет на рождение пар элементарных частиц, т. е, на разогрев Вселенной. Опустошенная и охлажденная инфляцией Вселенная разогревается до температур порядка температуры Великого объединения и заполняется высокоэнергичнымв частицами, 'античастицами и излучением — продуктами распада вакуумоподобного состояния. В этом море новых частиц практически не осталось старых (доввфляцноннмх).

Вновь рождевньге «горячие» частицы взаимодействуют друг с другом, устанавлввается термодинамическое равновесие и дальнейшая эволюция происжщнт согласно модели горячей Вселенной (п. 2). Использование в рассматриваемом сценарии скалярного (хиггсовского) поля обеспечивает реализацию в остывающей Вселенной механизма возникновения у час- 263 тиц масс при прохождении стадий со спонтанным нарушением свмметрии. Несмотря на то, что этап раздувания представляется в настоящее время необходимым элементом эволюпии ранней Вселенной, само существование такого этапа нуждается в опытном подтверждении. 4.

Звезднал эра. Ядерные реакции в звездах Начало звездной эры относится примерно к 1 млрд лет с момента Большого взрыва, когда формируются первые галактики. Пер)~ые звезды образуются через 2 млрд лет. Солнечная система возцикла сравнительно поздно — примерно через 10 млрд лет. Согласно современным представлениям образование звезд происходит внутри облака газа и пыли. Обычно исходят из представления о том, что однородно распределенное вещество в пространстве неустойчиво и может собираться в сгустки под действием свл тяготения, Небольшие, случайно образовавшнеся сгустки плотности, растут из-за гравитапионной неустойчивости. Чтобы образовалась звезда, необходимо сжатие некоторой области гезопылевого облака до такой стадии, когда она станет достаточно плотной и горячей.

В процессе такой концентрации вещества происходит увеличение температуры и давления. Возникают условия для появления звезды. Звезды конденсируются под действием гравитационных сил из гигантских газовых молекулярных облаков (т. е. состоящих в основном из вещества в молекулярной форме). Масса вещества, сосредоточенного в молекулярных облаках, составляет значительную часть всей массы галактик. Эти газовые облака первичного вещества состоят преимущественно из водорода, Небольшую примесь (в 9%) составляет гелий, образовавшийся, в основном, в результате первичного нуклеосинтеза в дозвездную эпоху. Звезды образуются из отдельных неоднородностей в гигантском молекулярном облаке, называемых компактными зонами (их типичный размер порядка нескольких световых месяцев, плотность 3 ° 104 молекул водорода в 1 смз и температура ш 10 К).

Сжатие компактной зоны начинается с коллапса внутренпей части, т.е. со свободного падения вещества в центре зоны. «Падая» на центр притяжения, молекулы пркобретают энергию и в результате взаимодействия (столкновения) в конечном счете пр~шсхокит разрушение молекул на отдельные атомы и переход вещества в нонизованвое состояние. Сгусток, образующийся в центре коллапсирующего облака, называют протлозеездоя. Лекция Ц Время образования протозвезды от начала коллапса 10'-10е лет. Падающий на поверхность протозвезды газ (это явление называется аккрециеб) образует ударный фронт, что приводит к разогреву газа до 10е К. Излучение протозвезды — это излучение свободно двигающихся электронов в нонизованной среде.

Протозвезда светит за счет освобождения гравитационной энергии при сжатии. Когда масса вещества звезды в результате аккрецви достигает 0.1 массы Солнца (0.1Мв), температура в'центре звезды возрастает до 1 млн К в в жизны протозвезды начинается новый этап — реакции термоядерного синтеза. Однако этв термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в звездах, находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца.

Дело в том, что протекающая на Солнце реакция синтеза р+р-+ Н+е++ и, +Я, (14.10) где 9 = 0.42 Мэ — выделяющаяся энергия, требует более высокой температуры (ж 10 млн К). Температура же в центре протозвезды составляет всего 1 млн К. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния дейтерия зН+ зН -+ зНе+и+ 3.27МэВ. (14.11) Дейтерий, как и Не, образуется на дозвездной стадии эволюции Вселенной, и его содержание в протозвезде составляет 10 е-10 з от содержания протонов. Однако даже этого небольшого количества достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.

Дальнейшее сжатие звездного вещества за счет гравитационных сил приводит к повышению температуры и плотности в центре звезды, что создает условия для начала ядерной реакции горения водорода (14.10). Эта реакция начинается при Т эз 10г К, когда средняя кинетическая энергия протонов доствгает в 1кэВ, что позволяет двум протонам, находящимся на высокоэнергичном участке распределения Максвелла, за счет эффекта квавтовомеханнческого туввелнровавия, преодолеть кулоновское отталкивание и сблизиться до расстояний 1-2Фм, при которых вступают в действие ядерные силы притяжения.

265 Ядерная реакция (14.10) начинается в звезде типа Солнца в ограниченной центральной части прн плотностях и 100 г/смз. Эта реакция сразу же останавливает дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения волорода, создает давление, которое противодействует гравитационному сжатию и не позволяет звезде коллапсировать. Происходит качественное изменение механизма выделения энергии в звезде.

Если до начала ядерной реакции горения водорода нагревание звезды происходило, главным образом, за счет гравитационного сжатая, то теперь появляется другой доминирующий механизм — энергия выделяется за счет ядерных реакпий синтеза, Звезда приобретает стабильные размеры и светнмость, которые для звезды с массой, близкой к солнечной, не меняются в течение миллиардов лет, пока происходит «сгорание» водорода. Это самая длительнел стадия звездной эволюции.

В результате сгорания водорода из каждых четырех ядер водорода образуется одно ядро гелия. Наиболее вероятная цепочка ядерных реакций на Солнце, приводящих к этому, носит название прошов-пропзоякого чиияа и выглядит следующим образом: р+ р -> Н + е+ + и, + 0.42 МэВ, р+ р -+ Н+ е~ + ~, + 0.42 МэВ, р+ Н -+ Не+7+5.49МэВ, (14.11а) р+ Н -+ Не+7+5.49МэВ, Не+ Не -+ Не+ р+ р+ 12.86 МэВ или в более компактном виде (суммируя все реакции) бр -~ Не+ 2р+ 2е+ + 2и, + 27 + 24.68 МэВ. (14.116) Испускаемые Солнцем нейтрино надежно регистрируются земными детекторами, что подтверждает протекание на Солнце реакции (14.10).

Как видно из (14.11б), полная энергия, выделяющаяся в результате синтеза Не из четырех протонов, составляет 24.68МэВ. Образующиеся при синтезе два позитрона аннигилируют с двумя электронами, увелнчивэл энерговыделение до 24.68 МэВ + 4та,с = (24.68+ 4 0.51) МэВ = 26.72 МзВ. Оснаанэл часть этой энергии выделяется в виде 7-излучения и кинетической энергии протонов.

Свежие статьи
Популярно сейчас
Как Вы думаете, сколько людей до Вас делали точно такое же задание? 99% студентов выполняют точно такие же задания, как и их предшественники год назад. Найдите нужный учебный материал на СтудИзбе!
Ответы на популярные вопросы
Да! Наши авторы собирают и выкладывают те работы, которые сдаются в Вашем учебном заведении ежегодно и уже проверены преподавателями.
Да! У нас любой человек может выложить любую учебную работу и зарабатывать на её продажах! Но каждый учебный материал публикуется только после тщательной проверки администрацией.
Вернём деньги! А если быть более точными, то автору даётся немного времени на исправление, а если не исправит или выйдет время, то вернём деньги в полном объёме!
Да! На равне с готовыми студенческими работами у нас продаются услуги. Цены на услуги видны сразу, то есть Вам нужно только указать параметры и сразу можно оплачивать.
Отзывы студентов
Ставлю 10/10
Все нравится, очень удобный сайт, помогает в учебе. Кроме этого, можно заработать самому, выставляя готовые учебные материалы на продажу здесь. Рейтинги и отзывы на преподавателей очень помогают сориентироваться в начале нового семестра. Спасибо за такую функцию. Ставлю максимальную оценку.
Лучшая платформа для успешной сдачи сессии
Познакомился со СтудИзбой благодаря своему другу, очень нравится интерфейс, количество доступных файлов, цена, в общем, все прекрасно. Даже сам продаю какие-то свои работы.
Студизба ван лав ❤
Очень офигенный сайт для студентов. Много полезных учебных материалов. Пользуюсь студизбой с октября 2021 года. Серьёзных нареканий нет. Хотелось бы, что бы ввели подписочную модель и сделали материалы дешевле 300 рублей в рамках подписки бесплатными.
Отличный сайт
Лично меня всё устраивает - и покупка, и продажа; и цены, и возможность предпросмотра куска файла, и обилие бесплатных файлов (в подборках по авторам, читай, ВУЗам и факультетам). Есть определённые баги, но всё решаемо, да и администраторы реагируют в течение суток.
Маленький отзыв о большом помощнике!
Студизба спасает в те моменты, когда сроки горят, а работ накопилось достаточно. Довольно удобный сайт с простой навигацией и огромным количеством материалов.
Студ. Изба как крупнейший сборник работ для студентов
Тут дофига бывает всего полезного. Печально, что бывают предметы по которым даже одного бесплатного решения нет, но это скорее вопрос к студентам. В остальном всё здорово.
Спасательный островок
Если уже не успеваешь разобраться или застрял на каком-то задание поможет тебе быстро и недорого решить твою проблему.
Всё и так отлично
Всё очень удобно. Особенно круто, что есть система бонусов и можно выводить остатки денег. Очень много качественных бесплатных файлов.
Отзыв о системе "Студизба"
Отличная платформа для распространения работ, востребованных студентами. Хорошо налаженная и качественная работа сайта, огромная база заданий и аудитория.
Отличный помощник
Отличный сайт с кучей полезных файлов, позволяющий найти много методичек / учебников / отзывов о вузах и преподователях.
Отлично помогает студентам в любой момент для решения трудных и незамедлительных задач
Хотелось бы больше конкретной информации о преподавателях. А так в принципе хороший сайт, всегда им пользуюсь и ни разу не было желания прекратить. Хороший сайт для помощи студентам, удобный и приятный интерфейс. Из недостатков можно выделить только отсутствия небольшого количества файлов.
Спасибо за шикарный сайт
Великолепный сайт на котором студент за не большие деньги может найти помощь с дз, проектами курсовыми, лабораторными, а также узнать отзывы на преподавателей и бесплатно скачать пособия.
Популярные преподаватели
Нашёл ошибку?
Или хочешь предложить что-то улучшить на этой странице? Напиши об этом и получи бонус!
Бонус рассчитывается индивидуально в каждом случае и может быть в виде баллов или бесплатной услуги от студизбы.
Предложить исправление
Добавляйте материалы
и зарабатывайте!
Продажи идут автоматически
4990
Авторов
на СтудИзбе
468
Средний доход
с одного платного файла
Обучение Подробнее