И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц (1120452), страница 40
Текст из файла (страница 40)
Увеличение длины вх волны (смещение в краевую область спектра) с ростом масштабов Вселенной также дается формулой (14.6), В настоящее время, как уже отмечалось, температура реликтового излуче-, ния упала до 2.2 К. Зто излучение равномерно пронизывает все дространство и практически взотропно (авизотропвя в 10 з). 257 разделение вещества и излучения привело к усилению влияния первичных неоднородностей в распределении вещества, что, в свою очередь, привело к образованию галактик и сверхгалактик. Неоднородности меньшего масштаба привели к образованию звезд. Этот этан развитая Вселенной продолжается и в настоящее время.
В радиационную эру произошло важное событие — в результате синтеза образовалось первое ядро тяжелее водорода. Условия для синтеза легчайших ядер (ауклеосинглеза) возникли во Вселенной примерно через минуту после Большого взрыва. При еще достаточно высокой плотности (в 50 г~смз) температура снизилась настолько (10э К), что при столкновении протона н нейтрона стали эффективно образовываться ядра дейтерня. Соударение двух ядер дейтерия открывает путь к возникновению гелия.
Цепочка основных реакций синтеза гелия выглядит так: р+п-) ~~И+7+2.22МзВ, 1 1 ~~ Н + р + 4.03 МзВ, зН+ Н -+ 3 зНе+ и+ 3.27 МэВ, зН+ г~Н -+ э~Не+ п+ 17.59МзВ, зН+ ~~Не-> ~зНе+ р+ 18.35МэВ, (14.7) где для каждой реакции указана выделяющаяся энергия Ц. За короткое время (по-видимому, не более четверти часа) 24% нуклонов Вселенной превратилось в гелий. При этом практически все нейтрокы в результате цепочки реакций (14.7) оказались связанными в ~зНе.
Последовавшее за этим снижение температуры и плотности Вселенной остановило реакции синтеза. Изложенный механизм образования гелия позволяет количественно объяснить распространенность гелия во Вселенной и является сильным аргументом в пользу догалактической фазы его возникновения и всей концепции Большого взрыва. В звездах образуется т 1/10 всего гелия.
В результате первичного, т.е. дозвездного нуклеосннтеза образуются также ядра дейтерия (зН), зНе и даже г)я. Однако их количества ничтожны по сравнению с ядрами водорода и Не. По отношению к водороду дейтерий образуется в количестве 10 з-10 ~, Не — в количестве 10 ~, ~1л — в количестве 10-10 258 Леячоя Ц Реакции синтеза ~~Не (14Л) идут с выделением значительной энергии и могут быть использованы для создания генератора термоядерной энергии.
При этом выход на единицу массы ядерного вещества в таком генераторе (таермоядераом реактпоре) может быть в 2-3 раза валле, чем в обычном ядерном реакторе, исцояъзующем для получения ядерной энергии процесс деления. В земных условиях цепочка реакций синтеза 1Не из изотопа водорода дейтерия гзН выглядит наиболее привлекательной, поскольку вероятность этих реакцвй, идущвх за счет сильного эзаимодИствия, достаточно велика и дейтерий, содержащийся в воде морей и океанов, является практически неисчерпаемым источником дешевого термоядеркого горючего.
Распространенность ~~Н в естественной смеси изотопов водорода'0.015% и 1 г дейтервя можно извлечь из 60 л воды. Следует отметить, что нротон-протонная реакция (14.10), генерирующая дейтерий из самого распространенного природного изотопа ) Н, нцет за счет слабого взаимодействия и не может быть использована на Земле в силу ее крайне низкой вероятности. Реакции термоядерного синтеза с участием зН, ~зН (тритий) и ззНе (14.7) в крупных масштабах удалось осуществить лишь при взрывах термоядерных устройств и водородных бомб. Установки, использующие управляемый (медленный) термоядерный синтез, находятся в стадии разработки, Создание таких установок (термоядерных реакторов) — сложная научно-техническая задача.
В термоядерных реакторах дейтерий или дейтерийтритиевая плазма с плотностъю ядер л ) 10ысм з должна нагреватъся до очень высокой температуры 10з-10з К и удерживаться в заданном объеме в течение некоторого времени т, зависящего от конкретной схемы пршжта. Нля того чтобы возникла термоядерная реакция, должен въшолняться критерий Лоусока — произведение вт доллшо быть ве менее определенного значения. Так, для чисто дейтерневой плазмы с температурой Т = 5 ° 10з К критерий Лоусона ит = 10ге с ° см з. 259 — = — а 10 -10 пн ое -а -ьо от яз (14.8) Эта барнонная (нуклонная) компонента Вселенной на 85% состоят нз протонов и на 15% нз нейтронов, находящихся в связанном состояннн в атомных ядрах (главным образом, в гелии). 4. Из злектрнческой нейтральностн Вселенной в целом следует, что отношение концентрацвн электронов п, к концентрацнн реликтовых фотонов и то же, что н для нуклонов, т, е.
и. 10-'-10-1о (14.9) и Отношення (14.8) и (14.9) не должны зависеть от времени в аднабатвческв н нзотропно расшнряющейся Вселенной. Современные концепции исходят нз того, что Вселенная родвлась с квантовыми числами вакуума, т.е. электрически нейтральной, и имела суммарный барнонный заряд равный нулю.
Варновная аснмметрня возникла, как полагают, на самых ранвнх этапах развития Вселенной в условиях высоких звергнй (температур). '3. Барионвая асимметрия. Отсутствие антивещества во Вселенной. Инфляция Куда девалось огромное количество антнвеществау Ведь ва начальных этапах зволюцнн Вселенной количество вещества равнялось количеству антнвещества. Этот вопрос очень важен, так как нменно нз вещества, оставшегося после завершения раннего (горячего) этапа развития Вселенной, в дальнейшем образовалнсь галактики, сверхгалактнкн и звезды, развились новые формы материи, появилась жизнь.
Напомним, что мы располагаем следующими фактами о нынешнем состоянии Вселенной: 1. Во Вселенной практически нет антнвешества (соотношение антнвещества н вещества не превьппает 10 е). Вдннвчные антипротоны регистрируют в космических лучах. 2. Количество вещества во Вселенной в 10зе г. Из этого колнчества ш 2 ° 10ы г прнходнтся на барноны. 3. Варнонная матерня по массе с точностью до 10 з состоит вз легчайшнх барнонов — нуклонов, причем отношение числа нуклонов ии к числу реликтовых фотонов п следующее: 260 Вернемся к концу адропвой эры (10 ~с после Большого взрыва). В тот момент интенсивно рождались и аннигилирова- ли легчайшие барион-аитибариоввые пары. Их плотность была сравнима с плотностью фотонов.
При стремительном расшире- нии и охлаждении Вселенной рождение вуклои-автвиукловпых ~ пар уже ве компенсировало вх авввгиляцию и число бариовов ~ (автвбариопов) быстро уменьшалось, пока ве стабилизировалось ва некотором значении, когда резко упавший за счет сильного ,разряжевия темп авввгиляции перестал влиять иа отвошевия концентраций бариовов ле, автибариовов вх и фотонов в . Ока- зывается,~гто эти отношения стабилизируются иа уровке "е — ~Х ю 10-16, лу пу что намного ниже наблюдаемого для бариовов значения 10 э~ 10 ~е (для антибариовов это значение пе превьппает 10 'з). В 1967 г. А.Л.
Сахаровым была выдвинута гипотеза о том, что наблюдаемое значение обсуждаемого отношения для барио- вов является следствием незначительного преобладания нукло- вов вад антииукловами: э '(10э 1010)+1 (10э-10гэ) возникшего в результате весохрапеивя бариоввого заряда и на.) рушевия СР-инвариаитвости. Условием появления этого бари-~ онвого избытка, как предполагается, должен быть временный выход Вселенной из равновесного состояния в процессе ее рас- ширеиия.
По мере последующего остывавия Вселенной вещество анвигилировало с антивеществом за исключением незначитель- ного остатка 10 э-10 ~е, который и послужил материалом для дальвейшей эволюции. Этот везвачительвый дисбаланс (10 э-10 ~с) между бари- овами и автибариовами (и вообще между фермиовамв и анти- фермиовами) вычисляется в рамках совремевиых теорий Вели- кого обьеяввеввя, дополненных моделью Большого взрыва. В соответствии с таким подходом обсуждаемый двсбалелс аозвик в весьма краткий временной интервал после Большого взрыва, когда твпичвые эвергии частиц и температура были еще доста- точвы для рождевия переносчиков сил Великого объедивепия— Х-, У-бозовов и вх автвчастиц. Эти частицы, как уже отмеча- лось, участвуют в кварк-лептоввых переходах, ие сохраняющих ии бариовиый, ви лептовшяй заряд (Лекиия13, п.7).
Ови от- ветствеины за возможную нестабильность протона. Х и Х (так 261 же, как У и У) и силу СРТ-теоремы имеют одинаковые полные ширины распада, но отдельные (парциельные) их распады могут происходить с нарушением СР-внвариантности, как зто имеет место в распаде истинно нейтральных К~ь-мезонов (Лекция 13, п. 4). Так, например, за счет того, что вероятность распада Кье -+ к е~и, несколько выше вероятности СР-сопрюкепвого распада К~ ~ я+е Р„может вознвкпуть избыток протонов по сравнению с антипротопами в процессах типа пе+е+ — ~р хе+ « -+р, Нарушение СР-симметрии гарантирует появление фермиопаптифермиоппой асимметрии при условии, что система вьппла из теплового равновесия.
По мере расширения Вселенной сразу после Большого взрыва ее плотность и температура стремительно падали и она могла выйти из состояния теплового равновесия. Расчеты показывают, что это могло происходить в конце эпохи Великого объединевия, когда Вселенная, возможно, была подвержена чрезвычайно быстрому (экспопенциальпо зависящему от времени) расширению.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
