Диссертация (1145296), страница 10
Текст из файла (страница 10)
От перехода первого рода можно было быожидать, например, рождения кварковых самородков. Поскольку важную роль в этом процессе играют лёгкие кварки, вопрос о типе переходаоказывается нетривиальным даже для решёточных вычислений, но экспертное мнение склоняется к тому, что здесь тоже был гладкий кроссовер [12].Таким образом, в рамках стандартной модели физики элементарныхчастиц, фазовые переходы были, скорее всего, весьма скучными, не оставившими после себя заметных следов.
Однако, разумеется, это заключение зависит от конкретной модели, и фазовый переход может оказатьсяпереходом первого рода, например, в рамках суперсимметричного расширения. В свою очередь, достаточно бурный переход может породитьдополнительные гравитационные волны и другие последствия, которыев принципе могут использоваться для нахождения ограничений на параметры теоретических моделей.Возможно, ещё более интересные события могли происходить в оченьранней Вселенной, если реализовывались фазы Великого Объединения.В частности, в теории могут оставаться магнитные монополи и прочиетопологические дефекты в количествах, намного превышающих наблюдательные ограничения (заметим, что это весьма мягкая формулировка).БариосинтезОт физики элементарных частиц космология вправе ожидать разрешения ряда загадок, таких как наличие барионной асимметрии.
По всей63видимости, во Вселенной в значимых количествах присутствует вещество, но не антивещество. Разумеется, отношение барионов к фотонамочень мало, и это означает, что при высоких температурах количествочастиц превышало количество античастиц лишь на миллиардную долю.Но и это превышание следует так или иначе объяснить.Конечно же, за счёт расширения Вселенной аннигиляция не можетпроизойти полностью даже в абсолютно симметричной фазе, но явныеоценки показывают, что остаточная концентрация частиц с массой нуклона была бы в нашей Вселенной ещё на много порядков ниже, чем наблюдаемая плотность вещества.Необходимые для бариосинтеза условия уже сравнительно давно были сформулированы А.Д. Сахаровым.
Это нарушение сохранения барионного заряда, нарушение C и CP четности, нарушение термодинамического равновесия. Все эти условия должны удовлетворяться одновременно.В рамках стандартной модели физики элементарных частиц можно было надеяться на электрослабый фазовый переход. Однако, как мыуже обсуждали выше, по современным представлениям он не был связан с сильным нарушением термодинамического равновесия. К тому женарушение CP симметрии в стандартной модели тоже очень слабое, происходящее только из фазы матрицы Каббибо-Кобаяши-Маскавы – смешивания кварков, которая появляется только начиная с трёх поколений,и при этом в реальности смешивание с третьим поколением существенноболее слабое, чем внутри первых двух.Что касается, нарушения барионного заряда, то в стандартной модели оно существует лишь на непертурбативном уровне в виде инстантонных эффектов, чрезвычайно подавленных при нулевой температуре.Впрочем, в горячей Вселенной может произойти перекатывание через потенциальный барьер посредством тепловой флуктуации (сфалерон).
Приэтом для успешного бариосинтеза такие процессы должны быть эффективны во время бурного фазового перехода, но не после восстановлениятермодинамического равновесия. Эти условия в рамках стандартной модели не выполнены.64Возможно, решение надо искать в области моделей Великого Объединения. Уже в рамках простейшей (5) модели нарушение барионногозаряда происходит на древесном уровне, например в виде распада протона + → + + 0 . Однако, к сожалению, это имеет место при оченьвысоких температурах, так что после восстановления термодинамического равновесия сфалеронные процессы стандартной модели вымоютнарушение барионного заряда.
Надо отметить, что они не способны нарушать сохранение разности барионного и лептонного зарядов, но она ненарушена и в рамках (5) объединения, а потому ненулевая разностьне может быть порождена при спонтанном нарушении (5) симметрии.Впрочем, данный вариант Великого Объединения не является жизнеспособным и с точки зрения физики элементарных частиц, так как приводитк слишком малому времени жизни протона.Больший интерес представляют более широкие группы симметрии, вмультиплетах которых естественно появляется место для дополнительных фермионов, например, (10).
Они хороши также тем, что этимифермионами могут быть массивные майорановские праворукие нейтрино, которые могут быть использованы для объяснения ненулевых масснаблюдаемых нейтрино посредством механизма качелей (see-saw, первого типа). Майорановская масса нарушает и CP четность, и сохранение лептонного заряда (без непосредственного нарушения барионного, азначит нарушает и их разность). Тем самым становится возможным порождение лептонной асимметрии, которая в дальнейшем будет частичнопереведена в барионную сфалеронами стандартной модели.
Это наиболее признанная и разработанная модель – бариосинтез через лептогенезис [13].В суперсимметричных моделях возможно также нарушение барионного заряда в скалярном секторе (механизм Аффлека-Дайна [14]). Рассматриваются и ещё более экзотические модели – движущиеся доменныестенки, необычная физика в распадах Чёрных Дыр, и так далее...65Кандидаты на роль Тёмной МатерииДругая естественная задача для физики элементарных частиц –предоставить кандидатов на роль частиц Тёмной Материи.
Они должны весьма слабо взаимодействовать с частицами стандартной модели,поскольку в противном случае изменился бы ход первичного нуклеосинтеза, а также претерпела бы изменения скорость звуковых волн в первичной плазме, которая проявляется во флуктуациях температуры реликтового фона по направлению на небесной сфере.Одной из самых популярных версий долгое время были так называемые слабо взаимодействующие массивные частицы – WIMP. Это могут быть, например, легчайшие суперпартнеры (LSP). Если предположить равновесный тепловой механизм их генерации, а также сделатьестественные предположения о сечениях аннигиляции, то можно обнаружить, что для объяснения наблюдаемого количества Тёмной Материиих масса должна быть порядка ТэВ.
Удивительно, но примерно такие жемассы для LSP назывались из соображений стабилизации радиационныхпоправок к массе бозона Хиггса (проблема иерархии). Это совпадениепридало большую значимость подобным моделям, однако результаты работы Большого Адронного Коллайдера (а точнее их отсутствие в планепоиска суперсимметрии) выглядят обескураживающе.В связи с этим сейчас всё большую популярность приобретает другойкласс моделей – аксионы, (псевдо)скалярные частицы очень малой массы с нетепловым механизмом рождения в состоянии конденсата. Такиечастицы исторически происходят из попыток решения проблемы сильного CP нарушения в квантовой хромодинамике, а также в огромныхколичествах могут возникать в низкоэнергетических решениях теорииструн. Их существование также пока не подтверждается экспериментально, а многие феноменологически релевантные версии уверенно исключены (теории струн это, конечно, не касается [15]).Вполне возможно, с точки зрения проблемы тёмных секторов в космологии, следует искать не расширения стандартной модели физики элементарных частиц, а более успешную теорию гравитации (тем более чтокорректировки в гравитационном секторе могут приводить к изменению66космологических ограничений на параметры физики элементарных частиц).
Мы ещё вернёмся к этому замечанию в разделе 1.3.1.2.5ИнфляцияВ описанной выше классической космологии есть определённые концептуальные проблемы. В самом деле, рассмотрим замедленно расширяющуюся Вселенную (доминирование Тёмной Энергии наступило в космологических масштабах недавно) () ∝ , < 1 (степенной закон, хоть иреалистичен, но выбран только для простоты). Фотоны, а также любыедругие носители информации, удовлетворяющие обычным представлениям о релятивистской причинности, перемещаются не быстрее, чем посветоподобным геодезическим () = ± (радиальное движение в сферических координатах).
Поэтому с момента начальной сингулярности домомента времени любое возмущение проходит путь не длиннее чем∫︁ () = ()=.( ) 1 − (1.75)0Как видим, при → 0 функция () стремится к нулю быстрее, чемлинейные размеры содвижущихся областей, определяемые масштабнымфактором.Более того, несложная оценка показывает, что области, разделённыена небесной сфере углом примерно в полтора и более градуса, не имеливозможности обменяться информацией от момента начальной сингулярности и до отщепления от вещества (рекомбинация) тех фотонов, которые мы видим сегодня в реликтовом фоне. Вместе с тем, из наблюденийизвестно, что относительная флуктуация температуры реликтового фона по направлению имеет порядок лишь 10−5 .
Это порождает проблемунеестественности начальных условий.Есть и некоторые другие трудности. Как мы уже упоминали, пространственная кривизна нашего мира весьма близка к нулю, и это означает, что в прошлом пространственная плоскостность Вселенной выполнялась с совершенно невероятной точностью. Почему? Неясно. Далее,67если в очень ранней Вселенной существовала симметрия Великого Объединения, то почему от тех времён не осталось магнитных монополейи/или других топологических дефектов?Интересно однако, что все эти проблемы напрямую связаны с замедленным характером расширения Вселенной. Если до эпохи классическойкосмологии Вселенная проходила через период ускоренного расширения,то далеко разнесённые области могли в прошлом находиться в каузальном контакте друг с другом, а пространственная кривизна после длительного расширения могла стать пренебрежимо малой (заметим, чтоплотность экзотической материи, способной вызывать ускоренное расширение Вселенной, убывает заведомо медленнее, чем вклад пространственной кривизны).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
