okun-fizika-elementarnykh-chastits (810758), страница 23
Текст из файла (страница 23)
Модели объединения и большой взрыв Поистине астрономические числа, характеризующие в наших обычных единицах массу Планка тр и близкую к ней массу великого объединения тощ исключают всякие надежды на то, что мы сможем проводить опыты при подобных энергиях на ускорителях.
Существуют вполне реалистические проекты очень большого протонного ускорителя — коллайдера, с энергией протонов в десятки тысяч ГэВ. Может быть, с помощью новых методов ускорения можно будет достичь энергий протонов, превышающих 10' ГэВ. Но даже фантастический ускоритель, представляющий собой парящее в космосе сверхпроводящее кольцо с диаметром, превышающим диаметр Земли, мог бы ускорять протон лишь до 10' ГэВ, что все еще очень мало по сравнению с тою (Предел 10' ГэВ задан синхротронным излучением: энергия, излученная за один оборот, растет при фиксированном радиусе орбиты, как четвертая степень энергии частиц.) Экспериментальная физика вблизи топ стала бы возможной, если бы удалось поймать и замедлить гранд-монополи.
Ведь при аннигиляции монополя и антимонополя должны рождаться Х- и г'-бозоны и очень тяжелые хиггсовы бозоны, присутствующие в схемах великого объединения. Если учесть, однако, большие надежды, связанные с грандмонополями как катализаторами протонного распада, то можно думать, что лицензии на отстрел монополей, когда (и если) они будут открыты, будут выдаваться крайне скупо. 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 1 и температурой Вселенной Т по порядку величин дается соотношением 1 тр~Т' или, что то же, 1 (в секундах) 1(Т' (в мегаэлектронвольтах). Так что температура порядка 10" — 10" ГэВ отвечает возрасту 1О "— 10 " с. Такая сверхъюная Вселенная является естественной лабораторией для проверки моделей великого объединения и суперобъединения. К сожалению, прямых свидетелей первых мгновений не осталось, но косвенно о них можно судить по некоторым П2 свойствам окружающего нас мира.
К числу таких основных свойств мира относятся возраст Вселенной: (1ч 2) 1О" лет, разбегание галактик по закону Хаббла, существование реликтового фотонного газа с температурой Т=Ъ К, однородность и изотропия этого газа, средняя плотность видимого вещества (отвечающая примерно одному протону в одном кубометре) и сравнимая с ней, и даже превосходящая ее, плотность невидимого вещества в коронах галактик и скоплений галактик. Одним из ключевых параметров Вселенной является отношение числа нуклонов во Вселенной к числу реликтовых фотонов.
Наблюдения показывают, что это отношение составляет 10 ' — 10 ". В 1967 г. Сахаров высказал идею о том, что это отношение является следствием небольшого ((1 +1О '): 1) преобладания нуклонов над антинуклонами в ранней Вселенной, возникшего в результате несохранения барионного заряда и нарушения СР-инвариантности. Оба этих компонента присутствуют в развитых позднее, в 70-х годах, моделях великого объединения. Третьим компонентом, необходимым для выживания барионного избытка, является неравновесность, обусловленная расширением Вселенной. Существует обширная литература, посвященная расчетам барионной асимметрии Вселенной в различных моделях великого объединения и суперобъединения.
Как показывают эти расчеты, важную роль в образовании барионного избытка играют не только Х- и г -бозоны, но и сверхтяжелые хиггсовы бозоны. От детальных (и пока что неизвестных) свойств этих последних результаты расчетов зависят особенно сильно. Зависит от них и динамика охлаждения Вселенной. Так что однозначно рассчитать барионную асимметрию пока не удается.
Однако теоретики-космологи утверждают, что в рамках любой конкретной схемы великого объединения они могут рассчитать барнонную асимметрию до конца. Таким образом, в будущем способность количественно объяснить барионную асимметрию Вселенной будет служить одним из центральных критериев при отборе победительницы в конкурсе гранд-моделей. При несохранении барнонного заряда и сохранении СР-четностн в горячей Вселенной не осталось бы практически никакого вещества, кроме фотонов и нейтрино. Так что все окружающее нас и мы сами обязаны своим существованием очень слабому нарушению СР-инвариантности. И подумать только, что до 1964 г.
большинство физиков верило, что СР сохраняется ! !!3 Другое важное высказывание, предшествовавшее работам по гранд- и суперкосмологни, было сделано в 1972 г. Киржницем и Линде, которые заметили, что спонтанно нарушенные симметрии должны восстанавливаться при достаточно высокой температуре. Из этого вытекает, что при охлаждении Вселенной в первые мгновения она должна была пройти через этапы последовательного разрушения симметрий. В минимальной 5У(5)-модели это всего два этапа: разрушение 5У(5) до ЯУ(3)х5У(2)х У(1) при х21~ 4 !Р! Рис. ЗБ Ь а 10" ГэВ н до ЯУ(3) М У(1) прн 10- 'ГэВ.
В более сложных моделях таких этапов больше. Восстановление симметрии при достаточно высокой температуре иллюстрируют рис. 35. На рис. 35, а изображен хиггсов потенциал при нулевой температуре, здесь ~р, — вакуумное среднее хиггсова поля (сравните с рнс. 31). На рис. 35, в изображен эффективный потенциал при очень высокой температуре, превышающей температуру фазового перехода, Т>>~р,. Рис. 35, б отвечает промежуточной температуре. Из рис.
35, в видно, что 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 н не скоррелированы друг с другом (рис. 36 и 37).
При этом, если происходит нарушение абелевой симметрии У(1), то в вакууме образуются нити — трубки, в которых окружающим хиггсовым конденсатом зажат поток калибровочного абелева поля. На рнс. 36 представлено сечение плоскостью двух таких трубок, в которых потоки направлены в противоположные стороны. Если же нарушается неабелева калибровочная симметрия, то аналогичным обра- 114 зом в остывающем первичном желе могут возникнуть ежн— монополя (на рнс. 37 изображено образование пары мо- нополь + антнмонополь, сравните с рнс. 33), О+ О 4 Фу Рис.
37 О+ О .Г Рис. 36 Если происходит спонтанное нарушение дискретной симметрии, то конденсат вещественного поля ср в соседних областях пространства может иметь различные знаки Рис. 38 Рис. 39 (~~р)=-~~р,) (рнс. 38). Прн этом границы между вакуумными доменами с положительным н отрицательным конденсатамн представляют собой очень тонкие н очень плотные стенки: толщина стенки порядка 1Й<р,, поверхностная плотность порядка Ьр,', где Х' — безразмерная константа нелнней ного самодействня хнггсова поля. Плоское сечение такого до- й1л менного вакуума изображено на рнс.
39. Космологнческое рождение ннтей н монополей впервые рассмот- с рено в 197б г. Кнбблом. Образо- ванне вакуумных доменов, свойства стенок н нх влияние на эво- Р люцню Вселенной впервые в 1974 г. Рис. 40 рассмотрено Кобзаревым, Зельдовнчем н мною, исходя нз модельного лагранжнана, предложенного Лн н Виком.
Тогда же Волошиным, Кобзаревым н мною был рассмотрен вопрос о распаде метастабнльного вакуума. Вакуум метастабнлен, если отвечающий ему минимум потенциала не является абсолютным минимумом, На рнс. 40 113 метастабильный вакуум соответствует левому минимуму, а стабильный — правому. Переход из метастабильного вакуума в стабильный энергетически выгоден, но, как видно из рис. 40, 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.
Чем меньше объем новорожденного пузыря, тем больше вероятность его рождения, Минимальный, критический радиус пузыря Р, определяется на основе 'энергетических соображений — выигрыш энергии в объеме пузыря должен скомпенсировать энергетический проигрыш, связанный с поверхностной энергией стенок: 4/ ~уз 4 о2, и, следовательно, Я,=-Зо/е. Здесь з — разность плотностей энергии двух вакуумов (см. рис. 40), а о — поверхностная плотность стенки. Легко показать, что вероятность подбарьерного образования пузыря радиуса Я, определяется экспонентой ехр ( — '/,паЩ н при разумных значениях и и з может быть исчезающе малой (-10 '" — 10 ""). (Несмотря на существование обширной литературы, посвященной вакуумным пузырям, предэкспоненциальный коэффициент до сих пор не вычислен.) Теория вакуумных пузырей содержит ряд очень интересных теорем.
В частности, Коулмен заметил, что расширяющийся пузырь инвариантен относительно лоренцевых преобразований (центр пузыря покоится в любой инерциальной системе). Он же обнаружил, что в некоторых случаях верхний вакуум вообще не распадается в результате стабилизирующего действия гравитации. Чтобы продемонстрировать роль, которую в космологии может сыграть двух- или многоэтажный вакуум, рассмотрим простое уравнение, описывающее расширение Вселенной: '/,а' — '/,пбм ра' = К.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
