Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная

в 14:35, , рубрики: антиматерия, астрономия, Большой Взрыв, материя, Научно-популярное, спросите итана, физика

Что происходило, когда всё было настолько горячее, что материя и антиматерия образовывались спонтанно?

Из специальной теории относительности вытекает, что масса и энергия являются разными проявлениями одного и того же – концепция, среднему уму незнакомая.
— Альберт Эйнштейн

Каждую неделю у вас есть возможность отправлять вопросы и пожелания, чтобы стать звездой нашей ежедневной колонки. На этой неделе мы переносимся на самые ранние стадии Большого взрыва благодаря Уэйну Кингу, который спрашивает:

Есть период, о котором мы знаем немного, это период аннигиляции частиц и античастиц. Было ли это “материей” в смысле протонов и позитронов? И что случилось с нейтронами? Или это была какая-то форма уплотнённой энергии из области квантовой хромодинамики? Как она появлялась? Оставалось ли что-либо в процессе аннигиляции? Сколько энергии выделялось, и куда она делась?
Большинство авторов просто ограничиваются общими отписками, описывая эту тему.

О чём же толкует Уэйн? Начнём с сегодняшнего состояния Вселенной, и нажмём «перемотку» назад.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 1

Сегодняшняя Вселенная заполнена звёздами, связанными в гигантские галактические структуры, и на больших масштабах – в группы, кластеры и пересекающиеся нити. В той части, что можем наблюдать мы, существует не менее сотен миллиардов галактик, разбросанных на расстояниях в десятки миллиардов световых лет.

Но как Вселенная стала такой? Она расширялась из более плотного, сжатого, однородного и горячего состояния. Сейчас всё так далеко разбросано, поскольку Вселенная расширялась очень долго.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 2

Экстраполируя назад, мы обнаружим, что не очень важный сегодня параметр – температура Вселенной, составляющая всего 2,7 К – влияет на Вселенную всё больше. При низкой плотности и энергии эти оставшиеся фотоны ни на что не влияют, только отображаются в виде «снега» на третьем канале, если вы всё ещё используете аналоговое ТВ с антенной-усиками.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 3

Но когда Вселенная была моложе и меньше, эти фотоны были не только более плотными, поскольку объём Вселенной был меньше, но и более горячими, поскольку длина волны фотона определяет его энергию. Экстраполируя назад, мы увидим, как микроволновое излучение превращается в инфракрасное, температура растёт от нескольких градусов выше абсолютного нуля до двузначных чисел, трехзначных, затем превосходит комнатную температуру, точку кипения воды, и начинает состязаться с температурой горящей звезды. В какой-то момент всё становится таким горячим, что даже нейтральные атомы не могут образовываться, поскольку формирующие их электроны выбиваются с орбит морем фотонов.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 4

Если отмотать ещё немного, мы прибудем в момент, когда ядра атомов не могут формироваться, поскольку их разбивает на отдельные протоны и нейтроны. И, в результате, мы можем так далеко зайти во времени, когда Вселенная была возрастом лишь в одну секунду, а фотоны были настолько энергичными, что материя и антиматерия могли спонтанно появляться в равных количествах. До того, как Вселенная расширилась и охладилась, перейдя через эту фазу, она представляла собою всего лишь «суп» из материи, антиматерии и излучения, в котором спонтанная аннигиляция материи и антиматерии в чистую энергию была сбалансирована спонтанным появлением частиц материи и антиматерии из чистой энергии. Самое знаменитое уравнение Эйнштейна, E = mc2, работает в обе стороны.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 5

Чем выше у вас энергия, тем более тяжёлые пары частиц вы можете спонтанно сотворить. Отмотав назад достаточно далеко, когда средняя энергия во Вселенной была достаточно большой для создания пар истинных-антиистинных кварков (самой тяжёлой известной частицы), мы увидим, что тогда фотонов было гораздо меньше, чем сейчас.

Отчего же?

Всё потому, что пара частица-античастица может аннигилировать с образованием двух фотонов, а при достаточно высоких энергиях фотоны могут взаимодействовать с возникновением пары частица-античастица!

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 6

И хотя сегодня существует определённое количество фотонов, представьте себе все фундаментальные частицы из Стандартной модели, как массивные, так и безмассовые. Все шесть кварков и антикварков, по три цвета каждого, три заряженных лептона, три нейтрино, вместе с их античастицами, восемь глюонов, три слабых бозона, фотон и бозон Хиггса, со всеми разрешённых конфигурациями спинов.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 7

Вместо только лишь фотонов, эта энергия распределяется между всеми видами частиц поровну. (В соответствии с распределением энергии Максвелла-Больцмана и соответствующей статистикой: Ферми-Дирака для фермионов и Бозе-Эйнштейна для бозонов). Когда энергия и температура достаточно высокие, аннигиляция частиц/античастиц происходит всё время, но с той же частотой, как и создание частиц/античастиц.

По мере расширения и охлаждения Вселенной частота аннигиляций падает, поскольку частицам становится тяжелее находить свои античастицы, но частота создания падает ещё больше – энергия падает ниже пороговой, необходимой для создания, в результате чего частота создания пар экспоненциально уменьшается.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 8

К счастью, практически всё нестабильно, поэтому вот что происходит по мере расширения и охлаждения Вселенной (по порядку) от состояния «моря», в котором всего (частиц и античастиц всех видов) плавает достаточно:

  • Перестают появляться пары истинных-антиистинных кварков, а оставшиеся аннигилируют или распадаются.
  • Перестают появляться пары бозонов Хиггса, а оставшиеся аннигилируют или распадаются. Это примерно совпадает с нарушением электрослабой симметрии.
  • Перестают спонтанно появляться Z_0, а большинство оставшихся распадаются.
  • Перестают появляться пары W+/W-, а большинство оставшихся распадаются.
  • Перестают появляться пары нижний/антинижний, тау/антитау, очарованные/антиочарованные кварки, а оставшиеся аннигилируют и/или распадаются.

Во всех случаях аннигиляция или распад более массивных частиц приводит к разогреву всех оставшихся.

Затем происходит нечто интересное: до того, как Вселенная охлаждается до следующего порогового значения, чтобы остановить производство странных/антистранных кварков, она делается достаточно разреженной и холодной для того, чтобы перейти от кварк-глюонной плазмы к отдельным барионам (комбинациям из трёх кварков), антибарионам (комбинациям из трёх антикварков), и мезонам (комбинациям из кварков и антикварков). И тут впервые случается конфайнмент.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 9

После этого происходят следующие аннигиляции и распады:

  • распадаются/аннигилируют все частицы, содержащие странные/антистранные кварки;
  • распадаются/аннигилируют все нестабильные барионы, антибарионы и мезоны (кроме нейтрона, антинейтрона и заряженных пионов);
  • аннигилируют нейтроны/антинейтроны и протоны/антипротоны, оставляя после себя немного протонов и нейтронов, представляющих асимметрию материи/антиматерии;
  • останавливается создание заряженных пионов, и они аннигилируют/распадаются;
  • останавливается создание мюонов/антимюонов, и они аннигилируют/распадаются.

В этот момент во Вселенной остаётся только небольшое количество протонов и нейтронов, большое количество пар электронов и позитронов, нейтрино/антинейтрино и фотонов. Да, и ещё тёмная материя, из чего бы она ни состояла (а она присутствовала всегда), которая, по нашим предположениям, не взаимодействует с другими частицами.

Вы можете решить, что дальше происходит аннигиляция электронов/позитронов, но сначала происходят два других события.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 10

Сначала протоны и нейтроны играют в игру: протоны пытаются комбинироваться с электронами, чтобы образовать нейтроны и нейтрино, а нейтроны и нейтрино пытаются идти в другую сторону, производя протоны и электроны. Также протоны и антинейтрино могут комбинироваться и создавать нейтроны и позитроны, а также возможна и обратная реакция. За несколько миллисекунд, что для нашей истории является приличным временным промежутком, эти реакции происходят с одинаковой частотой. Но при уменьшении энергии и температуры небольшая разница в массах между протоном и нейтроном начинает сказываться, и реакциям с созданием протонов из нейтронов становится идти немного легче, чем реакциям с созданием нейтронов из протонов. Ко времени, когда возраст Вселенной приближается к секунде, отношение протонов и нейтронов изменяется в ней от 50/50 до 85/15 в пользу протонов.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 11

Затем слабые взаимодействия – взаимодействия, позволяющие нейтрино обмениваться энергией с другими типами частиц, и позволяющие происходить переходам между фотонами и нейтронами, замораживаются. Это значит, что частота взаимодействий, энергия и эффективное поперечное сечения становятся слишком малыми для того, чтобы нейтрино и антинейтрино участвовали в происходящих в космосе реакциях. До этого момента электроны/позитроны, нейтрино/антинейтрино и фотоны все получали пропорциональную долю энергии с аннигиляций. Но когда нейтрино и антинейтрино замораживаются, они перестают участвовать в этой игре.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 12

И вот, когда случается финальная фаза аннигиляции, когда Вселенная охлаждается настолько, что пары электрон/позитрон уже не создаются, и просто аннигилируют, оставляя достаточно электронов, чтобы те скомпенсировали электрический заряд протонов), они сливают всю энергию в фотоны, а не в нейтрино и антинейтрино.

Поэтому температура микроволнового космического фонового излучения – фона фотонов, оставшихся после Большого взрыва – измеряется в 2,725 К, а температура фона оставшихся нейтрино должна быть в районе 1,95 К или, точнее, (4/11)1/3 от температуры фотонов.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 13

А также из-за этого – после трёх минут с мелочью – часть из оставшихся нейтрино распалась, подняв соотношение протонов к нейтронам до ~ 87,6/12,4. На этом шаге фотоны, наконец, охладились достаточно для того, чтобы могло начаться формирование первых элементов тяжелее водорода – нуклеосинтез Большого взрыва. Поэтому у нас и получилось именно такое соотношение водорода и гелия после Большого взрыва: из-за сыгранных всеми этими частицами на ранних стадиях Вселенной ролей.

Спросите Итана №76: очень ранняя Вселенная - 14

Когда-нибудь я надеюсь сообщить вам об обнаружении космического фона нейтрино. В прошлом месяце об его обнаружении объявили на встрече AAS, но работы на эту тему пока не появлялось. Я думаю, что я привёл максимально возможное количество информации с тем, чтобы не превращать вас в теоретических физиков, и надеюсь, что статья была хорошо сбалансирована для удовлетворения ваших потребностей. Пока что это наилучшая из историй появления частиц во Вселенной и их поведения на ранних стадиях горячего Большого взрыва, а затем – во время охлаждения, аннигиляции и распада.

Спасибо за прекрасный вопрос, и надеюсь, что объяснение было сделано понятно для вас и для остальных. Присылайте мне ваши вопросы и предложения для следующих статей.

Автор: SLY_G

Источник

Поделиться новостью

* - обязательные к заполнению поля