- •Вакуум, элементарные частицы и вселенная.
- •Часть 1. Новые приоритеты в физике микромира.
- •Часть 2. От локального эксперимента к познанию Мира в целом.
- •Часть 3. Физика и космология на границах познания.
- •Предисловие
- •Часть 1. Новые приоритеты в физике микромира.
- •1. Поиски новых концепций на рубежах веков
- •2. Классификация и основные свойства частиц и взаимодействий
- •3. Стандартная Модель и ее проблемы
- •4. Структура кхд вакуума
- •5. Брукхейвенский эксперимент
- •6. Суперструнная программа
- •6.1.Концепция суперсимметрии.
- •6.2.Объединение физических взаимодействий.
- •6.3.Многомерное пространство.
- •6.4.Суперструны.
- •7. Преонная альтернатива.
- •7.1.Сколько типов вакуумных конденсатов существует в природе?
- •7.2.Основные идеи теории преонов.
- •7.3.Возможные сюрпризы преонной гипотезы.
- •8. Что заставляет нас изучать структуру физического вакуума?
- •Часть 2. От локального эксперимента к познанию Мира в целом.
- •1. Возможно ли изучение Мира в целом? Проблемы экстраполяции.
- •2. Идеи теории Эйнштейна.
- •2.1.Структура физических законов.
- •2.2. Геометризация тяготения и общий принцип относительности.
- •3.Принципы теоретической космологии.
- •3.1.Синтез теории тяготения Эйнштейна и микрофизики.
- •3.2.Изотропные космологические модели. Проблема фиксации топологии.
- •4.Основные космологические эффекты Стандартной Модели элементарных частиц.
- •4.1.Фазовые переходы в космологической плазме и физическом вакууме.
- •4.2. Барионная асимметрия Вселенной.
- •1) В фундаментальной физической теории должен существовать элементарный процесс на уровне частиц и вакуума, в котором не сохранялся бы барионный заряд частиц;
- •5.Стандартная Космологическая Модель.
- •5.1.Синтез легких элементов.
- •5.3.Эпоха генерации крупномасштабной структуры Вселенной.
- •6. Проблемы физики современной Вселенной.
- •6.1.Темная материя.
- •6.2.Вакуум как носитель энергии Вселенной.
- •7.Сверхранняя Вселенная. Глобальные проблемы и инфляция.
- •7.1 Концептуальные проблемы космологии.
- •7.2. Неравновесность и инфляция.
- •7.3. От сверхранней Вселенной к масштабам Стандартной Модели. Суперструны или преоны?
- •8. Физика вакуума и антропный принцип.
- •Часть 3. Физика и космология на границах познания.
- •1. Возможности современной квантовой теории как инструмента познания.
- •2.Квантовая версия ото и космологии.
- •2.1. Физический аспект проблемы квантования.
- •2.2. Математическая структура теории. «Исчезновение» времени.
- •3.Квантовая геометродинамика и рождение Вселенной.
- •3.1. Проблемы познания.
- •3.2. Наблюдатель в квантовой Вселенной.
- •3.4. Гравитационный вакуумный конденсат.
- •4.Концепция множественности миров.
- •5. Гимн о сотворении Мира в терминологии квантовой геометродинамики.
- •Гимн о сотворении Мира. Ригведа, х, 129.
- •6.Драма идей в познании природы.
4.Основные космологические эффекты Стандартной Модели элементарных частиц.
Создание и экспериментальная проверка Стандартной Модели элементарных частиц открыли новые главы космологии. Появилась возможность в уравнения изотропной Вселенной (в правую часть уравнений Эйнштейна, содержащую тензор энергии- импульса квантовых полей) включить известную информацию о свойствах частиц и взаимодействий. Космологические решения уравнений Эйнштейна описывают нестационарную Вселенную, в которой в процессе расширения остывание плазмы сопровождается несколькими перестройками структуры физического вакуума. Но, прежде чем описывать эти явления, остановимся сначала на специфических свойствах этого решения – присущих ему формальной неограниченности температуры и плотности космологической плазмы и кривизны пространства-времени.
Как уже отмечалось выше, теория расширяющейся Вселенной предсказывает наличие сингулярности – точки на временной шкале, в которой плотность энергии плазмы, ее температура обращаются в бесконечность, как и кривизна пространства-времени. Формально математически момент сингулярности соответствует моменту рождения Мира. Продолжить эти космологические решения за сингулярную точку математически невозможно. В рамках этой теории в точке сингулярности Вселенная рождается вместе с веществом. Изменения количества вещества в дальнейшем незначительны, и могут быть учтены в рамках теории элементарных частиц. Проблема первых мгновений жизни Вселенной – это отдельная космологическая проблема, которая так и называется – проблема рождения Вселенной. Ее мы обсудим отдельно. Космологическая теория, в которой учитываются хорошо известные свойства частиц и взаимодействий в 4-мерном пространстве-времени, начинается с того момента, когда температура космологической плазмы примерно равна 1 ТэВ. Это соответствует области энергий частиц, адекватно описывающейся СМ. Мы ранее уже говорили (см. Разделы 3, 6 и 7 первой части книги), что СМ неизбежно должна быть расширена и обобщена. На основе известных экспериментальных данных можно быть уверенным, что расширения и обобщения нужны для описания явлений, происходящих при энергиях, заметно больших 1 ТэВ. При меньших же энергиях, как кажется, СМ работает неплохо, хотя и это может стать неверным при дальнейшем прогрессе эксперимента. В настоящее же время прямые экспериментальные данные, неинтерпретируемые в рамках СМ, отсутствуют.
Что же такое энергия в 1 ТэВ? Во Вселенной температура в 1 ТэВ достигается через 10-14 сек от момента космологической сингулярности. Заметим, что по множеству астрономических наблюдений мы уверены, что возраст Вселенной порядка 12-15 млрд. лет. У нас имеется Стандартная Модель частиц и взаимодействий, которая описывает эволюцию Вселенной, начиная от 10-14 сек, до, примерно, 15 млрд. лет. Но при этом у нас нет теории, которая описывала бы эволюцию от сингулярности, t=0, до границы применимости СМ, t=10-14 сек! С точки зрения здравого смысла кажется, что особых проблем в космологии нет, «интуиция подсказывает», что можно легко пренебречь малой величиной 10-14 сек. Казалось бы, что особенного могло произойти за этот малый промежуток времени? В этом рассуждении имеется достаточно простой парадокс – при обсуждении эволюции объектов мы интуитивно пользуемся так называемым биологическим временем, которое имеет свой собственный масштаб. Он определяется характерными временами протекания процессов внутри человеческого мозга. Эти характерные времена заполняют шкалу от атомно-молекулярных времен 10-8 сек до времени порядка 100 лет, что соответствует длительности человеческой жизни. Такие масштабы нужны для классификации событий, происходящих внутри нас, макроскопических существ, состоящих из частиц с небольшими энергиями – порядка нескольких электрон-вольт. Но эту же шкалу времени невозможно использовать для обсуждения явлений, происходящих во Вселенной при очень высоких плотностях и температурах. Чем выше плотность плазмы и ее температура, тем чаще происходят взаимодействия частиц друг с другом, т.е. различные события. О длительности промежутка времени нужно говорить именно на основании числа произошедших за это время событий. Можно быть уверенным, что за время от t=0 до t=10-14 сек событий произошло даже больше, чем от t=10-14 сек до наших дней. К этому выводу нас приводит современная теория, точнее, ее разумная экстраполяция в область высоких энергий. Поэтому проблема рождения Вселенной, ее эволюция от сингулярности до энергий порядка 1 ТэВ представляет собой отдельную и очень серьезную научную проблему. В этот промежуток времени и сформировались основные ключевые свойства наблюдаемой Вселенной. В остальное время лишь принимало конкретные формы все то, что потенциально было заложено к моменту времени, соответствующего энергиям в 1 ТэВ. Такую реконструкцию событий мы можем провести достаточно полно на основе существующей теории.