Файл: Шама Д.В. Современная космология.pdf

О Б Р А З О В А Н И Е ГЕЛИЯ В ГОРЯЧЕЙ В С Е Л Е Н Н О Й 213

Гораздо более важный эффект, производимый элек- трон-позитронными парами, состоит в следующем. Пе­ риод полураспада нейтронов был бы не 700 с, а го­ раздо меньше. Д е л о в том, что нейтроны могут взаимо­ действовать с позитронами, рожденными в результате тепловых столкновений, посредством так называемого слабого взаимодействия, образуя протоны и антиней­ трино:

ния. Поскольку обратные процессы происходят столь же интенсивно, так как присутствуют рожденные при теп­ ловых столкновениях антинейтрино, Хаяши предполо­ жил, что при температурах выше 101 0 К было полное тепловое равновесие между всеми формами вещества и

распад нейтронов. Это замороженное отношение, соот­

Вселенной, полностью изменяет конечное обилие гелия. Конечно, как и в теории горячей Вселенной, при доста­ точно низкой плотности вещества основная реакция (2) никогда не будет идти, и гелия много не образуется. При больших плотностях реакция пойдет, однако если

начинается образование гелия. На этой стадии нейтроны

214 ГЛАВА 13

Теперь мы подошли к важному отличию от теории горячей Вселенной. Замороженное обилие нейтронов слабо зависит от плотности вещества, т. е. от s, но зави­

рактерное время расширения, нейтроны, концентрация которых фиксирована, сольются в я д р а ' г е л и я при сколь угодно высокой плотности вещества. Таким образом, зависимость обилия гелия от s имеет плато и заметно отклоняется от него, только когда s так мало, что во Вселенной вещество преобладает д а ж е при 101 0 К. Тогда мы вернулись бы к случаю теории горячей Вселенной и большая часть вещества превратилась бы в гелий.

Детальные расчеты показывают, что плато тянется примерно на 6 порядков по s. Д а ж е не проводя их, можно оценить высоту" плато, если исходить из доли замороженных нейтронов 15%. Поскольку в ядрах гелия поровну протонов и нейтронов, а на плато все нейтроны

точного знания параметров слабого взаимодействия и численных расчетов для всех реакций между легкими частицами, из которых лишь несколько перечислены ра­ нее. Хаяши первоначально дал значение обилия для плато 40%, что несколько выше, чем допускают наблю ­ дения. Более поздние вычисления Альфера, Фоллина и

тимся ниже плато, чтобы избежать этой трудности, то вернемся к той ж е проблеме, что и в теории горячей Все­ ленной — к неприемлемо большему значению современ­ ной температуры чернотельного излучения.

Такое положение сохранялось до 1966 г., когда Пиблс опубликовал расчеты, в которых он повысил точность численного интегрирования. Он затем получил для оби­ лия на плато 2 7 % — в очень хорошем согласии с тем, что требовалось. Его результаты были подтверждены

в 1967 г. Вагонером, Фаулером и Хойлом, которые сде­ лали гораздо более тщательные вычисления. Этот успех теории является настолько обнадеживающим, а пробле­ ма такой важной, что стоит более подробно познако­ миться с самими результатами и с их значением.

Р е з у л ь т а т ы вычислений Вагонера, Ф а у л е р а и Х о й л а

В этих вычислениях учитывались все реакции, в ко­ торых могут участвовать легкие элементы и использо­ вались наиболее современные значения поперечных се­ чений. Рассмотрено т а к ж е образование более тяжелых

0,ч г

Рис. 64. Образование гелия в горячей Вселенной. Относительное обилие по массе представлено как функция энтропии на одну частицу s в единицах постоянной Больцмана k.

элементов (включая 144 различные реакции) . Н и ж е опи­ саны полученные результаты. Конечное обилие гелия как функция s представлено на рис. 64. Область выше пла­ то, где во Вселенной доминирует вещество в период ядерных реакций, не рассматривалась, так как програм­