Файл: Шама Д.В. Современная космология.pdf

ные для первичного образования элементов тяжелее ге­ лия. Главное отличие от более ранних вычислений за­ ключается в том, что первоначальное отсутствие ста­ бильных ядер с атомным весом 5 и 8 препятствовало образованию более тяжелых элементов, чем гелий. Те­ перь известны реакции, которые заполняют эту брешь, однако д а ж е и в этом случае количество образовав ­ шихся тяжелых элементов слишком мало. Мы д о л ж н ы поэтому обратиться к некосмологическим процессам об­ разования этих элементов, таким, как ядерные реакции в горячих звездах или массивных объектах. Это не уди­

лактике изменялась со временем. Например, в старых звездах содержится меньше металлов, чем в молодых. Корреляция между обилием элементов, типом звезд, движением и положением в Галактике стала важным раз­ делом астрофизики, который должен привести к луч­ шему пониманию образования тяжелых элементов. По­ скольку этот раздел строго не связан с проблемами кос­ мологии, мы не будем на нем останавливаться.

М е х а н и з м ы, подавляющие образование гелия

Рассмотрим теперь возможность того, что низкое со­ держание гелия в старых звездах спектрального клас­ са В является изначальным, указывающим на низкое первичное обилие гелия. Не представляется возможным, чтобы s было больше 10 ш k, так как это привело бы к слишком высокой современной температуре чернотельного излучения. Если бы Вселенная была неоднородной в то время, когда шло образование элементов, то могли бы существовать локальные области, где s было больше. 101 0 k, так что в них образовалось бы очень мало гелия. Однако плотность вещества в таких областях была бы значительно ниже средней, и, пожалуй, маловероятно, чтобы из них могли развиться галактики. Этот аргумент приводит к противоположному выводу, что обилие гелия

бы выяснить путем заатмосферных наблюдений. Было

предположение о горячей Вселенной. Некоторые из них включали модификацию общей теории относительности

ма, хотя в момент написания книги они не выглядят ни привлекательными, ни вероятными.

Первый связан с возможностью того, что Вселенная

годня, поэтому введение этой гипотезы не вызывает эм­ пирических возражений. На первый взгляд может пока­

на одну частицу. Но в этих двух ситуациях есть одна существенная разница. Могут происходить необратимые процессы, увеличивающие энтропию, и эта энтропия мо­ жет быть в форме фотонов; число фотонов не сохра­ няется. Физика элементарных частиц утверждает, что для легких частиц, или лептонов, в отличие от фотонов, действует закон сохранения, который в данном случае означает, что невозможны никакие процессы, приводя­ щие к изменению числа нейтрино на частицу. Это число

понимаем, однако большинство физиков предпочло бы,

шли бы тогда очень быстро, превращая большинство нейтронов в протоны. Осталось бы очень немного

поэтому образовалось бы совсем мало гелия. Аналогично, если бы преобладали антинейтрино, то

протоны быстро уничтожались бы в реакции

V + р —> il + е+

и осталось бы мало протонов, которые могли бы уча­ ствовать в основной реакции. Кроме того, в этом случае нейтроны первое время не могли бы распадаться, по­ тому что антинейтрино, испускаемые при распаде, из-за принципа запрета Паули не могли бы найти свободный уровень и занять его (если первоначально антинейтрино преобладают) . Поскольку в ходе расширения Вселенной концентрация антинейтрино падает, настанет момент, когда распад нейтронов станет возможен, однако темпе­ ратура будет тогда слишком низкой для того, чтобы могла идти основная реакция. Вновь результатом явится очень малое количество гелия.

Другой механизм подавления процесса образования

который имеет место в ньютоновской динамике: двумер­ ный коллапс происходит быстрее, чем трехмерный). Это уменьшило бы время, в течение которого могли бы происходить ядерные реакции с образованием гелия. Удобная мера существующей анизотропии может быть получена из факта, что с расширением Вселенной анизо­ тропия довольно быстро уменьшается (это аналогично возрастанию анизотропии в ходе коллапса тела в нью­ тоновской динамике) . Время, в течение которого анизо­ тропия остается заметной, будет тогда полезной мерой начальной анизотропии. Вычислено, что для подавления образования гелия это время должно быть по крайней

В этих вычислениях пренебрегают другими процес­ сами, кроме расширения Вселенной, которые уменьшают первоначальную анизотропию. В частности, присутствие

рости расширения в различных направлениях и стре­ миться их выровнять, т. е. создать изотропию. На этот механизм указали Мизнер и Дорошкевич, Зельдович и Новиков в 1967 г. Подробные расчеты Мизнера для част­ ного класса космологических моделей и широкого диа­ пазона начальной анизотропии показали, что л ю б а я ани­

была бы слишком мала, чтобы повлиять на образование

ленной. Нужно распространить вычисления на другие типы космологических моделей, прежде чем мы сможем быть уверенными, что процесс образования гелия не мо­ жет быть подавлен анизотропией, однако такие меха­ низмы подавления, безусловно, лишились в значитель­ ной мере своей привлекательности. Кроме того, наблю­

может наложить ограничения на анизотропию, суще­ ствовавшую при 7" = 109 К. Эта проблема будет, ве­ роятно, интенсивно развиваться в последующие не­ сколько лет.

Г Л А В А 14

О Т К Р Ы Т И Е К О С М И Ч Е С К О Г О М И К Р О В О Л Н О В О Г О И З Л У Ч Е Н И Я

Введение

К а к это следует из сказанного в последних трех гла­ вах, успешное обнаружение космического чернотельного излучения имело бы первостепенное значение. Это от­ крытие связало бы воедино две различные идеи, л е ж а ­ щие в основе космологического подхода к проблеме ге­ лия и к термодинамическому поведению излучения в расширяющейся Вселенной. Кроме того, как мы потом увидим, сам факт существования фонового излучения и

Вероятно, есть несколько причин. П р е ж д е всего, пер­ воначальная теория горячей Вселенной, которая пред­ сказывала современное значение чернотельной темпера­

мого поля излучения важно оценить те длины волн, на которых это поле не очень подавлялось бы другими источ­ никами излучения. В случае чернотельного излучения с температурой 25 К оптический диапазон нужно исключить

сти, где имеет место сильное поглощение земной атмо­ сферой. От этой области в сторону видимой области спектр заваливается приблизительно экспоненциально, поэтому обычный фон ночного неба должен забить чернотельное излучение.