Astronet > Model' goryachei Vselennoi

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Model' goryachei Vselennoi

predpolagaet, chto na rannih stadiyah rasshireniya Vselennaya harakterizovalas' ne tol'ko vysokoi plotnost'yu, po i vysokoi temp-roi veshestva. Predlozhena i razrabotana v konce 40-h gg. 20 v. G. Gamovym i ego sotrudnikami (SShA), poluchila eksperimental'noe podtverzhdenie posle otkrytiya A. Penziasom i R. Vil'sonom (SShA) v 1965 g. v vysshei stepeni izotropnogo mikrovolnovogo fonovogo izlucheniya s plankovskim spektrom i temperaturoi $\approx$ 3 K.

Na rannih stadiyah rasshireniya v termodinamicheskom ravnovesii s veshestvom dolzhno bylo nahodit'sya chernotel'noe izluchenie (t.e. blizkoe k izlucheniyu absolyutno chernogo tela, plankovskoe, sm. Planka zakon izlucheniya) s takoi zhe, kak u veshestva, ochen' vysokoi temp-roi. V hode rasshireniya Vselennoi temp-ra izlucheniya adiabaticheski (sm. Adiabaticheskii process) snizhalas'. Prisutstvie vo Vselennoi chernotel'nogo izlucheniya - svidetelya rannei goryachei stadii evolyucii Vselennoi - bylo osn. nablyudatel'nym predskazaniem M. g. V. V populyarnoi literature za mikrovolnovym fonovym izlucheniem, zapolnyayushim Vselennuyu ( $\approx$ 500 fotonov/sm³), zakrepilos' nazvanie "reliktovoe izluchenie". Kosvennym podtverzhdeniem M. g. V. sluzhit takzhe nablyudaemoe obilie geliya, prevyshayushee povsemestno 22% po masse, a takzhe obnaruzhennoe v mezhzvezdnom gaze neozhidanno vysokoe obilie deiteriya, proishozhdenie k-rogo mozhno svyazat' lish' s yadernymi reakciyami sinteza legkih elementov v goryachei Vselennoi.

Znaya sovr. temp-ru reliktovogo izlucheniya, mozhno provesti ekstrapolyaciyu v proshloe, ispol'zuya horosho izvestnye i proverennye v laboratorii zakony mehaniki, statistich., atomnoi i yadernoi fiziki, fiziki elementarnyh chastic. Ekstrapolyaciya zakonov mehaniki i statistich. fiziki ne vyzyvaet somnenii vplot' do plankovskogo vremeni t ~ t_Pl ~ 10^-43 s (sm. Planka postoyannaya) ot nachala rasshireniya, kogda gravitac. effekty byli togo zhe poryadka, chto i kvantovomehanicheskie. Pri t < t_Pl situaciya neyasna. Nereshennoi ostaetsya i problema o zavisimosti temp-ry ot vremeni na stadii, kogda temp-ra prevyshala 10¹² K i $t<3\cdot 10^{-4}$ s, t.k. sovr. eksperiment v oblasti fiziki elementarnyh chastic ne daet otveta na vopros o zavisimosti chisla nestabil'nyh elementarnyh chastic ot ih massy.

Ris. 1. Osnovnye etapy evolyucii Vselennoi.
Na osyah privedeny: vremya t, proshedshee
ot nachala rasshireniya, kosmologicheskoe krasnoe
smeshenie z i temperatura izlucheniya T_r.

Dlina volny fotonov v hode rasshireniya Vselennoi rastet tak zhe, kak i rasstoyanie mezhdu galaktikami: fotony ispytyvayut kosmologich. krasnoe smeshenie, pri etom ih chastota i energiya umen'shayutsya. Pri takom umen'shenii chastoty fotonov chernotel'nogo izlucheniya spektr izlucheniya ostaetsya chernotel'nym, no ego temp-ra umen'shaetsya. Sledovatel'no, ran'she temp-ra izlucheniya byla vyshe, chem sovremennaya, k-raya, soglasno dannym nablyudenii, blizka k 3 K. Napr., v period, kogda sr. rasstoyanie mezhdu chasticami bylo v milliard raz men'she, chem seichas, temp-ra izlucheniya i veshestva sostavlyala $\approx 3\cdot 10^9$ K, a koncentraciya protonov i neitronov prevyshala sovr. sr. koncentraciyu na 27 poryadkov, t.e. byla poryadka 10²⁰-10²¹ sm^-3, chto prevyshaet koncentraciyu chastic v zemnoi atmosfere. Pri stol' vysokoi temp-re, soglasno statistich. fizike, v termodinamich. ravnovesii s fotonami dolzhno bylo nahodit'sya pochti stol'ko zhe elektronov i pozitronov, t.e. ih koncentracii byli priblizitel'no ravny: $N_{e^-}\approx N_{e^+}\approx N_\gamma$ . Eto obuslovleno tem, chto pri takih temp-rah effektivno idut processy rozhdeniya elektron-pozitronnyh par pri stolknoveniyah dvuh fotonov i obratnyi process dvuhfotonnoi annigilyacii par.

Pri eshe bolee vysokoi temp-re T, t.e. na eshe bolee rannem etape (ris. 1), pri $T\ge 10^{12}$ K i $t\le 3\cdot 10^{-4}$ s v ravnovesii s izlucheniem nahodilis' razlichnye vidy mezonov, giperony, pary protonov i antiprotonov (sm. Antichasticy), neitronov i antineitronov, neitrino i antineitrino, dr. elementarnye chasticy. Ih koncentracii byli poryadka koncentracii fotonov $N_\gamma$ . Na ochen' rannih stadiyah mir byl prakticheski zaryadovo-simmetrichnym (chasticy i antichasticy byli predstavleny pochti v odinakovom kolichestve), koncentraciya nuklonov lish' na odnu milliardnuyu prevyshala koncentraciyu antinuklonov. Imenno eta nichtozhnaya raznica v chisle nuklonov i antinuklonov vposledstvii posle annigilyacii chastic i antichastic privela k nablyudaemomu zaryadovo-asimmetrichnomu miru. Takuyu raznicu v chisle nuklonov i antinuklonov, a takzhe sovr. barionnyi zaryad mira (polnoe otsutstvie antiveshestva) mozhno ob'yasnit' libo pervichnym malym prevysheniem chisla nuklonov nad antinuklonami, libo nesohraneniem barionnogo zaryada (sm. Barionnaya asimmetriya Vselennoi). Fizika elementarnyh chastic predpolagaet otsutstvie polnoi simmetrii v processah s uchastiem nuklonov i antinuklonov. Na rannih stadiyah rasshireniya pri gromadnyh plotnosti i temp-re reakciya vzaimnogo prevrasheniya, rozhdeniya i annigilyacii chastic shli s kolossal'noi skorost'yu i (nesmotrya na malost' asimmetrii) mogli privesti k zametnomu (na 10^-9) preobladaniyu barionov nad antibarionami.

Po mere rasshireniya Vselennoi i ponizheniya temp-ry veshestva i izlucheniya snachala proannigilirovali antinuklony s nuklonami, potom ischezli razlichnye mezony. Energii chastic pri ih stolknoveniyah ne hvatalo dlya rozhdeniya par nuklonov i antinuklonov, a process annigilyacii, soprovozhdayushiisya energovydeleniem, shel po-prezhnemu effektivno. V ravnovesii ostalis' lish' fotony, elektrony i pozitrony, a takzhe tri vida neitrino: elektronnye, myuonnye i tau. Probeg neitrino v goryachei elektron-pozitronnoi plazme bystro (kak T^-5) rastet s ponizheniem T. Poetomu umen'shenie T do ~ 10¹⁰ K privelo k tomu, chto Vselennaya stala prozrachnoi dlya neitrino vseh treh sortov. Sovr. koncentraciya etih reliktovyh neitrino, soglasno M. g. V., dolzhna sostavlyat' primerno 75 sm^-3 dlya kazhdogo vida, t. e. 450 sm^-3 dlya neitrino i antineitrino vseh treh sortov. Koncentraciya reliktovyh neitrino dolzhna byt' lish' nenamnogo (ok. 10%) men'she, chem koncentraciya fotonov mikrovolnovogo fona. Esli neitrino bezmassovye (t.e. ih massa pokoya ravna nulyu), to ih sovr. temperatura dolzhna byt' blizka k 2 K, t.e. nizhe, chem u fotonov.

Kogda temp-ra upala do ~ 10⁹ K, prakticheski proannigilirovali elektrony i pozitrony, otdav svoyu energiyu i entropiyu gazu fotonov i podnyav temp-ru izlucheniya otnositel'no uzhe ne vzaimodeistvuyushego s nim gaza neitrino. Blagodarya etomu sovr. temp-ra fotonov ( $\approx$ 3 K) pribl. na 1 K dolzhna byt' vyshe, chem temp-ra gaza bezmassovyh neitrino. Pri T ~ 10⁹ K yadra sushestvovat' v bol'shom kolichestve ne mogli, stolknoveniya s fotonami, elektronami i pozitronami privodili k ih razrusheniyu. Imelis' lish' protony i neitrony. Ih stolknoveniya s elektronami, pozitronami i neitrino veli k vzaimnym prevrasheniyam protonov i neitronov: n + e $^+\rightleftharpoons$ p + $\tilde{\nu}_e$ , p + e $^-\rightleftharpoons$ n + $\nu_e$ . V hode dal'neishego rasshireniya Vselennoi koncentraciya neitronov N_n umen'shalas' v sootvetstvii s Bol'cmana raspredeleniem $N_n/N_p\sim \exp(-\Delta Mc^2/kT)$ (N_p - koncentraciya protonov, $\Delta M$ - raznost' mass pokoya neitrona i protona), odnovremenno rosla dolya protonov. Temp-ra snizhalas'. Neitrony n soedinyalis' s protonami r, obrazuya deiterii D: n + p $\to$ D + $\gamma$ .

Energii teplovyh fotonov uzhe ne hvatalo dlya rasshepleniya deiteriya i dr. yader, preobladal process sinteza, poetomu shlo nakoplenie yader i protekali dal'neishie reakcii:
(*)
(T - tritii). Nestabil'nyi tritii raspadaetsya, prevrashayas' v ³Ne s periodom poluraspada $\approx$ 12,3 goda. Reakcii (*) opredelili him. sostav dozvezdnogo (sm. Proishozhdenie himicheskih elementov) veshestva: 75-78% vodoroda, 25-22% geliya (po masse) i zametno men'shie kolichestva deiteriya, geliya-3 i litiya-7. Spektr. analiz him. sostava zvezd i tumannostei v nashei Galaktike pokazyvaet, chto nablyudaemoe obilie geliya horosho soglasuetsya s predskazaniyami M. g. V. Vezde nablyudaetsya bolee vysokoe (po sravneniyu s predskazaniyami modeli) obilie geliya, chto vpolne estestvenno, ved' gelii sinteziruetsya takzhe v zvezdah glavnoi posledovatel'nosti i eto uvelichivaet ego obilie po sravneniyu s pervichnym. Vazhneishee znachenie imeyut raschety obiliya pervichnogo deiteriya. Eto obilie chrezvychaino chuvstvitel'no k plotnosti barionov (summarnaya massa barionov v ed. ob'ema) v period yadernyh reakcii, k-raya proporcional'na sovr. sr. plotnosti barionov vo Vselennoi $\rho_m$ (ris. 2). Chem vyshe byla plotnost' barionov, tem bolee effektivno deiterii vygoral v reakciyah (*), prevrashayas' v gelii. Nablyudeniya UF-linii poglosheniya deiteriya v spektrah yarkih goryachih zvezd priveli k obnaruzheniyu mezhzvezdnogo deiteriya (ris. 3). Poskol'ku deiterii ne sinteziruetsya v zvezdah (v ih nedrah on ochen' bystro vygoraet), to nablyudaemyi deiterii yavl. pervichnym i svidetel'stvuet o tom, chto Vselennaya deistvitel'no proshla cherez goryachuyu stadiyu, kogda temp-ra dostigala 10⁹-10⁹ K. Obilie mezhzvezdnogo deiteriya stol' vysoko ( $\approx 3\cdot 10^{-5}$ ), chto soglasuetsya lish' s $\rho_m\approx (1-3)\cdot 10^{-31}$ g/sm³ (ris. 2), chto v desyatki raz men'she kritich. plotnosti $\rho_c=3H_0^2/8\pi G\approx 5\cdot 10^{-30}$ g/sm³, H₀/50 km/s/Mpk - postoyannaya Habbla (sm. Kosmologiya).

Ris. 2. Zavisimost' pervichnogo obiliya
elementov ot sovremennoi plotnosti barionov
vo Vselennoi (soglasno raschetam v ramkah
modeli goryachei Vselennoi). A - massovoe
chislo.

Napomnim, chto esli sr. plotnost' materii vo Vselennoi $\rho$ bol'she $\rho_c$ , to Vselennaya zamknuta i rasshirenie so vremenem smenitsya szhatiem. Pri $\rho\le\rho_c$ rasshirenie Vselennoi budet prodolzhat'sya neogranichenno. Pokazatel'no, chto plotnost' vidimogo (svetyashegosya) veshestva, vhodyashego v zvezdy i yavno sostoyashego iz barionov, takzhe v desyatki raz men'she $\rho_c$ . No v $\rho$ mogut davat' vklad ne tol'ko veshestvo zvezd, no i izluchenie, mezhgalaktich. gaz, slabovzaimodeistvuyushie elementarnye chasticy; izvestny argumenty v pol'zu sushestvovaniya skrytoi massy (nevidimoi) v galaktikah, ih galo, v skopleniyah galaktik. Skrytoi massy mozhet byt' v desyatki raz bol'she, chem svetyasheisya, vhodyashei v zvezdy glavnoi posledovatel'nosti. Dannye ob obilii mezhzvezdnogo deiteriya pozvolyayut utverzhdat', chto ni mezhgalaktich. gaz, ni slabosvetyashiesya zvezdy, ni mertvye zvezdy (belye karliki, neitronnye zvezdy i chernye dyry), ni planety - nichto sostoyashee iz barionov, privychnogo nam vida veshestva, ne mozhet sdelat' mir zamknutym i davat' osn. vklad v skrytuyu massu i v $\rho$ . Vklad polnoi plotnosti energii izlucheniya $\varepsilon_r$ v $\rho$ ( $\rho_r=\varepsilon_r/c^2=\sigma T_r^4/c^2$ , T_r - temp-ra mikrovolnovogo fonovogo izlucheniya) takzhe mal ( $\rho_r$ v tysyachi raz men'she $\rho_c$ ). Shirokoe rasprostranenie poluchila tochka zreniya, chto glavnyi vklad v $\rho$ dayut slabovzaimodeistvuyushie elementarnye chasticy, obladayushie maloi, no konechnoi massoi pokoya. Osn. kandidat na rol' takoi chasticy - neitrino (vozmozhny i dr. kandidaty). Eksperimental'naya fizika elementarnyh chastic daet vazhnye argumenty v pol'zu sushestvovaniya massy pokoya neitrino $\approx$ 30 eV i ostavlyaet otkrytym vopros o sushestvovanii dr. slabovzaimodeistvuyushih chastic s maloi, no konechnoi massoi. Sovr. koncentraciya takih chastic dolzhna byt' poryadka koncentracii fotonov i na devyat'-desyat' poryadkov dolzhna prevyshat' koncentraciyu barionov (10^-7 sm^-3). Dazhe pri nichtozhnoi masse pokoya $m\approx$ 10-30 eV (men'she 10^-4 massy elektrona) oni dolzhny obespechivat' $\rho\approx\rho_c$ . Nalichie u takih chastic konechnoi massy pokoya m ni v koei mere ne skazyvaetsya na obilii deiteriya i geliya, t.k. v period yadernyh reakcii $mc^2\ll kT_r\sim 100$ keV. V to vremya chasticy (neitrino?) byli ul'trarelyativistskimi i davali malyi vklad $\rho_\nu$ v $\rho$ , opredelyaemuyu v tot period izlucheniem. Pri ponizhenii temp-ry plotnost' energii gaza ul'trarelyativistskih chastic padaet tak zhe, kak i plotnost' energii izlucheniya: $T_r^4$ (koncentraciya chastic N ubyvaet kak $T_r^3$ , a sr. energiya chasticy kak T_r). Plotnost' energii gaza nerelyativistskih chastic $mc^2N\sim T_r^3$ , t.e. ubyvaet znachitel'no medlennee. Chasticy s massoi poryadka 30 eV stali nerelyativistskimi pri temp-re $T_r\sim 10 eV \approx 10^5$ K. Nachinaya s etogo momenta ih vklad v $\rho$ bystro narastal i pri $kT_r\sim 1 \mbox{eV} \approx 10^4$ K stal dominiruyushim.

Ris. 3. Mezhzvezdnye linii poglosheniya vblizi
centra shirokoi linii vodoroda $L_\delta$ (centr
linii - 972,537 $\AA$ ) v spektre zvezdy $\beta$ Cen.

Posle perioda yadernyh reakcii ionizovannye vodorod i gelii eshe dolgo nahodilis' v ravnovesii s izlucheniem. Lish' posle snizheniya temp-ry do $\approx$ 4000 K proizoshla rekombinaciya elektronov i protonov i obrazovalis' atomy neitral'nogo vodoroda, kotorye uzhe ne mogli byt' ionizovany izlucheniem s takoi nizkoi temperaturoi.

Prakticheski do perioda rekombinacii izluchenie davalo glavnyi vklad v $\rho$ , t.e. Vselennaya byla radiacionno-dominirovannoi. Uzhe pri T_r ~10³ K bariony davali vklad v $\rho$ , sravnimyi s $\rho_r$ . V dal'neishem pri men'shih temp-rah ih vklad stanovitsya bol'she, chem vklad izlucheniya. Na radiacionno-dominirovannoi stadii izluchenie opredelyalo temp rasshireniya Vselennoi i sushestvovala prostaya svyaz' mezhdu T_r i vremenem t s nachala rasshireniya: $t=3\cdot 10^{20}/T_r^2$ (s). Pri $T_r\ge 10^{12}$ K v ravnovesii bylo mnogo vidov elementarnyh chastic i eta svyaz' ne byla stol' prostoi.

Posle rekombinacii vodoroda Vselennaya stala prozrachnoi dlya izlucheniya, vliyanie veshestva na spektr i uglovoe raspredelenie izlucheniya prakticheski prekratilos'. V period padeniya temperatury izlucheniya ot $4\cdot 10^3$ K do nesk. desyatkov K Vselennaya yavlyala soboi skuchnuyu kartinu prakticheski odnorodnogo neitral'nogo gaza i morya fotonov i neitrino. I lish' na samoi pozdnei stadii rost pervichnyh vozmushenii plotnosti, obuslovlennyi gravitacionnoi neustoichivost'yu, privel k obrazovaniyu krupnomasshtabnoi struktury Vselennoi, skoplenii galaktik, kvazarov i t.d. so vzryvami, moshnym optich., rentg. i radioizlucheniem, uskoreniem kosmich. luchei i t.p.

Shiroko obsuzhdayutsya dve osn. modeli pervichnyh vozmushenii plotnosti: adiabatich. i entropiinye vozmusheniya. Adiabatich. vozmusheniya na rannei stadii predstavlyali soboi vozmusheniya kak izlucheniya, tak i veshestva. Poka dlina volny vozmusheniya l byla bol'she gorizonta ct, amplituda vozmushenii $\Delta\rho/\rho$ na radiacionno-dominirovannoi stadii rosla ~ (1 + z)^-2, gde z - kosmologich. krasnoe smeshenie. Zatem vplot' do perioda rekombinacii pri $z\approx$ 1500 adiabatich. vozmusheniya predstavlyali soboi stoyachie zvukovye volny. V malyh masshtabah, sootvetstvuyushih masse, ohvachennoi vozmusheniem, ${\mathfrak M}\sim\rho(l/2)^3 \le 10^{13}-10^{14} {\mathfrak M}_\odot$ , luchistaya vyazkost' i teploprovodnost' privodili k zatuhaniyu vozmushenii. T.o., k periodu rekombinacii sohranilas' lish' dlinnovolnovaya chast' spektra pervichnyh adiabatich. vozmushenii plotnosti. Dzhinsovskaya dlina volny l_Dzh na dorekombinac. stadii byla blizka k gorizontu, poetomu vozmusheniya rosli lish' v masshtabah, prevyshayushih gorizont. V men'shih masshtabah vozmusheniya predstavlyali soboi stoyachie zvukovye volny. Posle rekombinacii Vselennaya stala prozrachnoi dlya izlucheniya, rezko upali skorost' zvuka (ot $\sim c/\sqrt{3}$ na dorekombinac. stadii do $\approx\sqrt{2kT/m_{\rm H}}\approx 10^6$ sm/s, m_H - massa atoma vodoroda) i dzhinsovskaya massa ${\mathfrak M}_Dzh=\rho (l_{Dzh}/2)^3$ (ot $10^{16}-10^{17} {\mathfrak M}_\odot$ do $10^5 {\mathfrak M}_\odot$ ). Vnov' stanovitsya vozmozhnym rost vozmushenii plotnosti vo vseh masshtabah, prevyshayushih $10^5 {\mathfrak M}_\odot$ . Vozmusheniya rastut do teh por, poka ih znachenie ne dostignet $\Delta\rho/\rho\sim 1$ , kogda nachinaetsya nelineinaya stadiya i stanovitsya vozmozhnym vydelenie gravitacionno svyazannyh ob'ektov. Soglasno modeli adiabatich. vozmushenii, iz-za zatuhaniya korotkovolnovyh vozmushenii pervymi dolzhny byli obrazovat'sya ob'ekty s massoi ${\mathfrak M}\sim 10^{13}-10^{14} {\mathfrak M}_\odot$ , formiruya harakternuyu setchatuyu strukturu, sverhskopleniya i skopleniya galaktik. V sgusheniyah plotnosti sformirovalis' galaktiki. Obrazovanie skoplenii galaktik, kvazarov, galaktik soprovozhdalos' sil'nym energovydeleniem, formirovaniem udarnyh voln, sil'nym UF-izlucheniem, chto privelo k vtorichnomu razogrevu i ionizacii mezhgalaktich. gaza.

Ris. 4. Rost adiabaticheskih vozmushenii
plotnosti vo Vselennoi (masshtab vozmusheniya
prevyshaet masshtab zatuhaniya i men'she
masshtaba gorizonta na moment rekombinacii).
Verhnyaya krivaya - povedenie vozmushenii
v otkrytom mire s $m_\nu=0$ i $\Omega=\Omega_m=0,03$ .
Etot variant protivorechit
nablyudeniyam fluktuacii reliktovogo izlucheniya.
Srednyaya krivaya - evolyuciya vozmushenii
v ploskom mire $\Omega=\Omega_m=1$ i $m_\nu= 0$ .
Etot variant protivorechit dannym ob obilii
mezhzvezdnogo deiteriya. Nizhnyaya krivaya
sootvetstvuet sluchayu, kogda neitrino s $m_\nu=30$ eV
opredelyayut plotnost' veshestva vo Vselennoi
( $\Omega\approx\Omega_m=1$ ), a plotnost' barionov mala.
Etot variant soglasuetsya kak s dannymi ob
obilii mezhzvezdnogo deiteriya, tak i s dannymi
nablyudenii fluktuacii mikrovolnovogo fona.

Rost vozmushenii plotnosti na poslerekombinac. stadii zavisit ot $\rho$ . V ploskom mire ( $\Omega=\rho/\rho_c=1$ ) vozmusheniya rastut po zakonu: $\Delta\rho/\rho\sim t^{2/3}\sim (1+z)^{-1}$ i s momenta rekombinacii k nastoyashemu vremeni uspevayut vyrasti v ~ 10³ raz (krivaya II na ris. 4). V otkrytom mire ( $\Omega$ < 1) rost vozmushenii sil'na zamedlen. Tak, pri $\Omega=\Omega_m$ = 0,03 (pribl. takoi velichine $\Omega_m=\rho_m/\rho_c$ sootvetstvuyut dannye ob obilii mezhzvezdnogo deiteriya) vozmusheniya plotnosti uspevayut vyrasti lish' v 10 raz so vremeni rekombinacii po nastoyashee vremya (krivaya I na ris. 4). T.o., esli osn. vklad v $\rho$ dayut bariony (t.e. $\rho\approx\rho_m$ ), to (poskol'ku v nastoyashee vremya $\Delta\rho/\rho$ > 1) v period rekombinacii znachenie $\Delta\rho/\rho$ dolzhno byt' bol'she 0,1. Odnako etomu protivorechit malost' amplitudy fluktuacii reliktovogo izlucheniya, svidetel'stvuyushaya o malosti vozmushenii plotnosti v period rekombinacii ( $\Delta\rho/\rho\le 10^{-3}$ ). Sledovatel'no, s momenta rekombinacii vozmusheniya dolzhny vyrasti v ~ 10³ raz (a dlya etogo neobhodimo $\rho\approx\rho_c$ , t.e. $\Omega\approx$ 1). Imenno eti argumenty ukreplyayut veru specialistov v oblasti kosmologii v sushestvovanie slabovzaimodeistvuyushih malomassivnyh chastic (neitrino?), opredelyayushih sr. plotnost' veshestva vo Vselennoi i delayushih ee blizkoi k kriticheskoi ( $\Omega\approx\Omega_\nu\equiv\rho_\nu\rho_c\sim 1$ ). Zakon rosta vozmushenii plotnosti pri dominiruyushei roli neitrino priveden na ris. 4. Otmetim dva vazhneishih obstoyatel'stva. Vozmusheniya v gaze neitrino takzhe effektivno zatuhayut v malyh masshtabah; massa v predelah masshtaba zatuhaniya obratno proporcional'na kvadratu massy neitrino $m_\nu$ i blizka k $10^{15} {\mathfrak M}_\odot$ dlya $m_\nu c^2$ = 30 eV. Vozmusheniya v gaze neitrino v masshtabe men'shem gorizonta rastut nachinaya s momenta, kogda neitrino stanovyatsya nerelyativistskimi, t.e. $m_\nu c^2\approx kT_\nu$ ( $T_\nu$ - temp-ra gaza neitrino). Vozmusheniya v gaze neitrino s ${\mathfrak M} > 10^{15} {\mathfrak M}_\odot$ rastut vse vremya (shtrih-punktir na ris. 4). Vozmusheniya v veshestve nachinayut rasti lish' posle rekombinacii, no bystro podravnivayutsya pod vozmusheniya v gaze neitrino (krivaya III na ris. 4).

V sluchae entropiinyh vozmushenii na nachal'noi stadii vozmusheniya predstavlyayut soboi neodnorodnosti v raspredelenii barionov na fone odnorodnogo polya izlucheniya. Rost vozmushenii nachinaetsya tol'ko na stadii posle rekombinacii. Zatuhanie sushestvenno lish' v masshtabah s ${\mathfrak M} < 1 {\mathfrak M}_\odot$ . Poetomu, soglasno etoi modeli, pervymi dolzhny obrazovat'sya ob'ekty s massoi poryadka dzhinsovskoi na poslerekombinacionnoi stadii ( ${\mathfrak M}_{Dzh}\approx 10^5 {\mathfrak M}_\odot$ ), k-raya blizka k masse sharovyh skoplenii.

Otmetim, chto vo vremennoi shkale rekombinaciya proshla, kogda vozrast Vselennoi sostavlyal milliony let, a process obrazovaniya krupnomasshtabnoi struktury nachalsya eshe cherez milliard let. Nablyudaemaya zhe kartina so zvezdami, galaktikami i kvazarami voznikla i razvivaetsya uzhe desyat' milliardov let.

(R.A. Syunyaev)

R. A. Syunyaev, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

L | R | A | B | V | G | D | E | Zh | Z | I | ' | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | Sh | E | Yu | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: teoriya goryachei Vselennoi - Bol'shoi Vzryv Publikacii so slovami: teoriya goryachei Vselennoi - Bol'shoi Vzryv
Sm. takzhe: Samyi dalekii, samyi zhelannyi Nashei Vselennoi 13,73 milliardov let Tysyacheletie issledovaniya Vselennoi Bumerang: izobrazheniya rannei Vselennoi Po tu storonu Bol'shogo Vzryva Razduvanie Vselennoi Novyi vzglyad na pervye mgnoveniya sushestvovaniya Vselennoi Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati