Aušimas ir pamatinių dalelių formavimasis

Дишане и образуване на основни частици

Охлаждане и формиране на фундаменталните частици

Как, докато Вселената се охлаждаше от изключително висока температура, кварките се свързаха в протони и неутрони

Един от най-важните периоди в ранната Вселена беше преходът от гореща, плътна „супа“ от кварки и глуони до състояние, в което тези кварки започнаха да се свързват в съставни частици — именно протони и неутрони. Тази трансформация имаше решаващо влиянието върху съвременната Вселена, тъй като това положи основата за по-късното формиране на ядра, атоми и всички форми на материя, които се появиха след тяхното възникване. По-нататък обсъждаме:

  1. Кварк-глуонна плазма (QGP)
  2. Разширяване, охлаждане и ограничаване
  3. Образуване на протони и неутрони
  4. Влияние върху ранната Вселена
  5. Отворени въпроси и текущи изследвания

Разбирайки как кварките формираха адрони (протони, неутрони и други краткотрайни частици) С охлаждането на Вселената разбираме по-добре основите на материята.

1. Кварк-глуонна плазма (QGP)

1.1 Състояние с висока енергия

В най-ранните моменти след Големия взрив — приблизително до няколко микросекунди (10−6 s) — Температурата и плътността на Вселената бяха такива толкова големи, че протоните и неутроните не можеха да съществуват като свързани състояния. Вместо това кварките (основните елементи на нуклоните) и глуоните (силните носители на взаимодействия) съществуваха под формата на кварк-глуонна плазма (QGP). В тази плазма:

  • Кварките и глуоните бяха деконфинирани, тоест не бяха „заключени“ в съставни частици.
  • Температурата вероятно надвишаваше 1012 K (приблизително 100–200 MeV енергийни единици), значително по-висока от границата на QCD (квантова хромодинамика) конфайнмънт.

1.2 Данни от ускорители на частици

Въпреки че не можем точно да възпроизведем Големия взрив, ускорителите на тежки йони експерименти — като Релативистичен тежко-йонен колайдер (RHIC) В националната лаборатория Брукхейвън и Големия адронен колайдер (LHC) В CERN — предостави много доказателства за съществуването и свойствата на QGP. Тези експерименти:

  • Ускорява тежки йони (напр. злато или олово) почти до скоростта на светлината.
  • Те се сблъскват, създавайки за кратко изключително плътно и горещо състояние на „огнената топка“.
  • Изследва този „огнен топка“, който отразява подобни условия, съществували в ранната По време на епохата на кварките във Вселената.

2. Разширение, охлаждане и конфайнмент

2.1 Космическо разширение

След Големия взрив Вселената се разширява бързо. С разширяването си тя по-студена, казано просто, между температурата T и мащаба на Вселената съществува зависимост на коефициента a(t) T ∝ 1/a(t). С други думи, колкото колкото по-голяма е Вселената, толкова по-студена е тя и нови физични процеси могат да започнат да доминират в различни периоди.

2.2 Фазов преход на QCD

Приблизително между 10−5 и 10−6 секунди след Големия взрив, температурата спадна под критичната стойност (~150–200 MeV, или около 1012 К). Тогава:

  1. Адронизация: Кварките поради силното взаимодействие станаха "заключени" в адроните.
  2. Цветен конфайнмент: законите на QCD предвиждат, че частици с "цвят" кварките при ниски енергийни нива не могат да съществуват сами. Те се свързват в цветово неутрални комбинации (напр. три кварка образуват барион, кварк и антикварк двойка — мезон).

3. Образуване на протони и неутрони

3.1 Адрони: бариони и мезони

Барионите (напр. протони, неутрони) са съставени от три кварка (qqq), а мезоните (напр. пионите, каоните) — от кварк и антикварк двойка (q̄q). През адронната епоха (около 10−6–10−4 секунда след Големия взрив) се образуваха множество адрони. Повечето от тях бяха краткотрайни и се разпаднаха на по-леки, по-стабилни частици. Около 1 секунда от Големия взрив повечето нестабилни адрони се разпаднаха, а основните останалите частици станаха протони и неутрони (най-лекият барион).

3.2 Съотношение на протоните и неутроните

Въпреки че се образуваха големи количества както протони (p), така и неутрони (n), неутроните са малко по-тежки от протоните. Свободният неутрон се разпада сравнително бързо (~10 минути полуразпад) в протон, електрон и неутрино. В ранната Вселена определиха съотношението на неутрони и протони:

  1. Скорости на слаби взаимодействия: Взаимните превръщания, като n + νe ↔ p + e−.
  2. „Замръзване“: С охлаждането на Вселената, тези слаби взаимодействия се отклони от термичното равновесие, „замразявайки“ съотношението на неутрони и протони, което стана приблизително 1:6.
  3. По-нататъшно разпадане: Част от неутроните се разпаднаха още преди започването на за синтез на ядра, затова това леко промени съотношението, което доведе до по-късно образуването на хелий и други леки елементи.

4. Влияние върху ранната Вселена

4.1 Зародиши на ядрен синтез

Стабилните протони и неутрони бяха необходимото условие Синтез на ядра по време на Големия взрив (BBN), който се случи приблизително между 1 секунда и 20 минути след Големия взрив. По време на BBN:

  • Протони (1Ядрата) се свързваха с неутрони, образувайки дутерий, който по-нататък се свързва в ядра на хелий (4He) и малки количествата литий.
  • Днес наблюдаваните първични изобилия на леки елементи съвпадат отлично с теоретичните прогнози — това е важна потвърждаваща точка за модела на Големия взрив.

4.2 Преход към ерата, доминирана от фотоните

С охлаждането и стабилизирането на материята, енергийната плътност на Вселената все повече станаха контролирани от фотоните. До около 380 000 години след Големия взрив, Вселена беше изпълнена с гореща плазма от електрони и ядра. Само електроните рекомбинираща с ядрата и образувайки неутрални atomams, Visata tapo skaidri, išspinduliuodama kosminį mikrobangų фон (КМФ), който наблюдаваме днес.

5. Отворени въпроси и текущи изследвания

5.1 Точният характер на фазовия преход в QCD

Настоящите теории и числените симулации на QCD позволяват да се смята, че преход от кварк-глуонна плазма към адрони може да бъде плавен (англ. crossover), а не рязка фазова промяна от първи ред, когато барионният плътност, близка до нула. Въпреки това в ранната Вселена може да е съществувала малка барионна асиметрия. Продължават теоретичните изследвания и по-добри цифрови QCD изследвания се стремят да уточнят тези детайли.

5.2 Маркери на фазовия преход кварки-хадрони

Ако фазовият преход кварки-хадрони е оставил някакви уникални космологични следи (напр. гравитационни вълни, разпределение на остатъчни частици), това би могло да помогнат косвено да се разкрият най-ранните моменти от историята на Вселената. Изследователите продължават да търсят тези възможни маркери както чрез наблюдения, така и чрез експерименти.

5.3 Експерименти и симулации

  • Сблъсъци на тежки йони: програмите RHIC и LHC възпроизвеждат определени аспекти на QGP, които помагат на физиците да изследват силно взаимодействащата свойства на материята при високи плътности и температури.
  • Астрофизични наблюдения: Точни KMF измервания (спътник Планк) и леки елементи оценката на изобилието проверява моделите на BBN, косвено ограничавайки законите на физиката по време на фазовия преход кварки-хадрони.

Препратки и допълнително четене

  1. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). Ранната Вселена. Addison-Wesley. – Подробен учебник, който обсъжда се физиката на ранната Вселена, включително фазовия преход кварки-хадрони.
  2. Mukhanov, V. (2005). Физически основи на космологията. Cambridge University Press. – Предоставя по-дълбок поглед върху космологичните процеси, включително фазовите преходи и синтез на ядра.
  3. Particle Data Group (PDG). https://pdg.lbl.gov – Представя обширни прегледи на физиката на частиците и космологията.
  4. Yagi, K., Hatsuda, T., & Miake, Y. (2005). Quark-Gluon Plasma: From Big Bang to Little Bang. Cambridge University Press. – Обсъжда експериментални и теоретични аспекти на QGP.
  5. Shuryak, E. (2004). “Какво ни казват експериментите и теорията на RHIC за свойствата на кварк-глуонната плазма?” Nuclear Physics A, 750, 64–83. – Основно внимание посветени на изследванията на QGP в ускорители.

Заключителни мисли

Преходът от свободна кварк-глуонна плазма към свързани протони и неутрони състоянието беше едно от решаващите събития в ранното развитие на Вселената. Без него нямаше да има формирана стабилна материя, а по-късно — звезди, планети и живот. Днес експериментите миниатюрно възпроизвеждат епохата на кварките в сблъсъци на тежки йони, а космолозите усъвършенстват теориите и симулациите, стремейки се да разберем всяка тънкост на тази сложна, но съществена фазова промяна. Заедно тези усилия все повече разкриват колко гореща и плътна е първичната плазмата се охлади и се формира в основните градивни блокове на настоящата Вселена.

Върнете се в блога