Фазовые переходы и флуктуации в ультрарелятивистском веществе и эволюция ранней вселенной с нелинейным уравнением состояния

• Автор: Белецкий, Юрий Александрович
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1984
• Место защиты: Киев
• Количество страниц: 124 c. : ил

ГЛАВА I. ПРОБЛЕМА ЭВОЛЮЦИИ РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ
§1.1.Стандартная космологическая модель и некоторые
нерешенные проблемы
§1.2.Проблема уравнения состояния вещества на ранней
стадии эволюции Вселенной
§1.3.Фазовые переходы в квантово-полевых моделях с
нарушенной симметрией
§1.4.Модель "раздувающейся" Вселенной
§1.5.Эволюция флуктуаций и проблема возникновения
галактик
Глава II. ФАЗОВЫЕ ПЕРЕХОДЫ И ФЛУКТУАЦИИ В ВЕЩЕСТВЕ РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ С УЛЬТРАРЕЛЯГИВИСТСКИМ УРАВНЕНИЕМ СОСТОЯНИЯ ТИПА ВАН-ДЕР-ВААЛЬСА.... 31 §2Л.Фазовые переходы и флуктуации в веществе с нулевым химическим потенциалом
§2.2.Уравнение состояния ван-дер-Ваальса для ультрарелятивист ского вещества
§2.3.Фазовые переходы в ультрарелятивистоком веще
стве
§2.4.Флуктуации в ультрарелятивистеком веществе....
Глава III. ЭВОЛЮЦИЯ РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ С НЕЛИНЕЙНЫМ
УРАВНЕНИЕМ СОСТОЯНИЯ
§3.1.Нелинейное уравнение состояния и модель
Паг ель са-Ат каца
§3.2.Анализ эволюции ранней Вселенной с нелинейным
уравнением состояния общего вида

§3.3.0 возможности осциллирующего режима эволюции
Вселенной
§3.4.Эволюция крупномасштабных флуктуаций в ранней
Вселенной с нелинейным уравнением состояния....
Глава IV. НЕКОТОРЫЕ АСТРОФИЗИЧЕСКИЕ СЛЕДСТВИЯ ФАЗОВЫХ
ПЕРЕХОДОВ И ФЛУКТУАЦИЙ В РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ....81 §4Л.Эволюция ранней Вселенной с уравнением состояния
ван-дер-Ваал ь са
§4.2.Зависимость барионной асимметрии от уравнения
состояния ранней ранней Вселенной
§4.3.Первичные черные дыры и барионная асимметрия
Вселенной
§4.4.Замкнутые и полузамкнутые миры в ранней
Вселенной
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ПРИЛОЖЕНИЕ. Решение уравнений Эйнштейна для метрики
Фридмана и уравнения состояния р(£) = р0+
+ р1 £. + р2 £ 2
ЛИТЕРАТУРА
Исследование эволюции ранней Вселенной в последние годы приобрело особую актуальность благодаря существенным достижениям в квантовой теории поля и теории элементарных частиц, ко торые привели к возможности строить физически содержательное описание свойств сверхплотной материи при ультрарелятивист -ских температурах. Среди этих достижений особое значение для космологии и астрофизики высоких энергий имеет предсказание фазовых переходов и несохранения барионного заряда в калибровочных теориях поля с нарушенной симметрией (теории "Великого объединения") 1_1-Ю]. В частности, на основе этих теорий в по следнее время развивается модель "раздувающейся" Вселенной [П-14] (см.также [15-20] ), цредлагающая возможное решение ряда космологических проблем [21-31].
Эти исследования ведут к более сложной, чем было принято прежде, картине эволюции ранней Вселенной и выдвигают весьма актуальную проблему - проблему уравнения состояния сверхплотной материи при ультрарелятивистских температурах. В настоящее время это уравнение состояния, строго говоря, неизвестно. Из соображений простоты в космологии обычно принимают, что зависимость давления р от плотности энергии £ имеет линейный и однородный вид [32-38].
р= , й-со*ггЬ.
Такое заведомо идеализированное уравнение состояния является весьма упрощенным приближением при описании термодинамических характеристик плотной материи и его использование может быть оправдано только на отдельных участках обла
сжатие при плотности энергии £ < . Величина £0 является решением уравнения
Равновесие при этом устанавливается в фазе Ь при плотности энергии в5 > £к4 > зависящей от характера неравновесного
процесса. Этот переход условно иллюстрирует волнистая линия 2 на рис. 2.6. Дальнейшее сжатие системы происходит равновесно по ветви Ъ . В области плотностей энергии < £ имеет место высокотемпературный фазовый переход, который обратим и происходит таким же образом, как и при расширении системы.
Сравнивая рис. 2.5а и 2.6 , мы видим, что вследствие необратимости фазового перехода при £ к/( , поведение
системы УРВ при расширении и сжатии сильно отличается. Сжимая систему, мы попадаем в своеобразный тупик: если достигнута плотность энергии Е>£о , то, предварительно не уменьшив ее до за счет расширения или каким-либо иным способом, невозможно создать в системе плотность энергии £> В заключении этого параграфа заметим, что для описания множественного рождения частиц, образующихся в результате столкновения энергичных адронов, довольно успешно применяют
(2.48)
./'($)*“ -ЙрДт)/[РДт)]3
стремится к нулю при Є у4 , т.е. при ТЦ~0 ,
поскольку