Разделение (космология)

редактировать

В космологии, разъединение относится к периоду в развитие Вселенной, когда различные типы частиц выпадают из теплового равновесия друг с другом. Это происходит в результате расширения Вселенной, поскольку скорости их взаимодействия уменьшаются (и средняя длина свободного пробега увеличивается) до этой критической точки. Два подтвержденных случая разделения после Большого взрыва, которые наиболее часто обсуждаются, - это разделение фотонов и нейтринное разделение, поскольку они привели к космическому микроволновому фону и фону космических нейтрино соответственно.

Разделение фотонов тесно связано с рекомбинацией, которая произошла примерно через 378000 лет после Большого взрыва (при красном смещении z = 1100), когда Вселенная была горячей непрозрачной («туманной») плазмой. Во время рекомбинации свободные электроны связывались с протонами (ядрами водорода) с образованием нейтральных атомов водорода атомов. Поскольку прямые рекомбинации в основное состояние (самая низкая энергия) водорода очень неэффективны, эти атомы водорода обычно образуются с электронами в высокоэнергетическом состоянии, и электроны быстро переходят в свое низкоэнергетическое состояние, испуская фотоны. Поскольку образовавшийся нейтральный водород был прозрачен для света, те фотоны, которые не были захвачены другими атомами водорода, смогли впервые в истории Вселенной путешествовать на большие расстояния. Их все еще можно обнаружить сегодня, хотя теперь они выглядят как радиоволны и образуют космический микроволновый фон («CMB»). Они раскрывают важные подсказки о том, как образовалась Вселенная.

Содержание

1 Разделение фотонов
2 Разделение нейтрино
3 WIMP: нерелятивистское разделение
4 См. Также
5 Ссылки

Разделение фотонов

Разделение фотонов произошло во время эпохи, известной как рекомбинация. В течение этого времени электроны объединяются с протонами с образованием атомов водорода, что приводит к внезапному падению плотности свободных электронов. Разделение произошло внезапно, когда скорость комптоновского рассеяния фотонов $Γ {\ displaystyle \ Gamma}$ $\ Gamma$ была приблизительно равна скорости расширения Вселенной $H {\ displaystyle H}$ $H$ , или, альтернативно, когда средний свободный пробег фотонов $λ {\ displaystyle \ lambda}$ $\ lambda$ был приблизительно равный размеру горизонта вселенной $H - 1 {\ displaystyle H ^ {- 1}}$ $H ^ {{- 1}}$ . После этого фотоны могли свободно течь, создавая космический микроволновый фон, каким мы его знаем, и Вселенная стала прозрачной.

Скорость взаимодействия фотонов определяется как

Γ знак равно c λ = ne σ ec {\ displaystyle \ Gamma = {\ frac {c} {\ lambda}} = n_ {e} \ sigma _ {e} c}

\ Gamma = {\ frac {c} {\ lambda}} = n_ {e} \ sigma _ {e} c

где $ne {\ displaystyle n_ { e}}$ $n_{e}$ - электронная числовая плотность, $σ e {\ displaystyle \ sigma _ {e}}$ $\ sigma _ {e}$ - электронное поперечное сечение площадь, а $c {\ displaystyle c}$ $c$ - скорость света.

в эпоху доминирования материи (когда происходит рекомбинация),

H ∝ a - 3/2 {\ displaystyle H \ varpropto a ^ {- {3/2}}}

H \ varpropto a ^ {{- {3/2}}}

где $a {\ displaystyle a}$ $a$ - это космический масштабный коэффициент. $Γ {\ displaystyle \ Gamma}$ $\ Gamma$ также уменьшается как более сложная функция $a {\ displaystyle a}$ $a$ , причем быстрее, чем $H { \ Displaystyle H}$ $H$ . Установив точную зависимость $H {\ displaystyle H}$ $H$ и $Γ {\ displaystyle \ Gamma}$ $\ Gamma$ от масштабного коэффициента и приравняв $Γ = H {\ displaystyle \ Gamma = H}$ $\ Gamma = H$ , можно показать, что разделение фотонов произошло примерно через 380 000 лет после Большого взрыва, при красном смещении $z = 1100 {\ displaystyle z = 1100}$ $z = 1100$ , когда Вселенная была при температуре около 3000 К.

нейтринная развязка

Другой пример - нейтринная развязка, которая произошел в течение одной секунды после Большого взрыва. Подобно разделению фотонов, нейтрино отделяются, когда скорость слабых взаимодействий между нейтрино и другими формами материи падает ниже скорости расширения Вселенной, что создает космический нейтринный фон из свободно текущих нейтрино. Важным следствием нейтринной развязки является то, что температура этого нейтринного фона ниже, чем температура космического микроволнового фона.

WIMP: нерелятивистское разделение

Разделение могло также иметь место для кандидата темной материи, WIMP. Они известны как «холодные реликвии», что означает, что они разъединились после того, как стали нерелятивистскими (для сравнения, фотоны и нейтрино отделились, оставаясь релятивистскими, и известны как «горячие реликвии»). Вычислив гипотетическое время и температуру развязки для нерелятивистских вимпов определенной массы, можно найти их плотность. Сравнивая это с измеренным параметром плотности холодной темной материи сегодня, равным 0,222 $± {\ displaystyle \ pm}$ $\ pm$ 0,0026, можно исключить WIMP определенных масс в качестве подходящих кандидатов в темную материю.

См. также

Ссылки