Русская Википедия:Электрослабая эпоха
В физической космологии электросла́бая эпо́ха (или эпоха электрослабых взаимодействий) — одна из эпох в ранней истории Вселенной. Между 10−32 и 10−12секунд[1] после Большого Взрыва. Температура Вселенной всё ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электрослабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как бозон Хиггса[2] и W-бозон, Z-бозон.
В этот период в эволюции ранней Вселенной температура Вселенной спала достаточно для того, чтобы сильное взаимодействие смогло отделиться от электрослабого взаимодействия, однако все еще было достаточно высокой, чтобы электромагнетизм и слабое взаимодействие оставались объединенными в единое электрослабое взаимодействие (энергия выше 246 ГэВ[3]). Некоторые космологи располагают это событие в начале инфляционной эпохи, примерно через 10−36 секунд после Большого взрыва.[4][5][6] Другие размещают ее примерно на 10−32 секунде после Большого взрыва, когда высвободилась потенциальная энергия инфлатонного поля, которое подпитывало процесс инфляции Вселенной в эпоху инфляции, заполняя его плотной, горячей кварк-глюонной плазмой. Взаимодействие частиц на этой стадии было достаточно энергетическим, чтобы образовать значительное количество экзотических частиц, среди которых — W — и Z-бозоны, а также бозон Хиггса. Вместе с расширением и охлаждением Вселенной такие взаимодействия становились все менее энергетическими, и когда Вселенной исполнилось 10−12 секунды, образование W — и Z — бозонов прекратилось. Остаточные W — и Z-бозоны быстро распались, а слабое взаимодействие в следующую кварковую эпоху стало короткодействущей силой.
Физика электрослабой эпохи не так противоречива и более понятна, чем физика более ранних периодов ранней Вселенной. Продемонстрировано существование W — и Z-бозонов, бозона Хиггса, а массы этих частиц соответствуют значениям, предусмотренным электрослабой теорией.[7]
Примечания
Ссылки
- «Астрономия. Век XXI». Глава из книги Владимир Сурдин (редактор-составитель) История нашей Вселенной (М. Сажин, О. Сажина)
- Большая охота за реликтовыми нейтрино Алексей Левин «Популярная механика» № 8, 2010 Хронология юной Вселенной
- Вдоль струны на звездолете Алексей Левин «Популярная механика» № 8, 2010
- Ryden B: «Introduction to Cosmology», pg. 196 Addison-Wesley 2003
- Шаблон:Книга
- Our Universe Part 6: Electroweak Epoch
- Lecture 13: History of the Very Early Universe
- Шаблон:Книга
- Шаблон:Книга
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Значение 246 ГэВ считается вакуумным ожидаемым значением <math>v = (G_F \sqrt{2})^{-1/2}</math> поля Хиггса (где <math>G_F</math> — это константа связи Ферми).
- ↑ Ryden B: «Introduction to Cosmology», pg. 196 Addison-Wesley 2003
- ↑ Шаблон:Книга
- ↑ Our Universe Part 6: Electroweak Epoch, Scientific Explorer
- ↑ Шаблон:Cite news
