Электрослабая эпоха

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

В физической космологии электрослабая эпоха (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[править | править код]

  1. И.Я. Арефьева. Голографическое описание кварк-глюонной плазмы, образующейся при столкновениях тяжелых ионов (рус.) // Успехи физических наук. — Российская академия наук, 2014. — С. 572.
  2. Новости Большого адронного коллайдера: Новые данные ATLAS по хиггсовскому бозону: интрига сохраняется. old.elementy.ru. Дата обращения 29 декабря 2017.
  3. Значение 246 ГэВ считается вакуумным ожидаемым значением поля Хиггса (где  — это константа связи Ферми).
  4. Ryden B: «Introduction to Cosmology», pg. 196 Addison-Wesley 2003
  5. Allday, Jonathan. Quarks, Leptons and the Big Bang. — Taylor & Francis, 2002. — С. 334. — ISBN 978-0-7503-0806-9.
  6. Our Universe Part 6: Electroweak Epoch, Scientific Explorer
  7. Electroweak theory | physics (англ.), Encyclopedia Britannica. Дата обращения 17 мая 2018.

Ссылки[править | править код]