Elektroslabá epocha - Electroweak epoch

Část série na
Fyzická kosmologie
Obraz celého nebe odvozený z devítiletých dat WMAP
  • Kategorie Kategorie
  • Krabí mlhovina.jpg Astronomický portál

v fyzikální kosmologie, elektroslabá epocha bylo období ve vývoji raného vesmíru, kdy teplota vesmíru klesla natolik, že silná síla oddělené od elektroslabý interakce, ale byla dostatečně vysoká pro elektromagnetismus a slabá interakce zůstat sloučeny do jednoho elektroslabá interakce nad kritickou teplotou pro rozbití elektroslabé symetrie (159,5 ± 1,5GeV [1]v Standardní model částicové fyziky). Někteří kosmologové umisťují elektroslabou epochu na začátek inflační epocha, přibližně 10−36 sekund po Velký třesk.[2][3][4] Jiní ji umístí přibližně na 10−32 sekund po Velkém třesku, když potenciální energie inflaton pole, které řídilo inflace byl uvolněn vesmír během inflační epochy a naplnil vesmír hustou, horkou kvark – gluonová plazma.[5] Interakce částic v této fázi byly dostatečně energické, aby vytvořily velké množství exotické částice, počítaje v to W a Z bosony a Higgsovy bosony. Jak se vesmír rozpínal a ochlazoval, interakce se staly méně energickými a když byl vesmír asi 10−12 sekundy staré, W a Z bosony přestaly být vytvářeny pozorovatelnými rychlostmi.[Citace je zapotřebí ] Zbývající W a Z bosony se rychle rozpadly a slabá interakce se v následujícím stala silou krátkého dosahu epocha kvarku.

Elektroslabá epocha skončila elektroslabým fázový přechod, jehož povaha není známa. Pokud by byl první řád, mohlo by to být zdrojem pozadí gravitačních vln.[6][7] Elektroslabý fázový přechod je také potenciálním zdrojem baryogeneze,[8][9] za předpokladu, že Sacharovovy podmínky jsou spokojeni.[10]

V minimu Standardní model „přechod během elektroslabé epochy nebyl prvním ani druhým řádem fázový přechod ale nepřetržitý přechod, který brání žádnému baryogeneze,[11][12]nebo výroba pozorovatelného gravitační vlna pozadí.[6][7]Mnoho rozšíření standardního modelu však zahrnuje supersymetrie a Model se dvěma Higgsovými dublety mají elektroslabý fázový přechod prvního řádu (ale vyžadují další Porušení CP ).[Citace je zapotřebí ]

Viz také

Reference

  1. ^ D'Onofrio, Michela a Rummukainen, Kari (2016). "Standardní křížení modelu na mřížce". Phys. Rev. D93 (2): 025003. arXiv:1508.07161. Bibcode:2016PhRvD..93b5003D. doi:10.1103 / PhysRevD.93.025003. hdl:10138/159845. S2CID  119261776.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  2. ^ Ryden, B. (2003). Úvod do kosmologie. Addison-Wesley. str.196. ISBN  0-8053-8912-1.
  3. ^ Allday, Jonathan (2002). Kvarky, leptony a velký třesk. Taylor & Francis. str.334. ISBN  978-0-7503-0806-9.
  4. ^ Náš vesmír Část 6: Elektroslabá epocha, Vědecký průzkumník
  5. ^ Přednáška 13: Historie velmi raného vesmíru Archivováno 2012-03-27 na Wayback Machine Balša Terzić, Northern Illinois Center for Accelerator and Detector Development
  6. ^ A b Caprini, Chiara; et al. (2020). "Detekce gravitačních vln z přechodů kosmologické fáze pomocí LISA: aktualizace". JCAP. 2020 (3): 024. arXiv:1910.13125. Bibcode:2020JCAP ... 03..024C. doi:10.1088/1475-7516/2020/03/024. S2CID  204950387.
  7. ^ A b Ghiglieri, J. a Jackson, G. a Laine, M. a Zhu, Y. (2020). Msgstr "Pozadí gravitačních vln z fyziky standardních modelů: Kompletní vedoucí pořadí". Journal of High Energy Physics. 2020 (7): 092. arXiv:2004.11392. Bibcode:2020JHEP ... 07..092G. doi:10.1007 / JHEP07 (2020) 092. S2CID  216144470.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  8. ^ L. D. McLerran, M. E. Shaposhnikov, N. Turok a M. B. Voloshin (1991). "Proč je baryonová asymetrie vesmíru přibližně 10 ** - 10". Phys. Lett. B. 256: 451–456. doi:10.1016 / 0370-2693 (91) 91794-V.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  9. ^ Morrissey, David E. a Ramsey-Musolf, Michael J. (2012). „Elektroslabá baryogeneze“. Nový J. Phys. 14 (12): 12500. arXiv:1206.2942. Bibcode:2012NJPh ... 14l5003M. doi:10.1088/1367-2630/14/12/125003. S2CID  119230032.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  10. ^ A. D. Sacharov (1967). „Porušení invariance CP, asymetrie C a asymetrie baryonu vesmíru“. Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters. 5: 24–27. a v ruštině, A. D. Sacharov (1967). „Porušení invariance CP, asymetrie C a asymetrie baryonu vesmíru“. ZhETF Pis'ma. 5: 32–35. publikováno jako A. D. Sacharov (1991). „Porušení invariance CP, asymetrie C a asymetrie baryonu vesmíru“. Sovětská fyzika Uspekhi (v ruštině a angličtině). 34 (5): 392–393. Bibcode:1991SvPhU..34..392S. doi:10.1070 / PU1991v034n05ABEH002497.
  11. ^ Bergerhoff, Bastian; Wetterich, Christof (1998). „Elektroslabý fázový přechod v raném vesmíru?“. Aktuální témata v astrofundamental fyzice: prvotní kosmologie. Springer Nizozemsko. 211–240. arXiv:hep-ph / 9611462. doi:10.1007/978-94-011-5046-0_6. ISBN  978-94-010-6119-3. S2CID  13949582.
  12. ^ Kajantie, Keijo; et al. (1996). „Elektroslabý fázový přechod: neperturbativní analýza“. Nucl.Phys.B 466. 466 (1–2): 189–258. arXiv:hep-lat / 9510020. Bibcode:1996NuPhB.466..189K. doi:10.1016/0550-3213(96)00052-1.