Электрослабая эпоха - Electroweak epoch

Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

В физическая космология, то электрослабая эпоха был периодом в эволюции ранней Вселенной, когда температура Вселенной упала настолько, что сильная сила отделен от электрослабый взаимодействия, но была достаточно высокой для электромагнетизм и слабое взаимодействие оставаться в едином электрослабое взаимодействие выше критической температуры нарушения электрослабой симметрии (159,5 ± 1,5ГэВ [1]в Стандартная модель физики элементарных частиц). Некоторые космологи помещают электрослабую эпоху в начало инфляционная эпоха, примерно 10−36 секунд после Большой взрыв.[2][3][4] Другие ставят его примерно на 10−32 секунд после Большого взрыва, когда потенциальная энергия надувной поле, которое привело инфляция Вселенной в инфляционную эпоху высвободился, заполнив Вселенную плотным, горячим кварк-глюонная плазма.[5] Взаимодействие частиц в этой фазе было достаточно энергичным, чтобы создать большое количество экзотические частицы, в том числе W- и Z-бозоны и Бозоны Хиггса. По мере того, как Вселенная расширялась и охлаждалась, взаимодействия становились менее энергичными, и когда Вселенная была примерно 10−12 секунд назад, W- и Z-бозоны перестали образовываться с наблюдаемой скоростью.[нужна цитата ] Оставшиеся W- и Z-бозоны быстро распадались, и слабое взаимодействие в следующем кварковая эпоха.

Эпоха электрослабого режима закончилась электрослабым фаза перехода, природа которых неизвестна. Если первый порядок, это может стать источником гравитационного волнового фона.[6][7] Электрослабый фазовый переход также является потенциальным источником бариогенез,[8][9] при условии Сахаровские условия довольны.[10]

В минимальном Стандартная модель переход в электрослабую эпоху не был ни первого, ни второго порядка. фаза перехода но непрерывный кроссовер, предотвращающий любые бариогенез,[11][12]или производство наблюдаемого гравитационная волна фон.[6][7]Однако многие расширения Стандартной модели, включая суперсимметрия и Модель двух дуплетов Хиггса имеют электрослабый фазовый переход первого рода (но требуют дополнительных Нарушение CP ).[нужна цитата ]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Д'Онофрио, Микела и Руммукайнен, Кари (2016). «Стандартная модель кроссовера на решетке». Phys. Rev. D93 (2): 025003. arXiv:1508.07161. Bibcode:2016ПхРвД..93б5003Д. Дои:10.1103 / PhysRevD.93.025003. HDL:10138/159845. S2CID  119261776.CS1 maint: несколько имен: список авторов (ссылка на сайт)
  2. ^ Райден, Б. (2003). Введение в космологию. Эддисон-Уэсли. п.196. ISBN  0-8053-8912-1.
  3. ^ Алдей, Джонатан (2002). Кварки, лептоны и большой взрыв. Тейлор и Фрэнсис. п.334. ISBN  978-0-7503-0806-9.
  4. ^ Наша Вселенная, часть 6: Эпоха электрослабого режима, Научный исследователь
  5. ^ Лекция 13: История очень ранней Вселенной В архиве 2012-03-27 в Wayback Machine, Доктор Балша Терзич, Центр разработки ускорителей и детекторов Северного Иллинойса
  6. ^ а б Каприни, Кьяра; и другие. (2020). «Обнаружение гравитационных волн от космологических фазовых переходов с помощью LISA: обновление». JCAP. 2020 (3): 024. arXiv:1910.13125. Bibcode:2020JCAP ... 03..024C. Дои:10.1088/1475-7516/2020/03/024. S2CID  204950387.
  7. ^ а б Гильери, Дж., Джексон, Г., Лайне, М., Чжу, Ю. (2020). «Фон гравитационных волн из физики Стандартной модели: полный ведущий порядок». Журнал физики высоких энергий. 2020 (7): 092. arXiv:2004.11392. Bibcode:2020JHEP ... 07..092G. Дои:10.1007 / JHEP07 (2020) 092. S2CID  216144470.CS1 maint: несколько имен: список авторов (ссылка на сайт)
  8. ^ Л. Д. Маклерран, М. Е. Шапошников, Н. Турок и М. Б. Волошин (1991). «Почему барионная асимметрия Вселенной примерно 10 ** - 10». Phys. Lett. B. 256: 451–456. Дои:10.1016 / 0370-2693 (91) 91794-В.CS1 maint: несколько имен: список авторов (ссылка на сайт)
  9. ^ Моррисси, Дэвид Э. и Рэмси-Мусольф, Майкл Дж. (2012). «Электрослабый бариогенез». Новый J. Phys. 14 (12): 12500. arXiv:1206.2942. Bibcode:2012NJPh ... 14l5003M. Дои:10.1088/1367-2630/14/12/125003. S2CID  119230032.CS1 maint: несколько имен: список авторов (ссылка на сайт)
  10. ^ Сахаров А.Д. (1967). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной». Журнал экспериментальной и теоретической физики Letters. 5: 24–27. и на русском, Сахаров А.Д. (1967). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной». ЖЭТФ Письма. 5: 32–35. переиздан как Сахаров А.Д. (1991). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной». Успехи советской физики. (на русском и английском языках). 34 (5): 392–393. Bibcode:1991СвФУ..34..392С. Дои:10.1070 / PU1991v034n05ABEH002497.
  11. ^ Бергерхофф, Бастиан; Веттерих, Кристоф (1998). «Электрослабый фазовый переход в ранней Вселенной?». Актуальные темы астрофундаментальной физики: изначальная космология. Springer Нидерланды. С. 211–240. arXiv:hep-ph / 9611462. Дои:10.1007/978-94-011-5046-0_6. ISBN  978-94-010-6119-3. S2CID  13949582.
  12. ^ Каджантие, Кейджо; и другие. (1996). "Электрослабый фазовый переход: непертурбативный анализ". Nucl.Phys.B 466. 466 (1–2): 189–258. arXiv:геп-лат / 9510020. Bibcode:1996НуФБ.466..189К. Дои:10.1016/0550-3213(96)00052-1.