Електрослабка епоха Див. також | Примітки | Посилання | Навігаційне менюOur Universe Part 6: Electroweak EpochLecture 13: History of the Very Early UniverseElectroweak theory | physicsр
Великий вибухПланківська епохаЕпоха великого об'єднанняЕлектрослабка епохаепоха інфляціїповторне нагріваннябаріогенезисКваркова епохаАдронна епохаЛептонна епохаФотонна епохануклеосинтез Великого вибухудомінування матеріїРекомбінаціяТемні вікиЕпоха придатності для життяРеіонізація
Графічна хронологія Великого вибуху
Великий вибухФізична космологіяЕлектрослабка взаємодія
фізичній космологіїсильна взаємодіяелектрослабкоїелектромагнетизмслабка взаємодіяелектрослабку взаємодіюГеВінфляційної епохиВеликого вибухуІнфлятонногоінфляціїкварк-глюонною плазмоюW- та Z-бозонибозон Хіггсакваркову епоху
Космологія |
 |
Досліджувані об'єкти і процеси
|
Спостережувані процеси
|
Теоретичні дослідження
|
У фізичній космології електрослабка епоха — це період в еволюції раннього Всесвіту, коли температура Всесвіту спала достатньо для того, щоб сильна взаємодія змогла відокремитися від електрослабкої взаємодії, однак все ще була досить високою, щоб електромагнетизм та слабка взаємодія залишалися сполученими в єдину електрослабку взаємодію (енергія вище 246 ГеВ[1]). Деякі космологи розташовують цю подію на початку інфляційної епохи, приблизно 10−36 секунди після Великого вибуху.[2][3][4] Інші розміщують її приблизно на 10−32 секунді після Великого вибуху, коли вивільнилася потенціальна енергія Інфлятонного поля, яка й підживлювала процес інфляції Всесвіту протягом епохи інфляції, заповнюючи його густою, гарячою кварк-глюонною плазмою.[5] Взаємодія частинок на цій стадії була достатньо енергетичною, щоб створити значну кількість екзотичних частинок, серед яких — W- та Z-бозони, а також бозон Хіггса. Разом із розширенням та охолодженням Всесвіту такі взаємодії ставали все менш енергетичними, і коли Всесвіту виповнилося 10−12 секунди, створення W- та Z- бозонів припинилось. Залишкові W- та Z-бозони швидко розпались, а слабка взаємодія в наступну, кваркову епоху, стала короткодистанційною силою.
Фізика електрослабкої епохи не така суперечлива й більш зрозуміла, аніж фізика раніших періодів раннього Всесвіту. Вже продемонстровано існування W- та Z-бозонів, бозона Хіггса, а маси цих частинок відповідають значенням, передбаченим електрослабкою теорією.[6]
Див. також |
- Хронологія Всесвіту
Примітки |
↑ Значення 246 ГеВ вважається вакуумним очікуваним значенням v=(GF2)−1/2displaystyle v=(G_Fsqrt 2)^-1/2 поля Хіггса (де GFdisplaystyle G_F — це константа зв'язку Фермі).
↑ Ryden B: «Introduction to Cosmology», pg. 196 Addison-Wesley 2003
↑ Allday, Jonathan (2002). Quarks, Leptons and the Big Bang. Taylor & Francis. с. 334. ISBN 978-0-7503-0806-9.
↑ Our Universe Part 6: Electroweak Epoch, Scientific Explorer
↑ Lecture 13: History of the Very Early Universe, Dr. Balša Terzić, Northern Illinois Center for Accelerator and Detector Development
↑ Electroweak theory | physics. Encyclopedia Britannica (en). Процитовано 2018-05-17.
Посилання |
Greene, Brian (2005). The Fabric of the Cosmos: Space, Time, and the Texture of Reality. Penguin Books Ltd. ISBN 978-0-14-101111-0.
| |||||||||||
