Фазовые переходы в ранней Вселенной представляют собой ключевые события, повлиявшие на динамику расширения космоса, структуру вакуума, нарушение симметрий и зарождение фундаментальных взаимодействий. При достаточно высоких температурах, существовавших вскоре после Большого взрыва, взаимодействия между частицами были симметричны. По мере остывания Вселенной происходили последовательные фазовые переходы, в ходе которых симметрии Спонтанно нарушались, а фундаментальные поля — приобретали ненулевые вакуумные ожидания.
Фазовый переход в физике — это преобразование между различными макроскопическими фазами материи, сопровождаемое изменением порядка симметрии или динамики системы. В космологии фазовые переходы рассматриваются в контексте квантовых полей, находящихся в тепловом равновесии в изотропно расширяющейся Вселенной.
Фазовые переходы делятся на несколько типов по классической классификации Ландау:
В ранней Вселенной встречались как переходы первого рода (например, гипотетически — электрослабый переход в некоторых расширениях Стандартной модели), так и второго рода (например, переход связан с нарушением симметрии при конденсации Хиггсовского поля в рамках минимальной Стандартной модели).
Рассмотрим скалярное поле ϕ, описывающее гипотетический бозон, обладающее симметрией ϕ → −ϕ. Потенциал на высоких температурах имеет вид:
$$ V(\phi, T) = D(T^2 - T_0^2)\phi^2 - ET\phi^3 + \frac{\lambda}{4}\phi^4 $$
Здесь:
При T > T₀ глобальный минимум потенциала соответствует симметричной фазе: ⟨ϕ⟩ = 0. По мере остывания (T < T₀) появляется минимум при ⟨ϕ⟩ ≠ 0, и система переходит в фазу с нарушенной симметрией. Это соответствует спонтанному нарушению симметрии.
Электрослабый переход связан с нарушением SU(2)×U(1) симметрии до U(1) электромагнитной. В рамках Стандартной модели, при температуре порядка 100–200 ГэВ, поле Хиггса приобретает ненулевое вакуумное среднее значение, что даёт массу W- и Z-бозонам, а также фермионам через механизмы спонтанного нарушения симметрии.
Однако, при стандартном значении массы бозона Хиггса (~125 ГэВ), фазовый переход не является переходом первого рода, а представляет собой кроссовер. Это имеет фундаментальные последствия для сценариев генерации барионной асимметрии во Вселенной, так как эффективная бариогенез требует либо первого рода фазового перехода (для создания неравновесных условий), либо других механизмов.
В расширенных моделях, таких как MSSM (минимально супермассиметричная модель), возможен электрослабый переход первого рода при определённых параметрах спектра.
Переход между кварк-глюонной плазмой и адронной материей произошёл при температуре около 150–200 МэВ, когда свободные кварки и глюоны конфайнировались в адроны — в первую очередь, в протоны и нейтроны. Этот переход также определяется структурой вакуума теории сильного взаимодействия.
Результаты численного моделирования на решётке QCD показывают, что для реалистичных масс кварков переход является кроссовером. Однако при других условиях (например, для очень высоких барионных плотностей) возможен настоящий переход первого рода. Этот вопрос остаётся предметом исследований в физике тяжёлых ионов (например, эксперименты на RHIC и LHC).
Параметр порядка в данном случае — конденсат кварк-антикварк ⟨????̄????⟩. Его быстрое изменение при понижении температуры сигнализирует о переходе в адронную фазу, где нарушение хиральной симметрии играет ключевую роль.
Каждый фазовый переход связан с переходом от более симметричной фазы к менее симметричной. Это лежит в основе возникновения массы частиц и различий между фундаментальными взаимодействиями. Кроме того, нарушение симметрий может сопровождаться возникновением топологических дефектов.
Фазовые переходы, происходящие с нарушением глобальных или калибровочных симметрий, могут приводить к формированию топологических объектов:
Наличие таких объектов должно быть строго ограничено, так как они могли бы доминировать в энергетической плотности ранней Вселенной. В частности, инфляция эффективно “раздувает” дефекты, решая проблему монополий.
Как показал Сахаров, необходимыми условиями для генерации барионной асимметрии являются:
Электрослабый фазовый переход мог обеспечить третье условие при первом роде перехода. Однако, как указано выше, в рамках Стандартной модели такой механизм маловероятен, что стимулирует изучение новых физик за пределами SM.
Фазовые переходы первого рода могут быть источником космологических гравитационных волн. В процессе нуклеации пузырей новой фазы и их столкновений происходит высвобождение энергии, часть которой переходит в гравитационное излучение. Такие волны могут быть потенциально обнаружимы будущими детекторами — например, LISA.
Фазовые переходы в рамках GUT происходили при температурах порядка 10¹⁵–10¹⁶ ГэВ. В этот момент объединённая симметрия (например, SU(5), SO(10)) разрушалась до стандартной SU(3)×SU(2)×U(1). Нарушение GUT-симметрии сопровождается предсказаниями нестабильности протона, образования монополий и, в некоторых случаях, появлением асимметрии материи.
Сценарии с несколькими ступенями спонтанного нарушения симметрии предполагают каскад фазовых переходов, каждый из которых мог вносить вклад в структуру Вселенной, параметры взаимодействий и динамику расширения.
Формализм неравновесной термодинамики и теория квантовых полей при конечной температуре лежат в основе описания фазовых переходов. В частности, важнейшими инструментами являются:
Развитие вычислительных методов и применение эффективных теорий на низких энергиях расширяют возможности анализа поведения ранней Вселенной в условиях экстремальных температур и плотностей.