Связь космологии и физики элементарных частиц чрезвычайно глубока: ранняя Вселенная представляла собой экстремальные условия, в которых доминировали элементарные взаимодействия. В такие моменты история космоса описывается уравнениями квантовой теории поля, а космологические параметры (такие как плотность энергии, энтропия, температура) зависят от характеристик частиц и полей.
Рассматривая Вселенную на масштабах времени порядка $t ^{-12}$ секунд, мы выходим за пределы Стандартной модели, в область, где актуальны гипотезы о великом объединении (GUT), инфляции и квантовой гравитации. В такие эпохи Вселенная была настолько горячей, что все взаимодействия (электромагнитные, слабые, сильные, гравитационные) могли быть симметрично объединены в единую структуру.
Космология, с другой стороны, предоставляет уникальные данные о таких масштабах, которые невозможно воспроизвести в лаборатории. Наблюдения анизотропии реликтового излучения, структуры крупномасштабного распределения вещества, барионной асимметрии и темной материи — все эти феномены требуют привлечения физики частиц высокой энергии.
Ранняя Вселенная была в состоянии термального равновесия при высоких температурах. Термодинамика горячей плазмы элементарных частиц описывается статистической механикой бозонов и фермионов с учетом взаимодействий.
Температурная шкала в истории Вселенной соответствует разным энергетическим режимам:
Инфляционная модель решает проблемы горизонта, плоскости и монопольной плотности, предсказывая ускоренное расширение Вселенной на ранней стадии. Это расширение обусловлено доминированием вакуумоподобной энергии инфлатонного поля, чья кинетика описывается лагранжианом типа:
$$ \mathcal{L} = \frac{1}{2} \partial_\mu \phi \partial^\mu \phi - V(\phi) $$
Квантовые флуктуации инфлатонного поля приводят к образованию первичных возмущений плотности, которые впоследствии стали зародышами галактик. Таким образом, флуктуации на уровне $10^{-5}$ в спектре реликтового излучения имеют квантово-полевую природу.
Современная Вселенная наблюдается как практически полностью состоящая из вещества, а не антивещества. Согласно условиям Сахарова (1967), для генерации барионной асимметрии необходимы:
Эти условия могут быть реализованы в различных сценариях:
Каждый из этих сценариев требует определенного набора частиц за пределами Стандартной модели, тем самым увязывая космологию с физикой новых частиц.
Флуктуации температурного распределения космического микроволнового фона (CMB) дают детальную информацию о составе и эволюции Вселенной. Положение и амплитуда пиков в спектре мощности флуктуаций зависят от числа нейтрино, барионной плотности и наличия темной материи.
Роль частиц в космологических наблюдениях:
Таким образом, космология предоставляет мощный инструмент для установления параметров частиц, не доступных прямому детектированию.
Наличие темной материи установлено на основе гравитационного воздействия на галактики, скопления и анизотропии CMB. Космологическое значение плотности темной материи:
ΩDMh2 ≈ 0, 12
Это значение невозможно объяснить ни барионами, ни фотонами, ни нейтрино в рамках Стандартной модели. Необходима новая стабильная (или долгоживущая) частица, не имеющая электрического заряда и взаимодействующая слабо.
Возможные кандидаты:
Оценка термального реликтового изобилия WIMP показывает удивительное совпадение: сечение аннигиляции порядка слабого взаимодействия дает правильную плотность — «WIMP miracle».
Около 70% критической плотности Вселенной принадлежит компоненте с отрицательным давлением, приводящей к ускоренному расширению. Возможные объяснения:
Связь с физикой частиц заключается в том, что вакуумная энергия квантовых полей должна вносить вклад в Λ, но оценки из квантовой теории поля дают расхождение на 120 порядков с наблюдаемым значением. Это так называемая “проблема космологической постоянной”.
Нейтрино играют важнейшую роль в ранней Вселенной:
Массы нейтрино влияют на рост структуры: легкие нейтрино сглаживают флуктуации на малых масштабах. Таким образом, космологические данные ограничивают сумму масс нейтрино:
∑mν ≲ 0, 12 эВ
Этот предел более строгий, чем лабораторные измерения, и зависит от природы и иерархии масс.
Успешность инфляционной модели побуждает связывать инфлатон с новыми физическими сущностями:
Таким образом, выбор инфляционного потенциала $V()$ несет отпечаток глубокой структуры теории поля.
Космологические наблюдения позволяют тестировать физику на недоступных энергетических масштабах. Огромное значение имеют:
Космология и физика частиц уже неразделимы: наблюдения на самых больших масштабах зависят от поведения мельчайших квантовых объектов, а теория элементарных частиц не может быть полной без согласования с космологическими фактами.