Абсолютно горячий - это теоретический верхний предел термодинамической шкалы температур , воспринимаемый как противоположность абсолютному нулю .
Планковская температура [ править ]
Современные модели физической космологии постулируют, что максимально возможной температурой является температура Планка , которая имеет значение1,416 785 (71) × 10 32 кельвина , или около2,55 × 10 32 Фаренгейта . [1] Выше о10 32 К , энергии частиц становятся настолько большими, что гравитационные силы между ними станут такими же сильными, как и другие фундаментальные силы, согласно современным теориям. Не существует научной теории поведения материи при этих энергиях; квантовая теория гравитации не потребуется. [2] Модели происхождения Вселенной, основанные на теории Большого взрыва, предполагают, что Вселенная прошла через эту температуру около10 -43 с (одно планковское время ) после Большого взрыва в результате огромного расширения энтропии. [1] Эта планковская температура может быть рассчитана с использованием закона смещения Вина. Согласно этому закону, температура равна константе, деленной на наиболее вероятную длину волны при этой температуре. Предполагая, что самая короткая длина волны равна планковской длине, температура равна10 35 К .
Температура Хагедорна [ править ]
Другая теория абсолютного горячим основана на температуре Хагедорна , [3] , где тепловая энергия частиц превышают массы-энергию пары адронный частицы-античастица. Вместо повышения температуры при температуре Хагедорна в результате образования пар образуются все более и более тяжелые частицы , что предотвращает эффективное дальнейшее нагревание, учитывая, что образуются только адроны . Однако возможен дальнейший нагрев (давлением), если вещество претерпевает фазовый переход в кварк-глюонную плазму . [4] Следовательно, эта температура больше похожа на точку кипения , чем на непреодолимый барьер. Для адронов температура Хагедорна равна2 × 10 12 К , что было достигнуто и превышено в экспериментах на LHC и RHIC . Однако в теории струн может быть определена отдельная температура Хагедорна, где струны аналогичным образом обеспечивают дополнительные степени свободы. Однако он такой высокий (10 30 K ), что никакие текущие или обозримые эксперименты не могут этого достичь. [5]
Электрослабая эпоха [ править ]
В физической космологии , то электрослабая эпоха была период в эволюции ранней Вселенной , когда температура Вселенной упала достаточно , что сильная сила отделена от электрослабого взаимодействия, но была достаточно высокой для электромагнетизма и слабого взаимодействия оставаться объединен в однократное электрослабое взаимодействие выше критической температуры для нарушения электрослабой симметрии (159,5 ± 1,5 ГэВ в Стандартной модели физики элементарных частиц). По мере того, как Вселенная расширялась и охлаждалась, взаимодействия частиц становились достаточно энергичными, чтобы создавать большое количество экзотических частиц., включая стабильные W- и Z-бозоны и бозоны Хиггса . В наступившую кварковую эпоху оставшиеся W- и Z-бозоны распались, слабое взаимодействие стало короткодействующей силой, когда Вселенная была заполнена кварк-глюонной плазмой .
См. Также [ править ]
- Абсолютный ноль
- Нагревать
- Международная температурная шкала 1990 г.
- Отрицательная температура
- Кварк-глюонная плазма
- По порядку величины (температура)
- Макс Планк
- Рольф Хагедорн
- КХД имеет значение
Ссылки [ править ]
- ^ a b Тайсон, Питер (2007). «Absolute Hot: есть ли противоположность абсолютному нулю?» . PBS.org. Архивировано 6 августа 2009 года . Проверено 11 августа 2009 .
- ↑ Хьюберт Ривз (1991). Час нашего восторга . Компания WH Freeman. п. 117. ISBN 978-0-7167-2220-5.
Точка, в которой наши физические теории сталкиваются с наиболее серьезными трудностями, заключается в том, что материя достигает температуры примерно 10 32 градуса, также известной как температура Планка. Чрезвычайная плотность излучения, испускаемого при этой температуре, создает непропорционально сильное гравитационное поле. Чтобы пойти еще дальше, потребуется квантовая теория гравитации , но такая теория еще не написана.
- ^ Абсолютно горячо . НОВАЯ ЗВЕЗДА.
- ^ Сац, Helmut (1981). Статистическая механика кварков и адронов, Международный симпозиум по статистической механике кварков и адронов, 24–31 августа 1980 г., Билефельд, Германия . Амстердам: Северная Голландия. ISBN 0-444-86227-7.
- ^ Атик, Джозеф Дж .; Виттен, Эдвард (1988). «Переход Хагедорна и число степеней свободы теории струн». Ядерная физика Б . 310 (2): 291–334. Bibcode : 1988NuPhB.310..291A . DOI : 10.1016 / 0550-3213 (88) 90151-4 .
