有効自由度の温度変化
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/28 15:02 UTC 版)
「有効自由度 (宇宙論)」の記事における「有効自由度の温度変化」の解説
輻射優勢期における有効自由度の変化を温度の関数としてプロットしたもの。 T ≳ 100 G e V / k B {\displaystyle T\gtrsim 100\,\mathrm {GeV} /k_{\mathrm {B} }} の初期宇宙では素粒子標準模型に含まれるすべての素粒子が相対論的であり、それ以外の未知の素粒子の寄与がないならば、有効自由度は g ∗ = g ∗ S = 106.75 {\displaystyle g_{*}=g_{*S}=106.75} となる。その後宇宙が膨張し温度が下がるにつれて、非相対論的となった素粒子から順に有効自由度への寄与が脱落し、 g ∗ {\displaystyle g_{*}} , g ∗ S {\displaystyle g_{*S}} は減少する。特に、 T ∼ 200 M e V / k B {\displaystyle T\sim 200\,\mathrm {MeV} /k_{\mathrm {B} }} 付近でクォーク・ハドロン相転移が生じ、クォークとグルーオンの寄与が一斉に消滅する。温度 T ∼ 1 M e V / k B {\displaystyle T\sim 1\,\mathrm {MeV} /k_{\mathrm {B} }} 付近では有効自由度は g ∗ = g ∗ S = 10.75 {\displaystyle g_{*}=g_{*S}=10.75} まで減少する。
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