Bariogeneza - Baryogenesis

W kosmologii fizycznej , bariogeneza to proces fizyczny, który jest hipoteza, że miała miejsce podczas wczesnego świata do wytwarzania barionowych asymetrii , tzn nierównowagi materii ( Bariony ) i antymaterii (antibaryons) obserwowanej świata .

Jednym z nierozstrzygniętych problemów współczesnej fizyki jest przewaga materii nad antymaterią we wszechświecie . Wszechświat jako całość wydaje się mieć niezerową, dodatnią gęstość liczby barionowej. Ponieważ w kosmologii zakłada się, że cząstki, które widzimy, zostały stworzone przy użyciu tej samej fizyki, którą mierzymy dzisiaj, normalnie należałoby oczekiwać, że całkowita liczba barionowa powinna wynosić zero, ponieważ materia i antymateria powinny zostać utworzone w równych ilościach. Zaproponowano szereg teoretycznych mechanizmów wyjaśniających tę rozbieżność, a mianowicie identyfikację warunków sprzyjających łamaniu symetrii i tworzeniu normalnej materii (w przeciwieństwie do antymaterii). Ta nierównowaga musi być wyjątkowo mała, rzędu 1 na każdy1 630 000 000 (~2×10 ⁹ ) cząstek w ułamku sekundy po Wielkim Wybuchu. Po unicestwieniu większości materii i antymaterii pozostała cała materia barionowa w obecnym wszechświecie wraz ze znacznie większą liczbą bozonów . Eksperymenty przedstawione w 2010 roku w Fermilab wydają się jednak wskazywać, że ta nierównowaga jest znacznie większa niż wcześniej zakładano. Eksperymenty te obejmowały serię zderzeń cząstek i wykazały, że ilość wygenerowanej materii była o około 1% większa niż ilość wygenerowanej antymaterii. Przyczyna tej rozbieżności nie jest jeszcze znana.

Większość wielkich teorii zunifikowanych wyraźnie łamie symetrię liczby barionowej , która wyjaśnia tę rozbieżność, zazwyczaj wywołując reakcje, w których pośredniczą bardzo masywne bozony X (
x
) lub masywne bozony Higgsa (
h⁰
). Tempo, w jakim te zdarzenia zachodzą, zależy w dużej mierze od masy półproduktu
x
lub
h⁰
zakładając, że te reakcje są odpowiedzialne za większość obserwowanej dzisiaj liczby barionowej, można obliczyć maksymalną masę, powyżej której tempo byłoby zbyt wolne, aby wyjaśnić obecność materii w dzisiejszych czasach. Szacunki te przewidują, że duża objętość materii będzie od czasu do czasu wykazywać spontaniczny rozpad protonów , czego nie zaobserwowano. Dlatego brak równowagi między materią a antymaterią pozostaje tajemnicą.

Teorie bariogenezy opierają się na różnych opisach interakcji między cząstkami fundamentalnymi. Dwie główne teorie to bariogeneza elektrosłaba ( model standardowy ), która miałaby wystąpić w epoce elektrosłabej , oraz bariogeneza GUT , która miałaby miejsce podczas lub wkrótce po epoce wielkiej unifikacji . Do opisu takich możliwych mechanizmów wykorzystuje się kwantową teorię pola i fizykę statystyczną .

Po baryogenezie następuje pierwotna nukleosynteza , kiedy zaczęły powstawać jądra atomowe .

Nierozwiązany problem w fizyce :

Dlaczego obserwowalny wszechświat ma więcej materii niż antymaterii?

(więcej nierozwiązanych problemów z fizyki)

Tło

Większość zwykłej materii we wszechświecie znajduje się w jądrach atomowych , które zbudowane są z neutronów i protonów . Nukleony te składają się z mniejszych cząstek zwanych kwarkami, a równoważniki antymaterii dla każdego z nich są przewidziane w równaniu Diraca w 1928 roku. Od tego czasu każdy rodzaj antykwarków został eksperymentalnie zweryfikowany. Hipotezy badające kilka pierwszych chwil Wszechświata przewidują skład z prawie równą liczbą kwarków i antykwarków. Gdy wszechświat rozszerzył się i ochłodził do temperatury krytycznej około2 × 10 ¹² K kwarki połączyły się w normalną materię i antymaterię i przystąpiły do anihilacji aż do małej początkowej asymetrii około jednej części na pięć miliardów, pozostawiając materię wokół nas. W eksperymentach nigdy nie zaobserwowano wolnych i oddzielnych pojedynczych kwarków i antykwarków — kwarki i antykwarki zawsze znajdują się w grupach po trzy ( bariony ) lub są związane w parach kwark–antykwark ( mezony ). Podobnie nie ma eksperymentalnych dowodów na to, że w obserwowalnym wszechświecie istnieją jakiekolwiek znaczące koncentracje antymaterii.

Istnieją dwie główne interpretacje tej dysproporcji: albo wszechświat zaczynał z niewielką preferencją dla materii (całkowita liczba barionowa wszechświata różna od zera), albo wszechświat był pierwotnie idealnie symetryczny, ale w jakiś sposób zestaw zjawisk przyczynił się do niewielkiego braku równowagi na korzyść materii w czasie. Preferowany jest drugi punkt widzenia, chociaż nie ma jednoznacznych dowodów eksperymentalnych wskazujących, że którykolwiek z nich jest właściwy.

Bariogeneza PG w warunkach Sacharowa

W roku 1967 Andrzej Sacharow proponowany zestaw trzech warunków niezbędnych że barionowa -generating interakcji należy spełnić, aby wytworzyć masy i antymateria z różnymi szybkościami. Warunki te zostały zainspirowane niedawnymi odkryciami kosmicznego promieniowania tła i naruszeń CP w neutralnym układzie kaonowym . Trzy niezbędne „warunki Sacharowa” to:

Naruszenie liczby barionowej . ${\ Displaystyle B}$
Symetria C i naruszenie symetrii CP .
Oddziaływania poza stanem równowagi termicznej .

Naruszenie liczby barionowej jest warunkiem koniecznym do wytworzenia nadmiaru barionów nad antybarionami. Ale naruszenie symetrii C jest również potrzebne, aby oddziaływania wytwarzające więcej barionów niż antybarionów nie były równoważone oddziaływaniami wytwarzającymi więcej antybarionów niż barionów. Naruszenie symetrii CP jest podobnie wymagane, ponieważ w przeciwnym razie wytworzona zostałaby taka sama liczba lewoskrętnych i prawoskrętnych antybarionów, jak również taka sama liczba lewoskrętnych antybarionów i prawoskrętnych barionów. Wreszcie oddziaływania muszą być poza stanem równowagi termicznej, ponieważ w przeciwnym razie symetria CPT zapewniłaby kompensację między procesami zwiększającymi i zmniejszającymi liczbę barionową.

Obecnie nie ma eksperymentalnych dowodów na interakcje między cząstkami, w których zasada zachowania liczby barionowej jest zakłócana : wydaje się to sugerować, że wszystkie obserwowane reakcje cząstek mają taką samą liczbę barionową przed i po. Matematycznie komutator operatora kwantowego liczby barionowej z hamiltonianem (perturbacyjnym) Modelu Standardowego wynosi zero: . Wiadomo jednak, że Model Standardowy narusza zasady zachowania liczby barionowej tylko w sposób nieperturbacyjny: globalna anomalia U(1). Aby wyjaśnić naruszenie barionu w bariogenezie, takie zdarzenia (w tym rozpad protonu) mogą wystąpić w modelach teorii wielkiej unifikacji (GUT) i supersymetrycznych (SUSY) za pośrednictwem hipotetycznych masywnych bozonów, takich jak bozon X . ${\ Displaystyle [B, H] = BH-HB = 0}$

Drugi warunek – naruszenie symetrii CP – odkryto w 1964 roku (bezpośrednie naruszenie CP, czyli naruszenie symetrii CP w procesie rozpadu, odkryto później, w 1999 roku). Z powodu symetrii CPT, łamanie symetrii CP-domaga naruszenie symetrii inwersji czasowej lub T-symetrii .

W scenariuszu zaniku poza równowagą ostatni warunek mówi, że szybkość reakcji, która generuje asymetrię barionów, musi być mniejsza niż szybkość rozszerzania się wszechświata. W tej sytuacji cząstki i odpowiadające im antycząstki nie osiągają równowagi termicznej z powodu gwałtownej ekspansji zmniejszającej występowanie anihilacji par.

Bariogeneza w Modelu Standardowym

Standardowy model może zawierać bariogeneza, że ilość barionów netto leptony (i), w ten sposób utworzone może nie być wystarczająca, aby uwzględnić niniejszego barionowej asymetrii. We wczesnym wszechświecie wymagany jest jeden nadmiarowy kwark na miliard par kwark-antykwark, aby zapewnić całą materię obserwowaną we wszechświecie. Ta niedoskonałość nie została jeszcze wyjaśniona, teoretycznie ani w żaden inny sposób.

Bariogeneza w Modelu Standardowym wymaga, aby złamanie symetrii elektrosłabej było przejściem fazowym pierwszego rzędu , ponieważ w przeciwnym razie sfalerony usuwają wszelkie asymetrie barionów, które miały miejsce przed przejściem fazowym. Poza tym pozostała ilość oddziaływań niekonserwujących barionu jest znikoma.

Ściana domeny przemiany fazowej spontanicznie łamie symetrię P , pozwalając, aby interakcje naruszające symetrię CP złamały symetrię C po obu jej stronach. Kwarki mają tendencję do akumulowania się po stronie z przerwaną fazą ściany domeny, podczas gdy antykwarki mają tendencję do gromadzenia się po stronie nieprzerwanej fazy. Z powodu symetrii CP naruszającej oddziaływania elektrosłabe, niektóre amplitudy dotyczące kwarków nie są równe odpowiadającym im amplitudom dotyczącym antykwarków, ale mają przeciwną fazę (patrz macierz CKM i Kaon ); ponieważ odwrócenie czasu przybiera amplitudę do złożonego sprzężenia, symetria CPT jest zachowana w całym tym procesie.

Chociaż niektóre z ich amplitud mają przeciwne fazy, zarówno kwarki, jak i antykwarki mają energię dodatnią, a zatem uzyskują tę samą fazę, gdy poruszają się w czasoprzestrzeni. Ta faza zależy również od ich masy, która jest identyczna, ale zależy zarówno od smaku, jak i od wartości VEV Higgsa, która zmienia się wzdłuż ściany domeny. Tak więc pewne sumy amplitud dla kwarków mają inne wartości bezwzględne niż dla antykwarków. W sumie kwarki i antykwarki mogą mieć różne prawdopodobieństwa odbicia i transmisji przez ścianę domeny i okazuje się, że więcej kwarków pochodzących z fazy nieprzerwanej jest transmitowanych w porównaniu z antykwarkami.

W ten sposób istnieje strumień barionowy netto przez ścianę domeny. Ze względu na przejścia sfaleronowe, które są obfite w fazie nieprzerwanej, zawartość netto antybarionów w fazie nieprzerwanej zostaje wytarta, gdy antybariony są przekształcane w leptony. Jednak sfalerony są na tyle rzadkie w fazie zerwania, aby nie zetrzeć tam nadmiaru barionów. W sumie następuje tworzenie netto barionów (a także leptonów).

W tym scenariuszu nieperturbacyjne oddziaływania elektrosłabe (tj. sfaleron) są odpowiedzialne za naruszenie B, perturbacyjny lagranżian elektrosłabe jest odpowiedzialny za naruszenie CP, a ściana domeny jest odpowiedzialna za brak równowagi termicznej i P- naruszenie; wraz z naruszeniem CP tworzy również naruszenie C na każdej ze stron.

Zawartość materii we wszechświecie

Centralnym pytaniem dla bariogenezy jest to, co powoduje we wszechświecie preferencję materii nad antymaterią, a także wielkość tej asymetrii. Ważnym kwantyfikatorem jest parametr asymetrii podany przez

{\ Displaystyle \ eta = {\ Frac {n_ {B}-n_ {\ bar {B}}} {n_ {\ gamma}}}}

gdzie $n B$ i $n B$ oznaczają odpowiednio gęstość liczbową barionów i antybarionów, a $n γ$ oznacza gęstość liczbową fotonów promieniowania tła kosmicznego .

Zgodnie z modelem Wielkiego Wybuchu materia oddzielona od kosmicznego promieniowania tła (CBR) w temperaturze z grubsza3000 kelwinów , co odpowiada średniej energii kinetycznej3000 tys. / (10,08 × 10 ³ K/eV ) =0,3 eV . Po rozprzęgnięciu całkowita liczba fotonów CBR pozostaje stała. Dlatego z powodu ekspansji czasoprzestrzeni zmniejsza się gęstość fotonów. Gęstość fotonów w temperaturze równowagi $T$ na centymetr sześcienny wyrażona jest wzorem

{\ Displaystyle n_ {\ gamma} = {\ Frac {1} {\ pi ^ {2}}} {\ lewo ({\ Frac {k_ {B} T} {\ hbar c}} \ prawej)} ^ { 3}\int _{0}^{\infty }{\frac {x^{2}}{e^{x}-1}}\nazwa operatora {d} x={\frac {2\zeta (3) }{\pi ^{2}}}{\left({\frac {k_{B}T}{\hbar c}}\right)}^{3}\ok 20,3\left({\frac {T} {1{\text{K}}}}\right)^{3}{\text{cm}}^{-3}}

,

gdzie $k B$ jest stałą Boltzmanna , $ħ$ jest stałą Plancka podzieloną przez 2 $π$ i $c$ jako prędkość światła w próżni oraz $ζ$ (3) jako stałą Apéry'ego . Przy obecnej temperaturze fotonu CBR2,725 K , odpowiada to gęstości fotonów $n γ$ około 411 fotonów CBR na centymetr sześcienny.

Dlatego parametr asymetrii $η$ , jak zdefiniowano powyżej, nie jest „najlepszym” parametrem. Zamiast tego preferowany parametr asymetrii wykorzystuje gęstość entropii $s$ ,

{\ Displaystyle \eta _ {s} = {\ Frac {n_ {B}-n_ {\ bar {B}}} {s}}}

ponieważ gęstość entropii wszechświata pozostawała w miarę stała przez większość jego ewolucji. Gęstość entropii wynosi

s\ {\stackrel {\mathrm {def}}}{=}}\ {\frac {\mathrm {entropia}}}{\mathrm {objętość}}}={\frac {p+\rho}} }={\frac {2\pi ^{2}}{45}}g_{\text{⁎}}(T)T^{3}

z $P$ i $p$ , jak ciśnienie i gęstość od gęstości energii tensora $T μν$ i $g ⁎$ jako skuteczną ilość stopni swobody dla „bezmasowych” cząstki w temperaturze $T$ (o ile $mc$ ² « $k B T$ posiada)

{\ Displaystyle g_ {\ tekst {⁎}} (T) = \ suma _ {\ operatorname {i = bozony}} g_ {i} {\ po lewej ({\ Frac {T_ {i}} {T}} \ po prawej )}^{3}+{\frac {7}{8}}\sum _{\mathrm {j=fermiony} }g_{j}{\left({\frac {T_{j}}{T}} \prawo)}^{3}}

,

dla bozonów i fermionów o stopniach swobody $g i$ i $g j$ w temperaturach odpowiednio $T i$ i $T j$ . W obecnej epoce $s$ =7,04 $n γ$ .

Trwające prace badawcze

Powiązania z ciemną materią

Możliwym wyjaśnieniem przyczyny bariogenezy jest reakcja rozpadu B-Mezogenezy. Zjawisko to sugeruje, że we wczesnym Wszechświecie cząstki, takie jak mezon B, rozpadają się na widoczny barion Modelu Standardowego, a także na ciemny antybarion, który jest niewidoczny dla obecnych technik obserwacyjnych. Proces rozpoczyna się od założenia masywnej, długowiecznej cząstki skalarnej, która istniała we wczesnym Wszechświecie przed nukleosyntezą Wielkiego Wybuchu. Dokładne zachowanie jest jeszcze nieznane, ale zakłada się, że rozpada się na kwarki b i antykwarki w warunkach poza równowagą termiczną, spełniając w ten sposób jeden warunek Sacharowa. Te b twarogi uformować B mezonów, który bezpośrednio hadronize w oscylujących CP-naruszenie stanów, co zapewniałoby inny warunek im. Te oscylujące mezony następnie rozpadają się na wspomnianą wcześniej parę barion-ciemny antybarion , gdzie jest macierzystym mezonem B, jest ciemnym antybarionem, jest widocznym barionem i jest jakimkolwiek dodatkowym jasnym mezonem potomnym wymaganym do spełnienia innych zasad zachowania w tym rozpad cząstek. Jeśli ten proces zachodzi wystarczająco szybko, efekt naruszenia CP przenosi się na sektor ciemnej materii. Jest to jednak sprzeczne (a przynajmniej kwestionujące) ostatni warunek Sacharowa, ponieważ oczekiwana preferencja materii w widzialnym wszechświecie jest równoważona przez nową preferencję antymaterii w ciemnej materii wszechświata i całkowita liczba barionowa jest zachowana. ${\ Displaystyle \ Phi}$ ${\ Displaystyle \ Phi}$ ${\ Displaystyle B_ {s} ^ {0}-{\ bar {B}} _ {s} ^ {0}}$ ${\ Displaystyle B \ rightarrow \ psi {\ mathcal {B}} {\ mathcal {M}}}$ ${\ Displaystyle B}$ ${\ Displaystyle \ psi}$ ${\ Displaystyle {\ Mathcal {B}}}$ ${\ Displaystyle {\ Mathcal {M}}}$

B-Mezogeneza skutkuje brakiem energii między początkowym a końcowym stanem procesu rozpadu, co, jeśli zostanie zarejestrowane, może dostarczyć eksperymentalnych dowodów na ciemną materię. Laboratoria cząstek wyposażone w fabryki mezonów B, takie jak Belle i BaBar, są niezwykle wrażliwe na rozpady mezonów B z brakującą energią i obecnie mają zdolność wykrywania kanału. LHC jest również zdolny do poszukiwania tej interakcji, ponieważ produkuje kilka rzędów wielkości więcej niż mezonów B Belle lub Babar, ale istnieje więcej wyzwań od zmniejszona kontrolę nad B-mezonów początkowej energii w akceleratorze. ${\ Displaystyle B \ rightarrow \ psi {\ mathcal {B}} {\ mathcal {M}}}$

Zobacz też

Bibliografia

Artykuły

Podręczniki

EW Kolb i MS Turner (1994). Wczesny Wszechświat . Wydawnictwo Perseusza . Numer ISBN 978-0-201-62674-2.

Preprinty

AD Dołgow (1997). „Bariogeneza, 30 lat później”. Badania w Fizyce Wysokich Energii . 13 (1–3): 83–117. arXiv : hep-ph/9707419 . Kod Bibcode : 1998SHEP...13...83D . doi : 10.1080/01422419808240874 . S2CID 119499400 .
A. Riotto (1998). „Teorie bariogenezy”. Fizyka wysokich energii i kosmologia : 326. arXiv : hep-ph/9807454 . Kod Bibcode : 1999hepc.conf..326R .
M. Troddena (1999). „Elektrosłaba bariogeneza”. Recenzje fizyki współczesnej . 71 (5): 1463–1500. arXiv : hep-ph/9803479 . Kod bib : 1999RvMP...71.1463T . doi : 10.1103/RevModPhys.71.1463 . S2CID 17275359 .

Languages

In other projects