Барионная асимметрия

В физической космологии , то барионной асимметрии проблема, известная также как асимметрия независимо от проблемы , или материя-антиматерия асимметрии задачи, ^{[1] [2]} является наблюдаемый дисбаланс в барионной материи (типа материи опыт в повседневной жизни) и antibaryonic материи в наблюдаемой Вселенной . Ни стандартная модель из физики элементарных частиц , ни теория относительности не дает известное объяснению, почему это должно быть так, и это естественное предположение , что Вселенная является нейтральной со всеми консервативными зарядами .^[3] Большие Взрывы должны были привести равное количество материи и антиматерии . Поскольку это, похоже, не так, вполне вероятно, что некоторые физические законы должны были действовать по-другому или не существовать для материи и антивещества . Существует несколько конкурирующих гипотез, объясняющих дисбаланс вещества и антивещества, который привел к бариогенезу . Однако пока нет единой теории, объясняющей это явление. Как отмечается в исследовательской работе 2012 года, «происхождение материи остается одной из великих загадок физики». ^[4]

Условия Сахарова [ править ]

В 1967 годе Андрей Сахара предложили ^[5] набор из трех необходимых условий , что барионы -generating взаимодействия должны удовлетворять производить вещество и антивещество при различных скоростях. Эти условия были вдохновлены недавними открытиями космического фонового излучения ^[6] и нарушения СР в системе нейтральных каонов . ^[7] Три необходимых «условия Сахарова»:

• Нарушение барионного числа .${\ displaystyle B}$
• C-симметрия и нарушение CP-симметрии .
• Взаимодействия из теплового равновесия .

Нарушение барионного числа [ править ]

Очевидно, что нарушение барионного числа является необходимым условием для образования избытка барионов над антибарионами. Но нарушение С-симметрии также необходимо для того, чтобы взаимодействия, которые производят больше барионов, чем антибарионов, не уравновешивались взаимодействиями, которые производят больше антибарионов, чем барионов. Нарушение CP-симметрии также требуется, потому что в противном случае было бы произведено равное количество левых барионов и правых антибарионов, а также равное количество левых антибарионов и правых барионов. Наконец, взаимодействия должны быть вне теплового равновесия, поскольку в противном случае симметрия CPT обеспечила бы компенсацию между процессами, увеличивающими и уменьшающими барионное число. ^[8]

В настоящее время нет экспериментальных свидетельств взаимодействия частиц, при которых сохранение барионного числа нарушается пертурбативно : это, по-видимому, предполагает, что все наблюдаемые реакции частиц имеют одинаковое барионное число до и после. Математически, коммутатор барионного числа квантового оператора с (пертурбативного) стандартной модели гамильтонианом равен нулю: . Однако известно, что Стандартная модель нарушает сохранение барионного числа только непертурбативно: это глобальная аномалия U (1). Чтобы объяснить нарушение барионов в бариогенезе, такие события (включая распад протона) могут происходить в теориях Великого Объединения (GUT) и суперсимметричных${\ displaystyle [B, H] = BH-HB = 0}$(SUSY) моделируются с помощью гипотетических массивных бозонов, таких как X-бозон .

Нарушение CP-симметрии [ править ]

Второе условие возникновения барионной асимметрии - нарушение симметрии зарядовой четности - состоит в том, что процесс может происходить с другой скоростью, чем его аналог из антивещества. В стандартной модели , СР - нарушение появляется в виде сложной фазы в матрице смешивания кварков в слабом взаимодействии . В матрице смешивания нейтрино может также присутствовать ненулевая CP-нарушающая фаза , но в настоящее время это не измеряется. CP-нарушение было впервые обнаружено в эксперименте Фитча-Кронина 1964 года с нейтральными каонами , в результате которого в 1980 году была присуждена Нобелевская премия по физике.(прямое нарушение CP-симметрии в процессе распада было обнаружено позже, в 1999 г.). Из-за CPT-симметрии нарушение CP-симметрии требует нарушения симметрии обращения времени или T-симметрии . Несмотря на учет CP-нарушения в Стандартной модели, этого недостаточно для учета наблюдаемой барионной асимметрии Вселенной с учетом ограничений на нарушение барионного числа, а это означает, что необходимы источники , выходящие за рамки Стандартной модели .

Возможный новый источник нарушения СР был обнаружен на Большом адронном коллайдере (БАК) по LHCb сотрудничества в течение первых трех лет работы LHC (начиная марта 2010 года). В эксперименте анализировались распады двух частиц, нижней лямбды (Λ _b ⁰ ) и ее античастицы, и сравнивались распределения продуктов распада. Данные показали асимметрию величин, чувствительных к CP-нарушению, до 20%, что означает нарушение CP-симметрии. Этот анализ необходимо будет подтвердить дополнительными данными из последующих запусков LHC. ^[9]

Взаимодействия из теплового равновесия [ править ]

В сценарии неравновесного распада ^[10] последнее условие гласит, что скорость реакции, которая порождает барионную асимметрию, должна быть меньше скорости расширения Вселенной. В этой ситуации частицы и соответствующие им античастицы не достигают теплового равновесия из-за быстрого расширения, уменьшающего возникновение парной аннигиляции.

Другие объяснения [ править ]

Области вселенной, где преобладает антивещество [ править ]

Другое возможное объяснение кажущейся барионной асимметрии состоит в том, что материя и антивещество по существу разделены на разные, очень удаленные области Вселенной . Первоначально считалось, что образование галактик из антивещества объясняет барионную асимметрию, поскольку на расстоянии атомы антивещества неотличимы от атомов вещества; оба излучают свет (фотоны) одинаково. Однако вдоль границы между областями материи и антивещества аннигиляция (и последующее производство гамма-излучения) будет обнаруживаться в зависимости от расстояния до него и плотности вещества и антивещества. Такие границы, если они существуют, скорее всего, лежат в глубоком межгалактическом пространстве. Установлено, что плотность вещества в межгалактическом пространстве составляет около одного атома на кубический метр. ^{[11] [12]} Предполагая, что это типичная плотность около границы, можно вычислить светимость гамма-излучения в граничной зоне взаимодействия. Таких зон не обнаружено, но 30 лет исследований поставили границы их возможного расположения. На основании такого анализа в настоящее время считается маловероятным, что в какой-либо области наблюдаемой Вселенной преобладает антивещество. ^[4]

Одна попытка объяснить отсутствие наблюдаемых границ раздела между областями, в которых преобладает материя и антивещество, состоит в том, что они разделены слоем Лейденфроста из очень горячего вещества, созданного энергией, выделяющейся при аннигиляции. Это похоже на то, как вода может быть отделена от горячей плиты слоем испаренного пара, задерживая испарение большего количества воды. ^{[ необходима цитата ]}

Электрический дипольный момент [ править ]

Наличие электрического дипольного момента (EDM) в любой фундаментальной частице нарушило бы симметрию как четности (P), так и симметрии времени (T). Таким образом, EDM позволил бы материи и антивеществу распадаться с разной скоростью, что привело бы к возможной асимметрии вещества-антивещества, наблюдаемой сегодня. В настоящее время проводится множество экспериментов по измерению ЭДМ различных физических частиц. Все измерения в настоящее время согласуются с отсутствием дипольного момента. Однако результаты действительно накладывают строгие ограничения на количество нарушений симметрии, которые может допускать физическая модель. Последний предел EDM, опубликованный в 2014 году, был установлен ACME Collaboration, который измерил EDM электрона с помощью импульсного пучка молекул монооксида тория (ThO). ^[13]

Зеркальная анти-вселенная [ править ]

Состояние вселенной, как оно есть, не нарушает CPT-симметрию , потому что Большой взрыв можно рассматривать как двустороннее событие, как классически, так и квантово-механически, состоящее из пары вселенная-антивселенная. Это означает, что эта Вселенная является зарядом (C), четностью (P) и временным (T) образом антивселенной. Эта пара возникла из эпох Большого взрыва, а не непосредственно в горячую эпоху с преобладанием радиации. Антивселенная будет течь назад во времени после Большого взрыва, становясь по мере этого больше, и в ней также будет доминировать антивещество. Его пространственные свойства инвертируются по сравнению с теми , в нашей вселенной, ситуация , аналогичная создание электронно - позитронных пар в вакууме. Эта модель, разработанная физиками из Института теоретической физики Периметра в Канаде , предполагает, что температурные флуктуации космического микроволнового фона (CMB) связаны с квантово-механической природой пространства-времени вблизи сингулярности Большого взрыва. ^[14] Это означает, что точка в будущем нашей Вселенной и точка в далеком прошлом антивселенной будут обеспечивать фиксированные классические точки, в то время как все возможные квантовые перестановки будут существовать между ними. Квантовая неопределенность заставляет Вселенную и антивселенную не быть точными зеркальными отображениями друг друга. ^[15]

Эта модель не показала, может ли она воспроизвести определенные наблюдения, касающиеся сценария инфляции, такие как объяснение однородности космоса в больших масштабах. Однако он дает естественное и простое объяснение темной материи . Такая пара Вселенная-антивселенная будет производить большое количество сверхтяжелых нейтрино , также известных как стерильные нейтрино . Эти нейтрино также могут быть источником недавно наблюдаемых всплесков космических лучей высокой энергии . ^[16]

Параметр барионной асимметрии [ править ]

Тогда перед физическими теориями стоит задача объяснить, как добиться преобладания вещества над антивеществом, а также величину этой асимметрии. Важным количественным показателем является параметр асимметрии ,

${\ displaystyle \ eta = {\ frac {n_ {B} -n _ {\ bar {B}}} {n _ {\ gamma}}}}.}$

Эта величина связывает общую разницу числовой плотности между барионами и антибарионами ( n _B и n _B , соответственно) и плотность фотонов космического фонового излучения n _γ .

Согласно модели Большого взрыва, материя отделилась от космического фонового излучения (CBR) при температуре примерно3000 кельвинов , что соответствует средней кинетической энергии3000 К / (10,08 × 10 ³  К / эВ ) =0,3 эВ . После развязки общее количество фотонов CBR остается постоянным. Следовательно, из-за расширения пространства-времени плотность фотонов уменьшается. Плотность фотонов при равновесной температуре T на кубический сантиметр определяется выражением

${\ displaystyle n _ {\ gamma} = {\ frac {1} {\ pi ^ {2}}} \ left ({\ frac {k_ {B} T} {\ hbar c}} \ right) ^ {3} \ int _ {0} ^ {\ infty} {\ frac {x ^ {2}} {e ^ {x} -1}} \, dx = {\ frac {2 \ zeta (3)} {\ pi ^ {2}}} \ left ({\ frac {k_ {B} T} {\ hbar c}} \ right) ^ {3} \ приблизительно 20,3 \ left ({\ frac {T} {1 {\ text {K }}}} \ right) ^ {3} {\ text {cm}} ^ {- 3},}$

с K _B в качестве постоянной Больцмана , ħ как постоянная Планка , деленная на 2 П и С , как скорость света в вакууме, и z , (3) как постоянная апери . При текущей температуре фотонов CBR2,725 К , это соответствует плотности фотонов n _γ около 411 фотонов CBR на кубический сантиметр.

Следовательно, параметр асимметрии η , как определено выше, не является «хорошим» параметром. Вместо этого предпочтительный параметр асимметрии использует плотность энтропии s ,

${\ displaystyle \ eta _ {s} = {\ frac {n_ {B} -n _ {\ bar {B}}} {s}}}$

потому что плотность энтропии Вселенной оставалась достаточно постоянной на протяжении большей части ее эволюции. Плотность энтропии равна

${\displaystyle s\ {\stackrel {\mathrm {def} }{=}}\ {\frac {\mathrm {entropy} }{\mathrm {volume} }}={\frac {p+\rho }{T}}={\frac {2\pi ^{2}}{45}}g_{*}(T)T^{3}}$

где p и ρ являются давлением и плотностью из тензора плотности энергии T _μν , а g _* - эффективным числом степеней свободы для «безмассовых» частиц (поскольку выполняется mc ² ≪ k _B T ) при температуре T ,

${\displaystyle g_{*}(T)=\sum _{i=\mathrm {bosons} }g_{i}\left({\frac {T_{i}}{T}}\right)^{3}+{\frac {7}{8}}\sum _{j=\mathrm {fermions} }g_{j}{\left({\frac {T_{j}}{T}}\right)}^{3}}$,

для бозонов и фермионов со степенями свободы g _i и g _j при температурах T _i и T _j соответственно. В настоящее время s  = 7,04 н _γ .

См. Также [ править ]

• Бариогенез
• Нарушение CP
• Список нерешенных проблем физики

Ссылки [ править ]