Бариогенез

Ранняя вселенная

Фоны
Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Эпоха кварков Адронная эпоха Эпоха лептона Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные века Звездная эра
Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB) · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)

Компоненты · Структура

Составные части
Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний КХД имеет значение Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темной материи Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальная материя
Состав
Форма вселенной Реионизация · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота

Эксперименты

Бумеранг
Исследователь космического фона (COBE)
Обзор темной энергии
Евклид
Проект Illustris
Обсерватория Веры К. Рубин
Космическая обсерватория Планка
Слоан цифровой обзор неба (SDSS)
Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF")
ВселеннаяМашина
Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)

В физической космологии , бариогенезис это физический процесс , который гипотетически произошли во время ранней Вселенной , чтобы произвести барионной асимметрии , то есть дисбаланс вещества ( барионов ) и антивещество (антибарионов) в наблюдаемой Вселенной . ^[1]

Одна из нерешенных проблем современной физики - преобладание материи над антивеществом во Вселенной . Кажется, что Вселенная в целом имеет отличную от нуля положительную плотность барионного числа, то есть материя существует. Поскольку в космологии предполагается, что частицы, которые мы видим, были созданы с использованием той же физики, которую мы измеряем сегодня, обычно можно ожидать, что общее барионное число должно быть равно нулю, поскольку материя и антивещество должны были быть созданы в равных количествах. Для объяснения этого несоответствия предлагается ряд теоретических механизмов, а именно определение условий, которые способствуют нарушению симметрии и созданию нормальной материи (в отличие от антивещества). Этот дисбаланс должен быть исключительно небольшим, порядка 1 в каждом1 630 000 000 (~ 2 × 10 ⁹ ) частиц через малую долю секунды после Большого взрыва. ^[2] После того, как большая часть вещества и антивещества была аннигилирована, то, что осталось, было всей барионной материей в текущей Вселенной, вместе с гораздо большим количеством бозонов . Однако эксперименты, проведенные в Fermilab в 2010 году, похоже, показывают, что этот дисбаланс намного больше, чем предполагалось ранее. ^[3] Эти эксперименты включали серию столкновений частиц и обнаружили, что количество сгенерированного вещества было примерно на 1% больше, чем количество сгенерированного антивещества. Причина такого расхождения пока неизвестна.

Большинство теорий великого объединения явно нарушают симметрию барионного числа , что объясняет это несоответствие, обычно вызывая реакции, опосредованные очень массивными X-бозонами (
Икс
) или массивные бозоны Хиггса (
ЧАС⁰
). ^[4] Скорость, с которой происходят эти события, во многом определяется массой промежуточного
Икс
или же
ЧАС⁰
частиц, поэтому, если предположить, что эти реакции ответственны за большую часть барионного числа, наблюдаемого сегодня, можно вычислить максимальную массу, выше которой скорость будет слишком медленной, чтобы объяснить присутствие материи сегодня. ^[5] Эти оценки предсказывают, что в большом объеме материала иногда будет наблюдаться спонтанный распад протона , который не наблюдался. Поэтому дисбаланс между веществом и антивеществом остается загадкой.

Теории бариогенеза основаны на различных описаниях взаимодействия между элементарными частицами. Две основные теории - это электрослабый бариогенез ( стандартная модель ), который произойдет в эпоху электрослабого взаимодействия , и бариогенез GUT , который произойдет во время или вскоре после эпохи великого объединения . Для описания таких возможных механизмов используются квантовая теория поля и статистическая физика .

За бариогенезом следует первичный нуклеосинтез , когда начали формироваться атомные ядра .

Нерешенная проблема в физике :

Почему в наблюдаемой Вселенной больше материи, чем антивещества?

(больше нерешенных задач по физике)

Фон [ править ]

Большая часть обычного вещества во Вселенной находится в атомных ядрах , которые состоят из нейтронов и протонов . Эти нуклоны состоят из более мелких частиц, называемых кварками, и эквиваленты антивещества для каждой из них предсказываются уравнением Дирака в 1928 году. ^[6] С тех пор каждый вид антикварка был экспериментально подтвержден. Гипотезы, исследующие первые несколько мгновений Вселенной, предсказывают состав с почти равным количеством кварков и антикварков. ^[7] Когда Вселенная расширилась и остыла до критической температуры примерно 2 × 10 ¹² K , ^[1] кварков объединились в нормальную материю и антивещество и начали аннигилировать до небольшой начальной асимметрии примерно в одну часть из пяти миллиардов, оставив материю вокруг нас. ^[1] Свободные и отдельные индивидуальные кварки и антикварки никогда не наблюдались в экспериментах - кварки и антикварки всегда находятся группами по три ( барионы ) или связаны кварк-антикварковыми парами ( мезоны ). Точно так же нет экспериментальных доказательств того, что в наблюдаемой Вселенной есть какие-либо значительные концентрации антивещества.

Есть две основные интерпретации этого несоответствия: либо Вселенная началась с небольшого предпочтения материи (полное барионное число Вселенной отличалось от нуля), либо Вселенная изначально была совершенно симметричной, но каким-то образом набор явлений способствовал небольшому дисбалансу. в пользу материи с течением времени. Вторая точка зрения предпочтительна, хотя нет четких экспериментальных доказательств, указывающих на то, что какая-либо из них верна.

GUT Бариогенез в условиях Сахарова [ править ]

В 1967 годе Андрей Сахара предложили ^[8] 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 ^[9] и CP-нарушения в системе нейтральных каонов . ^[10] Три необходимых «условия Сахарова»:

Нарушение барионного числа . $B$
C-симметрия и нарушение CP-симметрии .
Взаимодействия из теплового равновесия .

Нарушение барионного числа - необходимое условие для образования избытка барионов над антибарионами. Но нарушение С-симметрии также необходимо, чтобы взаимодействия, которые производят больше барионов, чем антибарионов, не уравновешивались взаимодействиями, которые производят больше антибарионов, чем барионов. Нарушение CP-симметрии аналогично 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. ^[11]

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). ^[12] Чтобы объяснить нарушение барионов в бариогенезе, такие события (включая распад протона) могут происходить в Теориях Великого Объединения (GUT) и $[B,H]=BH-HB=0$ суперсимметричные (SUSY) модели с использованием гипотетических массивных бозонов, таких как X-бозон .

Второе условие - нарушение CP-симметрии - было обнаружено в 1964 году (прямое CP-нарушение, то есть нарушение CP-симметрии в процессе распада, было обнаружено позже, в 1999 году). ^[13] Из-за CPT-симметрии нарушение CP-симметрии требует нарушения симметрии обращения времени или T-симметрии .

В сценарии неравновесного распада ^[14] последнее условие гласит, что скорость реакции, порождающей 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.

Бариогенез в рамках стандартной модели [ править ]

Стандартная модель может включать в себя бариогенезис, хотя сумма чистых барионов (и лептоны) , таким образом , создается не может быть достаточным для учета настоящей барионной асимметрии. В ранней Вселенной требуется один избыточный кварк на миллиард кварк-антикварковых пар, чтобы обеспечить всю наблюдаемую материю во Вселенной. ^[1] Этот недостаток еще не получил объяснения ни теоретически, ни каким-либо иным образом.

Бариогенез в стандартной модели требует электрослабого нарушения симметрии быть первого порядка фазового перехода , так как в противном случае сфалероны вытирать любой барионной асимметрии , что произошло до фазового перехода. Помимо этого, оставшееся количество взаимодействий, не сохраняющих барионы, ничтожно мало. ^[15]

Доменная стенка фазового перехода спонтанно нарушает P-симметрию , позволяя взаимодействиям, нарушающим CP-симметрию, нарушать C-симметрию с обеих сторон. Кварки имеют тенденцию накапливаться на стороне разорванной фазы доменной стенки, в то время как антикварки имеют тенденцию накапливаться на стороне непрерывной фазы. ^[11] Из-за нарушения СР-симметрии электрослабых взаимодействий, некоторые амплитуды с участием кварков не равны соответствующим амплитудам с участием антикварков, а скорее имеют противофазу (см. Матрицу CKM и Kaon ); поскольку при обращении времени амплитуда становится комплексно сопряженной, CPT-симметрия сохраняется во всем этом процессе.

Хотя некоторые из их амплитуд имеют противоположные фазы, и кварки, и антикварки имеют положительную энергию и, следовательно, приобретают одну и ту же фазу при движении в пространстве-времени. Эта фаза также зависит от их массы, которая идентична, но зависит как от аромата, так и от VEV Хиггса, который изменяется вдоль доменной стенки. ^[16] Таким образом, определенные суммы амплитуд кварков имеют разные абсолютные значения по сравнению с амплитудами антикварков. В целом кварки и антикварки могут иметь разные вероятности отражения и прохождения через доменную стенку, и оказывается, что передается больше кварков, приходящих из непрерывной фазы, по сравнению с антикварками.

Таким образом, через доменную стенку возникает чистый барионный поток. Из-за переходов сфалеронов, которых много в непрерывной фазе, чистое антибарионное содержание непрерывной фазы стирается, поскольку антибарионы превращаются в лептоны. ^[17] Однако сфалероны в фазе разрыва достаточно редки, чтобы не стереть там избыток барионов. Всего происходит чистое создание барионов (а также лептонов).

В этом сценарии непертурбативные электрослабые взаимодействия (т.е. сфалерон) ответственны за B-нарушение, пертурбативный электрослабый лагранжиан отвечает за CP-нарушение, а доменная стенка отвечает за отсутствие теплового равновесия и P- нарушение; вместе с CP-нарушением он также создает C-нарушение на каждой из своих сторон. ^[18]

Содержание материи во вселенной [ править ]

Центральный вопрос бариогенезиса - это то, что вызывает предпочтение материи антивеществу во Вселенной, а также величину этой асимметрии. Важным количественным показателем является параметр асимметрии , определяемый выражением

\eta ={\frac {n_{B}-n_{\bar {B}}}{n_{\gamma }}}

где $n B$ и $n B$ относятся к плотности числа барионов и антибарионов соответственно, а $n γ$ - плотность числа фотонов космического фонового излучения . ^[19]

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

n_{\gamma }={\frac {1}{\pi ^{2}}}{\left({\frac {k_{B}T}{\hbar c}}\right)}^{3}\int _{0}^{\infty }{\frac {x^{2}}{e^{x}-1}}\operatorname {d} x={\frac {2\zeta (3)}{\pi ^{2}}}{\left({\frac {k_{B}T}{\hbar c}}\right)}^{3}\approx 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 . ^[19] 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 «лучшим» параметром. Вместо этого предпочтительный параметр асимметрии использует плотность энтропии $s$ ,

\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

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

где $p$ и $ρ$ - давление и плотность из тензора плотности энергии $T μν$ , а $g ⁎$ - эффективное число степеней свободы для "безмассовых" частиц при температуре $T$ (при условии, что $mc$ ² ≪ $k B T$ ),

g_{\text{⁎}}(T)=\sum _{\mathrm {i=bosons} }g_{i}{\left({\frac {T_{i}}{T}}\right)}^{3}+{\frac {7}{8}}\sum _{\mathrm {j=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 настоящую эпоху $s$ =7,04 $n γ$ . ^[19]

Текущие исследования [ править ]

Связь с темной материей [ править ]

Возможное объяснение причины бариогенеза - реакция распада B-мезогенеза. Этот феномен предполагает, что в ранней Вселенной такие частицы, как B-мезон, распадаются на видимый барион Стандартной модели, а также на темный антибарион, который невидим для современных методов наблюдения. ^[20] Процесс начинается с предположения о массивной долгоживущей скалярной частице, которая существовала в ранней Вселенной до нуклеосинтеза Большого взрыва. ^[21] Точное поведение пока неизвестно, но предполагается, что он распадается на b- кварки и антикварки в условиях вне теплового равновесия, таким образом удовлетворяя одному условию Сахарова. Эти б $\Phi$ $\Phi$ кварки образуют B-мезоны, которые немедленно адронизируются в осциллирующие CP-нарушающие состояния, удовлетворяя, таким образом, другому условию Сахарова. ^[22] Затем эти осциллирующие мезоны распадаются на пару барион-темный антибарион, упомянутую ранее , где родительский B-мезон, темный антибарион, видимый барион и любые дочерние дочерние легкие мезоны, необходимые для соблюдения других требований сохранения. законы распада этой частицы. ^[20] $B_{s}^{0}-{\bar {B}}_{s}^{0}$ $B\rightarrow \psi {\mathcal {B}}{\mathcal {M}}$ $B$ $\psi$ ${\mathcal {B}}$ ${\mathcal {M}}$ Если этот процесс происходит достаточно быстро, эффект CP-нарушения переносится на сектор темной материи. Однако это противоречит (или, по крайней мере, бросает вызов) последнему условию Сахарова, поскольку ожидаемое предпочтение материи в видимой Вселенной уравновешивается новым предпочтением антивещества в темной материи Вселенной, и полное барионное число сохраняется. ^[21]

В-мезогенез приводит к отсутствию энергии между начальным и конечным состояниями процесса распада, что, если его зарегистрировать, может предоставить экспериментальные доказательства существования темной материи. Лаборатории элементарных частиц, оснащенные фабриками B-мезонов, такими как Belle и BaBar , чрезвычайно чувствительны к распадам B-мезонов с отсутствием энергии и в настоящее время имеют возможность обнаружить канал. ^[23]^[24] БАК также способен искать для этого взаимодействия , поскольку он производит несколько порядков более B-мезонов , чем Belle или BaBar, но есть больше проблем с уменьшенным контролем над В-мезонах начальной энергией в ускорителе . ^[20] $B\rightarrow \psi {\mathcal {B}}{\mathcal {M}}$

См. Также [ править ]

Механизм Аффлека – Дайна
Антропный принцип
Большой взрыв
Хронология Вселенной
Нарушение CP
Лептогенез (физика)
Лептон

Ссылки [ править ]

Статьи [ править ]

^ а б в г Лиддл, Эндрю (2015). Введение в современную космологию (3-е изд.). Хобокен: Вайли. ISBN 978-1-118-69027-7. OCLC 905985679 .
^ Перес, Павел Филевьез; Мургуи, Клара; Плащенсия, Алексис Д. (24 марта 2021 г.). «Бариогенез через лептогенез: спонтанное нарушение B и L» . arXiv: 2103.13397 [hep-ex, физика: hep-ph] .
↑ В. М. Абазов; и другие. (2010). «Свидетельства аномальной асимметрии заряда димюона одного знака». Physical Review D . 82 (3): 032001. arXiv : 1005.2757 . Bibcode : 2010PhRvD..82c2001A . DOI : 10.1103 / PhysRevD.82.032001 . PMID 20868090 . S2CID 10661879 .
^ Гош, Авируп; Гош, Глубокий; Мухопадхьяй, Сатьянараян (2021-03-05). «Роль CP-сохраняющих аннигиляций в генерации космологической асимметрии частица-античастица» . arXiv: 2103.03650 [астрофизика, физика: геп-ф] .
^ Басс, Стивен Д .; Де Рок, Альберт; Кадо, Маруми (2021-04-14). «Бозон Хиггса - его значение и перспективы для будущих открытий» . arXiv: 2104.06821 [hep-ex, физика: hep-ph] .
^ Дирак (1928). «Квантовая теория электрона» . Труды Королевского общества Лондона . 117 (778): 610–624. Bibcode : 1928RSPSA.117..610D . DOI : 10.1098 / RSPA.1928.0023 .
^ Саркар, Utpal (2007). Физика элементарных частиц и астрономических частиц . CRC Press . п. 429. ISBN. 978-1-58488-931-1.
↑ А.Д. Сахаров (1967). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной» . Журнал экспериментальной и теоретической физики Letters . 5 : 24–27.и на русском языке, А.Д. Сахаров (1967). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной» . ЖЭТФ Письма . 5 : 32–35.переиздан как А.Д. Сахаров (1991). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной» . Успехи советской физики (на русском и английском языках). 34 (5): 392–393. Bibcode : 1991SvPhU..34..392S . DOI : 10.1070 / PU1991v034n05ABEH002497 .
^ AA Penzias ; Р. В. Уилсон (1965). «Измерение избыточной температуры антенны при 4080 Мс / с». Астрофизический журнал . 142 : 419–421. Полномочный код : 1965ApJ ... 142..419P . DOI : 10.1086 / 148307 .
^ JW Cronin ; VL Fitch ; и другие. (1964). "Свидетельства 2π-распадаK0 2мезон " . Physical Review Letters . 13 (4): 138–140. Bibcode : 1964PhRvL..13..138C . doi : 10.1103 / PhysRevLett.13.138 .
^ a b М. Е. Шапошников; Г. Р. Фаррар (1993). «Барионная асимметрия Вселенной в минимальной стандартной модели». Письма с физическим обзором . 70 (19): 2833–2836. arXiv : hep-ph / 9305274 . Bibcode : 1993PhRvL..70.2833F . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.70.2833 . PMID 10053665 . S2CID 15937666 .
^ Бубакир, А .; Aissaoui, H .; Мебарки, Н. (18.02.2021). «Сильный фазовый переход первого порядка и нарушение $ B $ в компактной модели 341» . arXiv: 2102.09931 [hep-ph, физика: hep-th] .
^ Гриффитс, Дэвид Дж. (2008). Введение в элементарные частицы (2-е изд.). Вайнхайм [Германия]: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40601-2. OCLC 248969635 .
^ А. Риотто; М. Тродден (1999). «Недавний прогресс в бариогенезе» . Ежегодный обзор ядерной науки и физики элементарных частиц . 49 : 46. arXiv : hep-ph / 9901362 . Bibcode : 1999ARNPS..49 ... 35R . DOI : 10.1146 / annurev.nucl.49.1.35 . S2CID 10901646 .
^ В.А. Кузьмин ; В.А. Рубаков; М.Е. Шапошников (1985). «Об аномальном электрослабом несохранении барионного числа в ранней Вселенной». Физика Письма Б . 155 (1–2): 36–42. Bibcode : 1985PhLB..155 ... 36K . DOI : 10.1016 / 0370-2693 (85) 91028-7 .
^ Напевают, Джуна; Ховард, Джессика Н .; Ипек, Сейда; Тейт, Тимоти, депутат (31 марта 2020 г.). «Бариогенез КХД» . Physical Review D . 101 (5): 055042. DOI : 10,1103 / PhysRevD.101.055042 . ISSN 2470-0010 .
^ Фудзикура, Кохей; Харигая, Кейсуке; Накаи, Юичиро; Ван, Жоцюань (8 марта 2021 г.). «Электрослабоподобный бариогенез с новой хиральной материей» . arXiv: 2103.05005 [астрофизика, физика: геп-ф] .
^ Куртин, Дэвид; Джайсвал, Прерит; Мид, Патрик (01.08.2012). «Исключение электрослабого бариогенеза в MSSM» . Журнал физики высоких энергий . 2012 (8): 5. DOI : 10.1007 / JHEP08 (2012) 005 . ISSN 1029-8479 .
^ a b c Клайн, Джеймс М. (22 ноября 2006 г.). «Бариогенез» . arXiv: hep-ph / 0609145 .
^ a b c Алонсо-Альварес, Гонсало; Элор, Джилли; Эскудеро, Мигель (07.01.2021). "Коллайдерные сигналы бариогенезиса и темной материи из $ B $ -мезонов: путь к открытию" . arXiv: 2101.02706 [астрофизика, физика: hep-ex, физика: hep-ph] .
^ a b Элор, Джилли; Эскудеро, Мигель; Нельсон, Энн Э. (20 февраля 2019 г.). «Бариогенез и темная материя из $ B $ -мезонов» . Physical Review D . 99 (3): 035031. DOI : 10,1103 / PhysRevD.99.035031 . ISSN 2470-0010 .
^ Группа данных по частицам; Танабаши, М .; Hagiwara, K .; Hikasa, K .; Накамура, К .; Сумино, Ю. Takahashi, F .; Tanaka, J .; Агаше, К .; Aielli, G .; Амслер, К. (17 августа 2018 г.). «Обзор физики элементарных частиц» . Physical Review D . 98 (3): 030001. DOI : 10,1103 / PhysRevD.98.030001 .
^ BABAR Сотрудничество; Lees, JP; Пуаро, В .; Тиссеран, В .; Grauges, E .; Palano, A .; Eigen, G .; Стугу, Б .; Браун, DN; Kerth, LT; Коломенский, Ю. Г. (05.06.2013). "Найдите $ B \ suremath {\ rightarrow} {K} ^ {\ mathbf {(} * \ mathbf {)}} \ suremath {\ nu} \ overline {\ suremath {\ nu}} $ и невидимые распады кваркония" . Physical Review D . 87 (11): 112005. DOI : 10,1103 / PhysRevD.87.112005 .
^ Belle Collaboration; Lutz, O .; Neubauer, S .; Черт возьми, М .; Kuhr, T .; Zupanc, A .; Адачи, I .; Aihara, H .; Аснер, DM; Аушев, Т .; Азиз, Т. (27.06.2013). "Найдите $ B \ suremath {\ rightarrow} {h} ^ {(*)} \ suremath {\ nu} \ overline {\ suremath {\ nu}} $ с полным значением Belle $ \ suremath {\ Upsilon} (4S ) $ образец данных " . Physical Review D . 87 (11): 111103. DOI : 10,1103 / PhysRevD.87.111103 .

Учебники [ править ]

Э. У. Колб и М. С. Тернер (1994). Ранняя Вселенная . Издательство "Персей" . ISBN 978-0-201-62674-2.

Препринты [ править ]

А.Д. Долгов (1997). «Бариогенез, 30 лет спустя». Обзоры по физике высоких энергий . 13 (1–3): 83–117. arXiv : hep-ph / 9707419 . Bibcode : 1998SHEP ... 13 ... 83D . DOI : 10.1080 / 01422419808240874 . S2CID 119499400 .
А. Риотто (1998). «Теории бариогенеза». Физика высоких энергий и космология : 326. arXiv : hep-ph / 9807454 . Bibcode : 1999hepc.conf..326R .
М. Тродден (1999). «Электрослабый бариогенез». Обзоры современной физики . 71 (5): 1463–1500. arXiv : hep-ph / 9803479 . Bibcode : 1999RvMP ... 71.1463T . DOI : 10.1103 / RevModPhys.71.1463 . S2CID 17275359 .

[:0-1] а б в г Лиддл, Эндрю (2015). Введение в современную космологию (3-е изд.). Хобокен: Вайли. ISBN 978-1-118-69027-7. OCLC 905985679 .

[2] Перес, Павел Филевьез; Мургуи, Клара; Плащенсия, Алексис Д. (24 марта 2021 г.). «Бариогенез через лептогенез: спонтанное нарушение B и L» . arXiv: 2103.13397 [hep-ex, физика: hep-ph] .

[3] В. М. Абазов; и другие. (2010). «Свидетельства аномальной асимметрии заряда димюона одного знака». Physical Review D . 82 (3): 032001. arXiv : 1005.2757 . Bibcode : 2010PhRvD..82c2001A . DOI : 10.1103 / PhysRevD.82.032001 . PMID 20868090 . S2CID 10661879 .

[4] Гош, Авируп; Гош, Глубокий; Мухопадхьяй, Сатьянараян (2021-03-05). «Роль CP-сохраняющих аннигиляций в генерации космологической асимметрии частица-античастица» . arXiv: 2103.03650 [астрофизика, физика: геп-ф] .

[5] Басс, Стивен Д .; Де Рок, Альберт; Кадо, Маруми (2021-04-14). «Бозон Хиггса - его значение и перспективы для будущих открытий» . arXiv: 2104.06821 [hep-ex, физика: hep-ph] .

[Dirac1928-6] Дирак (1928). «Квантовая теория электрона» . Труды Королевского общества Лондона . 117 (778): 610–624. Bibcode : 1928RSPSA.117..610D . DOI : 10.1098 / RSPA.1928.0023 .

[7] Саркар, Utpal (2007). Физика элементарных частиц и астрономических частиц . CRC Press . п. 429. ISBN. 978-1-58488-931-1.

[Sakharov1967-8] А.Д. Сахаров (1967). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной» . Журнал экспериментальной и теоретической физики Letters . 5 : 24–27.и на русском языке, А.Д. Сахаров (1967). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной» . ЖЭТФ Письма . 5 : 32–35.переиздан как А.Д. Сахаров (1991). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной» . Успехи советской физики (на русском и английском языках). 34 (5): 392–393. Bibcode : 1991SvPhU..34..392S . DOI : 10.1070 / PU1991v034n05ABEH002497 .

[PenziasWilson1965-9] AA Penzias ; Р. В. Уилсон (1965). «Измерение избыточной температуры антенны при 4080 Мс / с». Астрофизический журнал . 142 : 419–421. Полномочный код : 1965ApJ ... 142..419P . DOI : 10.1086 / 148307 .

[CroninFitch1964-10] JW Cronin ; VL Fitch ; и другие. (1964). "Свидетельства 2π-распадаK0 2мезон " . Physical Review Letters . 13 (4): 138–140. Bibcode : 1964PhRvL..13..138C . doi : 10.1103 / PhysRevLett.13.138 .

[FarrarShaposhnikov1993-11] М. Е. Шапошников; Г. Р. Фаррар (1993). «Барионная асимметрия Вселенной в минимальной стандартной модели». Письма с физическим обзором . 70 (19): 2833–2836. arXiv : hep-ph / 9305274 . Bibcode : 1993PhRvL..70.2833F . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.70.2833 . PMID 10053665 . S2CID 15937666 .

[12] Бубакир, А .; Aissaoui, H .; Мебарки, Н. (18.02.2021). «Сильный фазовый переход первого порядка и нарушение $ B $ в компактной модели 341» . arXiv: 2102.09931 [hep-ph, физика: hep-th] .

[13] Гриффитс, Дэвид Дж. (2008). Введение в элементарные частицы (2-е изд.). Вайнхайм [Германия]: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40601-2. OCLC 248969635 .

[Riotto99-14] А. Риотто; М. Тродден (1999). «Недавний прогресс в бариогенезе» . Ежегодный обзор ядерной науки и физики элементарных частиц . 49 : 46. arXiv : hep-ph / 9901362 . Bibcode : 1999ARNPS..49 ... 35R . DOI : 10.1146 / annurev.nucl.49.1.35 . S2CID 10901646 .

[KRS1985-15] В.А. Кузьмин ; В.А. Рубаков; М.Е. Шапошников (1985). «Об аномальном электрослабом несохранении барионного числа в ранней Вселенной». Физика Письма Б . 155 (1–2): 36–42. Bibcode : 1985PhLB..155 ... 36K . DOI : 10.1016 / 0370-2693 (85) 91028-7 .

[16] Напевают, Джуна; Ховард, Джессика Н .; Ипек, Сейда; Тейт, Тимоти, депутат (31 марта 2020 г.). «Бариогенез КХД» . Physical Review D . 101 (5): 055042. DOI : 10,1103 / PhysRevD.101.055042 . ISSN 2470-0010 .

[17] Фудзикура, Кохей; Харигая, Кейсуке; Накаи, Юичиро; Ван, Жоцюань (8 марта 2021 г.). «Электрослабоподобный бариогенез с новой хиральной материей» . arXiv: 2103.05005 [астрофизика, физика: геп-ф] .

[18] Куртин, Дэвид; Джайсвал, Прерит; Мид, Патрик (01.08.2012). «Исключение электрослабого бариогенеза в MSSM» . Журнал физики высоких энергий . 2012 (8): 5. DOI : 10.1007 / JHEP08 (2012) 005 . ISSN 1029-8479 .

[:1-19] Клайн, Джеймс М. (22 ноября 2006 г.). «Бариогенез» . arXiv: hep-ph / 0609145 .

[:2-20] Алонсо-Альварес, Гонсало; Элор, Джилли; Эскудеро, Мигель (07.01.2021). "Коллайдерные сигналы бариогенезиса и темной материи из $ B $ -мезонов: путь к открытию" . arXiv: 2101.02706 [астрофизика, физика: hep-ex, физика: hep-ph] .

[:3-21] Элор, Джилли; Эскудеро, Мигель; Нельсон, Энн Э. (20 февраля 2019 г.). «Бариогенез и темная материя из $ B $ -мезонов» . Physical Review D . 99 (3): 035031. DOI : 10,1103 / PhysRevD.99.035031 . ISSN 2470-0010 .

[22] Группа данных по частицам; Танабаши, М .; Hagiwara, K .; Hikasa, K .; Накамура, К .; Сумино, Ю. Takahashi, F .; Tanaka, J .; Агаше, К .; Aielli, G .; Амслер, К. (17 августа 2018 г.). «Обзор физики элементарных частиц» . Physical Review D . 98 (3): 030001. DOI : 10,1103 / PhysRevD.98.030001 .

[23] BABAR Сотрудничество; Lees, JP; Пуаро, В .; Тиссеран, В .; Grauges, E .; Palano, A .; Eigen, G .; Стугу, Б .; Браун, DN; Kerth, LT; Коломенский, Ю. Г. (05.06.2013). "Найдите $ B \ suremath {\ rightarrow} {K} ^ {\ mathbf {(} * \ mathbf {)}} \ suremath {\ nu} \ overline {\ suremath {\ nu}} $ и невидимые распады кваркония" . Physical Review D . 87 (11): 112005. DOI : 10,1103 / PhysRevD.87.112005 .

[24] Belle Collaboration; Lutz, O .; Neubauer, S .; Черт возьми, М .; Kuhr, T .; Zupanc, A .; Адачи, I .; Aihara, H .; Аснер, DM; Аушев, Т .; Азиз, Т. (27.06.2013). "Найдите $ B \ suremath {\ rightarrow} {h} ^ {(*)} \ suremath {\ nu} \ overline {\ suremath {\ nu}} $ с полным значением Belle $ \ suremath {\ Upsilon} (4S ) $ образец данных " . Physical Review D . 87 (11): 111103. DOI : 10,1103 / PhysRevD.87.111103 .

vтеХронология Большого взрыва
Хронология Вселенной	Большой взрыв Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха ( инфляционная эпоха , повторное нагревание , бариогенез ) Эпоха кварков Адронная эпоха Эпоха лептона Фотонная эпоха ( нуклеосинтез Большого взрыва , господство материи , рекомбинация ) Темные века Жилая эпоха Реионизация
Судьба вселенной	Большой хруст Большой разрыв Тепловая смерть вселенной
Графическая шкала Большого взрыва