En cosmología física , la bariogénesis es el proceso físico que se supone que tuvo lugar durante el universo temprano para producir asimetría bariónica , es decir, el desequilibrio de materia ( bariones ) y antimateria (antibariones) en el universo observado . [1]
Uno de los problemas sobresalientes de la física moderna es el predominio de la materia sobre la antimateria en el universo . El universo, en su conjunto, parece tener una densidad numérica de bariones positiva distinta de cero, es decir, la materia existe. Dado que en cosmología se asume que las partículas que vemos fueron creadas usando la misma física que medimos hoy, normalmente se esperaría que el número total de bariones fuera cero, ya que la materia y la antimateria deberían haberse creado en cantidades iguales. Se proponen varios mecanismos teóricos para explicar esta discrepancia, a saber, identificar las condiciones que favorecen la ruptura de la simetría y la creación de materia normal (en oposición a la antimateria). Este desequilibrio tiene que ser excepcionalmente pequeño, del orden de 1 en cada1 630 000 000 (~ 2 × 10 9 ) partículas una pequeña fracción de segundo después del Big Bang. [2] Después de que la mayor parte de la materia y la antimateria fueron aniquiladas, lo que quedó fue toda la materia bariónica en el universo actual, junto con un número mucho mayor de bosones . Sin embargo, los experimentos informados en 2010 en Fermilab parecen mostrar que este desequilibrio es mucho mayor de lo que se suponía anteriormente. [3] Estos experimentos involucraron una serie de colisiones de partículas y encontraron que la cantidad de materia generada era aproximadamente un 1% mayor que la cantidad de antimateria generada. La razón de esta discrepancia aún se desconoce.
La mayoría de las grandes teorías unificadas rompen explícitamente la simetría del número bariónico , lo que explicaría esta discrepancia, invocando típicamente reacciones mediadas por bosones X muy masivos (
X
) o bosones de Higgs masivos (
H0
). [4] La velocidad a la que ocurren estos eventos se rige en gran medida por la masa del intermedio
X
o
H0
partículas, así que asumiendo que estas reacciones son responsables de la mayoría del número de bariones visto hoy, se puede calcular una masa máxima por encima de la cual la velocidad sería demasiado lenta para explicar la presencia de materia en la actualidad. [5] Estas estimaciones predicen que un gran volumen de material exhibirá ocasionalmente una desintegración de protones espontánea , que no se ha observado. Por tanto, el desequilibrio entre materia y antimateria sigue siendo un misterio.
Las teorías de la bariogénesis se basan en diferentes descripciones de la interacción entre partículas fundamentales. Dos teorías principales son la bariogénesis electrodébil ( modelo estándar ), que ocurriría durante la época electrodébil , y la bariogénesis GUT , que ocurriría durante o poco después de la época de la gran unificación . La teoría cuántica de campos y la física estadística se utilizan para describir estos posibles mecanismos.
A la bariogénesis le sigue la nucleosíntesis primordial , cuando comienzan a formarse los núcleos atómicos .
¿Por qué el universo observable tiene más materia que antimateria?
Fondo
La mayor parte de la materia ordinaria del universo se encuentra en núcleos atómicos , que están formados por neutrones y protones . Estos nucleones están formados por partículas más pequeñas llamadas quarks, y la ecuación de Dirac predice que existen equivalentes de antimateria para cada uno de ellos en 1928. [6] Desde entonces, cada tipo de antiquark ha sido verificado experimentalmente. Las hipótesis que investigan los primeros instantes del universo predicen una composición con un número casi igual de quarks y antiquarks. [7] Una vez que el universo se expandió y enfrió a una temperatura crítica de aproximadamente2 × 10 12 K , [1] quarks se combinaron en materia normal y antimateria y procedieron a aniquilarse hasta la pequeña asimetría inicial de aproximadamente una parte en cinco mil millones, dejando la materia a nuestro alrededor. [1] Los quarks y antiquarks individuales libres y separados nunca se han observado en experimentos; los quarks y antiquarks siempre se encuentran en grupos de tres ( bariones ), o unidos en pares quark-antiquark ( mesones ). Del mismo modo, no hay evidencia experimental de que haya concentraciones significativas de antimateria en el universo observable.
Hay dos interpretaciones principales para esta disparidad: o el universo comenzó con una pequeña preferencia por la materia (número bariónico total del universo diferente de cero), o el universo era originalmente perfectamente simétrico, pero de alguna manera un conjunto de fenómenos contribuyó a un pequeño desequilibrio. a favor de la materia a lo largo del tiempo. Se prefiere el segundo punto de vista, aunque no hay evidencia experimental clara que indique que ninguno de ellos sea el correcto.
Bariogénesis GUT en condiciones de Sajarov
En 1967, Andrei Sakharov propuso [8] un conjunto de tres condiciones necesarias que una interacción generadora de bariones debe satisfacer para producir materia y antimateria a diferentes velocidades. Estas condiciones se inspiraron en los recientes descubrimientos de la radiación cósmica de fondo [9] y la violación de CP en el sistema de kaones neutros . [10] Las tres "condiciones de Sajarov" necesarias son:
- Número bariónico violación.
- C-simetría y CP-simetría violación.
- Interacciones fuera de equilibrio térmico .
La violación del número de bariones es una condición necesaria para producir un exceso de bariones sobre los anti-bariones. Pero la violación de la simetría C también es necesaria para que las interacciones que producen más bariones que anti-bariones no sean contrarrestadas por interacciones que producen más anti-bariones que bariones. La violación de la simetría CP se requiere de manera similar porque, de lo contrario , se producirían cantidades iguales de bariones zurdos y anti-bariones diestros , así como números iguales de anti-bariones zurdos y bariones diestros. Finalmente, las interacciones deben estar fuera de equilibrio térmico, ya que de lo contrario la simetría CPT aseguraría la compensación entre procesos aumentando y disminuyendo el número de bariones. [11]
Actualmente, no hay evidencia experimental de interacciones de partículas en las que la conservación del número de bariones se rompa de manera perturbativa : esto parecería sugerir que todas las reacciones de partículas observadas tienen el mismo número de bariones antes y después. Matemáticamente, el conmutador del operador cuántico del número bariónico con el modelo estándar hamiltoniano (perturbativo) es cero:. Sin embargo, se sabe que el Modelo Estándar viola la conservación del número de bariones solo de manera no perturbativa: una anomalía global U (1). [12] cuenta Para para baryon violación en bariogénesis, tales eventos (incluyendo la desintegración del protón) puede ocurrir en Teorías Gran Unificación (agallas) y supersimétricas modelos (SUSY) a través de bosones masivos hipotéticos como el Higgs X .
La segunda condición, violación de la simetría CP, se descubrió en 1964 (la violación directa de CP, es decir, la violación de la simetría CP en un proceso de desintegración, se descubrió más tarde, en 1999). [13] Debido a CPT simetría, la violación de CP-simetría exige violación de simetría de inversión del tiempo, o T-simetría .
En el escenario de desintegración fuera de equilibrio, [14] la última condición establece que la velocidad de una reacción que genera asimetría bariónica debe ser menor que la velocidad de expansión del universo. En esta situación, las partículas y sus correspondientes antipartículas no alcanzan el equilibrio térmico debido a la rápida expansión que disminuye la ocurrencia de aniquilación de pares.
Bariogénesis dentro del modelo estándar
El Modelo Estándar puede incorporar bariogénesis, aunque la cantidad de bariones netos (y leptones) así creados puede no ser suficiente para explicar la actual asimetría bariónica. Se requiere un exceso de un quark por mil millones de pares de quark-antiquark en el universo temprano para proporcionar toda la materia observada en el universo. [1] Esta insuficiencia aún no ha sido explicada, teóricamente o de otra manera.
La bariogénesis dentro del modelo estándar requiere que la ruptura de la simetría electrodébil sea una transición de fase de primer orden , ya que de lo contrario los esfalerones borran cualquier asimetría bariónica que haya ocurrido hasta la transición de fase. Más allá de esto, la cantidad restante de interacciones no conservadoras de bariones es insignificante. [15]
La pared del dominio de transición de fase rompe la simetría P de forma espontánea, lo que permite que las interacciones que violan la simetría CP rompan la simetría C en ambos lados. Los quarks tienden a acumularse en el lado de la fase rota de la pared del dominio, mientras que los anti-quarks tienden a acumularse en el lado de la fase ininterrumpida. [11] Debido a que la simetría CP viola las interacciones electrodébiles, algunas amplitudes que involucran quarks no son iguales a las amplitudes correspondientes que involucran a anti-quarks, sino que tienen una fase opuesta (ver matriz CKM y Kaon ); dado que la inversión del tiempo toma una amplitud a su conjugado complejo, la simetría CPT se conserva en todo este proceso.
Aunque algunas de sus amplitudes tienen fases opuestas, tanto los quarks como los anti-quarks tienen energía positiva y, por lo tanto, adquieren la misma fase a medida que se mueven en el espacio-tiempo. Esta fase también depende de su masa, que es idéntica pero depende tanto del sabor como del VEV de Higgs que cambia a lo largo de la pared del dominio. [16] Por lo tanto, ciertas sumas de amplitudes de los quarks tienen valores absolutos diferentes en comparación con los de los anti-quarks. En total, los quarks y anti-quarks pueden tener diferentes probabilidades de reflexión y transmisión a través del muro de dominio, y resulta que se transmiten más quarks provenientes de la fase ininterrumpida en comparación con los anti-quarks.
Por tanto, existe un flujo bariónico neto a través de la pared del dominio. Debido a las transiciones de los esfalerones, que son abundantes en la fase ininterrumpida, el contenido anti-bariónico neto de la fase ininterrumpida se elimina a medida que los anti-bariones se transforman en leptones. [17] Sin embargo, los esfalerones son lo suficientemente raros en la fase rota como para no eliminar el exceso de bariones allí. En total, existe una creación neta de bariones (así como de leptones).
En este escenario, las interacciones electrodébiles no perturbativas (es decir, el esfalerón) son responsables de la violación B, el lagrangiano electrodébil perturbativo es responsable de la violación CP, y la pared del dominio es responsable de la falta de equilibrio térmico y la P- violación; junto con la infracción CP también crea una infracción C en cada uno de sus lados. [18]
Contenido de materia en el universo
La pregunta central de la bariogénesis es qué causa la preferencia por la materia sobre la antimateria en el universo, así como la magnitud de esta asimetría. Un cuantificador importante es el parámetro de asimetría , dado por
donde n B y n B se refieren a la densidad numérica de bariones y antibariones respectivamente y n γ es la densidad numérica de fotones de radiación de fondo cósmico . [19]
Según el modelo del Big Bang, la materia se separó de la radiación cósmica de fondo (CBR) a una temperatura de aproximadamente3000 kelvin , correspondiente a una energía cinética media de3000 K / (10.08 × 10 3 K / eV ) =0,3 eV . Después del desacoplamiento, el número total de fotones CBR permanece constante. Por lo tanto, debido a la expansión del espacio-tiempo, la densidad de fotones disminuye. La densidad de fotones a la temperatura de equilibrio T por centímetro cúbico viene dada por
- ,
con k B como la constante de Boltzmann , ħ como la constante de Planck dividida por 2 π y c como la velocidad de la luz en el vacío, y ζ (3) como la constante de Apéry . [19] A la temperatura actual del fotón CBR de2.725 K , esto corresponde a una densidad de fotones n γ de alrededor de 411 fotones CBR por centímetro cúbico.
Por lo tanto, el parámetro de asimetría η , como se definió anteriormente, no es el "mejor" parámetro. En cambio, el parámetro de asimetría preferido usa la densidad de entropía s ,
porque la densidad de entropía del universo se mantuvo razonablemente constante durante la mayor parte de su evolución. La densidad de entropía es
con p y ρ como la presión y la densidad del tensor de densidad de energía T μν , y g ⁎ como el número efectivo de grados de libertad para partículas "sin masa" a la temperatura T (en la medida en que mc 2 ≪ k B T se mantenga),
- ,
para bosones y fermiones con g i y g j grados de libertad a las temperaturas T i y T j respectivamente. En la época actual, s =7,04 n γ . [19]
Esfuerzos de investigación en curso
Vínculos con la materia oscura
Una posible explicación de la causa de la bariogénesis es la reacción de desintegración de la B-mesogénesis. Este fenómeno sugiere que en el universo temprano, partículas como el mesón B se desintegran en un barión visible del Modelo Estándar, así como en un antibiótico oscuro que es invisible para las técnicas de observación actuales. [20] El proceso comienza asumiendo una partícula escalar masiva y de larga duración.que existe en el universo temprano antes de la nucleosíntesis del Big Bang. [21] El comportamiento exacto dees aún desconocido, pero se supone que decae en quarks b y antiquarks en condiciones fuera del equilibrio térmico, satisfaciendo así una condición de Sajarov. Estos quarks b se forman en mesones B, que inmediatamente se hadronizan en oscilaciones que violan el CP.afirma, satisfaciendo así otra condición de Sajarov. [22] Estos mesones oscilantes luego se descomponen en el par barión-antibarión oscuro mencionado anteriormente,, dónde es el mesón B padre, es el antibaryon oscuro, es el barión visible, y es cualquier mesón hijas extra ligero requerido para satisfacer otras leyes de conservación en esta desintegración de partículas. [20] Si este proceso ocurre lo suficientemente rápido, el efecto de violación de CP se traslada al sector de materia oscura. Sin embargo, esto contradice (o al menos desafía) la última condición de Sajarov, ya que la preferencia de materia esperada en el universo visible se equilibra con una nueva preferencia de antimateria en la materia oscura del universo y se conserva el número total de bariones. [21]
La B-Mesogénesis da como resultado la falta de energía entre los estados inicial y final del proceso de desintegración, que, si se registra, podría proporcionar evidencia experimental de la materia oscura. Los laboratorios de partículas equipados con fábricas de mesones B como Belle y BaBar son extremadamente sensibles a las desintegraciones del mesón B que involucran energía faltante y actualmente tienen la capacidad de detectar lacanal. [23] [24] El LHC también es capaz de buscar esta interacción ya que produce varios órdenes de magnitud más de mesones B que Belle o BaBar, pero hay más desafíos por la disminución del control sobre la energía inicial del mesón B en el acelerador. . [20]
Ver también
- Mecanismo Affleck-Dine
- Principio antrópico
- Big Bang
- Cronología del universo
- Violación de CP
- Leptogénesis (física)
- Lepton
Referencias
Artículos
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