Asimetría bariónica

Abundancia de materia (bariones) y falta de antimateria (antibariones) en nuestro Universo Observable

No confundir con el problema del barión faltante .

En cosmología física , el problema de asimetría bariónica , también conocido como problema de asimetría de materia o problema de asimetría materia-antimateria , ^{[1] [2]} es el desequilibrio observado en la materia bariónica (el tipo de materia que se experimenta en la vida cotidiana) y la materia antibariónica. en el universo observable . Ni el modelo estándar de física de partículas ni la teoría de la relatividad general proporcionan una explicación conocida de por qué debería ser así, y es una suposición natural que el universo es neutral con todas las cargas conservadas .^[3] El Big Bang debería haber producido cantidades iguales de materia y antimateria . Dado que este no parece haber sido el caso, es probable que algunas leyes físicas hayan actuado de manera diferente o no existieran para la materia y la antimateria . Existen varias hipótesis en competencia para explicar el desequilibrio de materia y antimateria que resultó en la bariogénesis . Sin embargo, todavía no existe una teoría de consenso para explicar el fenómeno. Como se señaló en un artículo de investigación de 2012, "El origen de la materia sigue siendo uno de los grandes misterios de la física". ^[4]

Condiciones de Sajarov

Artículo principal: Bariogénesis

En 1967, Andrei Sakharov propuso ^[5] 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 ^[6] y la violación de CP en el sistema de kaones neutros . ^[7] Las tres "condiciones de Sajarov" necesarias son:

• Violación del número bariónico .${\displaystyle B}$
• C-simetría y CP-simetría violación.
• Interacciones fuera de equilibrio térmico .

Violación del número bariónico

La violación del número de bariones es obviamente 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. ^[8]

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 número de bariones operador cuántico con el (perturbative) Modelo Estándar hamiltoniano 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). Para tener en cuenta la violación de bariones en la bariogénesis, tales eventos (incluida la desintegración de protones) pueden ocurrir en las teorías de la gran unificación (GUT) y supersimétricas.${\displaystyle [B,H]=BH-HB=0}$(SUSY) los modelos a través de bosones masivos hipotéticos como el Higgs X .

Violación de la simetría CP

Artículo principal: violación de CP

Véase también: Experimento de Chien-Shiung Wu y Wu

La segunda condición para generar asimetría bariónica (violación de la simetría de paridad de carga) es que un proceso pueda suceder a un ritmo diferente al de su contraparte de antimateria. En el modelo estándar , la violación de CP aparece como una fase compleja en la matriz de mezcla de quarks de la interacción débil . También puede haber una fase de violación de CP distinta de cero en la matriz de mezcla de neutrinos , pero esto actualmente no está medido. El primero de una serie de principios básicos de la física que se violaron fue la paridad a través del experimento de Chien-Shiung Wu . Esto llevó a que se verificara la violación de CP en el experimento Fitch-Cronin de 1964 con kaones neutrales , que resultó en el 1980Premio Nobel de Física (la violación directa del CP, que es la violación de la simetría del CP en un proceso de desintegración, se descubrió más tarde, en 1999). Debido a la simetría CPT, la violación de la simetría CP exige violación de la simetría de inversión de tiempo, o la simetría temporal . A pesar de la tolerancia para la violación de CP en el Modelo Estándar, es insuficiente para tener en cuenta la asimetría bariónica observada del universo dados los límites en la violación del número bariónico, lo que significa que se necesitan fuentes más allá del Modelo Estándar .

La colaboración del LHCb encontró una posible nueva fuente de violación del CP en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) durante los primeros tres años de operaciones del LHC (a partir de marzo de 2010). El experimento analizó las desintegraciones de dos partículas, la Lambda inferior (Λ _b ⁰ ) y su antipartícula, y comparó las distribuciones de los productos de la desintegración. Los datos mostraron una asimetría de hasta el 20% de las cantidades sensibles a la violación de CP, lo que implica una ruptura de la simetría de CP. Este análisis deberá ser confirmado por más datos de ejecuciones posteriores del LHC. ^[9]

Interacciones fuera del equilibrio térmico

En el escenario de desintegración fuera de equilibrio, ^[10] 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.

Otras explicaciones

Regiones del universo donde domina la antimateria

Otra posible explicación de la aparente asimetría bariónica es que la materia y la antimateria están esencialmente separadas en regiones diferentes y muy distantes del universo . Originalmente se pensó que la formación de galaxias de antimateria explicaba la asimetría bariónica, ya que desde la distancia, los átomos de antimateria son indistinguibles de los átomos de materia; ambos producen luz (fotones) de la misma manera. Sin embargo, a lo largo del límite entre las regiones de materia y antimateria, la aniquilación (y la posterior producción de radiación gamma) sería detectable, dependiendo de su distancia y la densidad de materia y antimateria. Dichos límites, si existen, probablemente se encontrarían en el espacio intergaláctico profundo. La densidad de la materia en el espacio intergaláctico está razonablemente bien establecida en aproximadamente un átomo por metro cúbico. ^{[11] [12]} Suponiendo que se trata de una densidad típica cerca de un límite, se puede calcular la luminosidad de los rayos gamma de la zona de interacción del límite. No se han detectado tales zonas, pero 30 años de investigación han puesto límites a lo lejos que podrían estar. Sobre la base de tales análisis, ahora se considera poco probable que alguna región dentro del universo observable esté dominada por la antimateria. ^[4]

Un intento de explicar la falta de interfaces observables entre la materia y las regiones dominadas por la antimateria es que están separadas por una capa de Leidenfrost de materia muy caliente creada por la energía liberada por la aniquilación. Esto es similar a la forma en que el agua puede separarse de una placa caliente mediante una capa de vapor evaporado, retrasando la evaporación de más agua. ^{[ cita requerida ]}

Momento dipolo eléctrico

La presencia de un momento dipolar eléctrico (EDM) en cualquier partícula fundamental violaría las simetrías de paridad (P) y de tiempo (T). Como tal, un EDM permitiría que la materia y la antimateria se descompusieran a diferentes velocidades, lo que conduciría a una posible asimetría entre la materia y la antimateria, como se observa en la actualidad. Actualmente se están realizando muchos experimentos para medir la electroerosión de varias partículas físicas. Actualmente, todas las mediciones son consistentes sin momento dipolar. Sin embargo, los resultados imponen restricciones rigurosas sobre la cantidad de violación de simetría que puede permitir un modelo físico. El límite de EDM más reciente, publicado en 2014, fue el de la Colaboración ACME, que midió la EDM del electrón utilizando un haz pulsado de moléculas de monóxido de torio (ThO). ^[13]

Espejo anti-universo

El Big Bang generó un par universo-antiuniverso, nuestro universo fluye hacia adelante en el tiempo, mientras que nuestra contraparte espejo fluye hacia atrás.

El estado del universo, tal como es, no viola la simetría CPT , porque el Big Bang podría considerarse como un evento de doble cara, tanto clásica como mecánicamente cuántica, que consiste en un par universo-antiuniverso. Esto significa que este universo es la imagen de carga (C), paridad (P) y tiempo (T) del anti-universo. Este par surgió de las épocas del Big Bang no directamente en una era caliente dominada por la radiación. El antiuniverso fluiría hacia atrás en el tiempo desde el Big Bang, haciéndose más grande a medida que lo hace, y también estaría dominado por la antimateria. Sus propiedades espaciales se invierten si se comparan con las de nuestro universo, una situación análoga a la creación de pares electrón - positrón en el vacío.. Este modelo, ideado por físicos del Instituto Perimetral de Física Teórica de Canadá , propone que las fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas (CMB) se deben a la naturaleza mecánica cuántica del espacio-tiempo cerca de la singularidad del Big Bang. ^[14] Esto significa que un punto en el futuro de nuestro universo y un punto en el pasado distante del antiuniverso proporcionarían puntos clásicos fijos, mientras que todas las posibles permutaciones cuánticas existirían en el medio. La incertidumbre cuántica hace que el universo y el antiuniverso no sean imágenes especulares exactas el uno del otro. ^[15]

Este modelo no ha demostrado si puede reproducir ciertas observaciones sobre el escenario de inflación, como explicar la uniformidad del cosmos a gran escala. Sin embargo, proporciona una explicación natural y sencilla de la materia oscura . Tal par universo-antiuniverso produciría una gran cantidad de neutrinos superpesados , también conocidos como neutrinos estériles . Estos neutrinos también podrían ser la fuente de ráfagas de rayos cósmicos de alta energía observadas recientemente . ^[dieciséis]

Parámetro de asimetría bariónica

Los desafíos a las teorías de la física son entonces explicar cómo se produce el predominio de la materia sobre la antimateria, y también la magnitud de esta asimetría. Un cuantificador importante es el parámetro de asimetría ,

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

Esta cantidad relaciona la diferencia de densidad numérica total entre bariones y antibariones ( n _B y n _B , respectivamente) y la densidad numérica de fotones de radiación de fondo cósmico n _γ .

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

${\displaystyle n_{\gamma }={\frac {1}{\pi ^{2}}}\left({\frac {k_{B}T}{\hbar c}}\right)^{3}\int _{0}^{\infty }{\frac {x^{2}}{e^{x}-1}}\,dx={\frac {2\zeta (3)}{\pi ^{2}}}\left({\frac {k_{B}T}{\hbar c}}\right)^{3}\approx 20.3\left({\frac {T}{1{\text{K}}}}\right)^{3}{\text{cm}}^{-3},}$

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 . 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 parámetro "bueno". En cambio, el parámetro de asimetría preferido usa la densidad de entropía s ,

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

porque la densidad de entropía del universo se mantuvo razonablemente constante durante la mayor parte de su evolución. La densidad de entropía es

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

con p y ρ como la presión y densidad del tensor de densidad de energía T _μν , y g _* como el número efectivo de grados de libertad para partículas "sin masa" (siempre que mc ² ≪ k _B T se mantenga) a la temperatura T ,

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

para bosones y fermiones con g _i y g _j grados de libertad a las temperaturas T _i y T _j respectivamente. Actualmente, s  = 7,04 n _γ .

Ver también

• Bariogénesis
• Violación de CP
• Lista de problemas de física sin resolver

Referencias

1. "El problema de asimetría materia-antimateria" . CERN . Consultado el 3 de abril de 2018 .
2. Sather, Eric. "El misterio de la asimetría de la materia" (PDF) . Universidad de Vanderbuilt . Consultado el 3 de abril de 2018 .
3. Sarkar, Utpal (2007). Física de partículas y astropartículas . Prensa CRC . pag. 429. ISBN 978-1-58488-931-1.
4. Canetti, L .; Drewes, M .; Shaposhnikov, M. (2012). "Materia y Antimateria en el Universo". New J. Phys . 14 (9): 095012. arXiv : 1204.4186 . Código bibliográfico : 2012NJPh ... 14i5012C . doi : 10.1088 / 1367-2630 / 14/9/095012 . S2CID 119233888 . 
5. AD Sakharov (1967). "Violación de la invariancia CP, asimetría C y asimetría bariónica del universo" . Revista de Cartas de Física Experimental y Teórica . 5 : 24-27.y en ruso, AD Sakharov (1967). "Violación de la invariancia CP, asimetría C y asimetría bariónica del universo" . ZhETF Pis'ma . 5 : 32–35.republicado como AD Sakharov (1991). "Violación de la invariancia CP, asimetría C y asimetría bariónica del universo" . Uspekhi de física soviética (en ruso e inglés). 34 (5): 392–393. Código Bibliográfico : 1991SvPhU..34..392S . doi : 10.1070 / PU1991v034n05ABEH002497 .
6. AA Penzias ; RW Wilson (1965). "Una medición del exceso de temperatura de la antena a 4080 Mc / s". Revista astrofísica . 142 : 419–421. Código Bibliográfico : 1965ApJ ... 142..419P . doi : 10.1086 / 148307 .
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