Бариогенеза

Во физичката космологија, бариогенезата е генерички термин за хипотетички физички процеси кои произведуваат асиметрија (дисбаланс) помеѓу бариони и антибариони произведени во многу раниот Универзум. а прашањето за барионите што останува и денес, по барионовото и антибарионовото уништување на предметот, го сочинува универзумот. Теориите за бариогенеза (од кои најзначајни се електрослабите бариогенези и GUT бариогенезата) ја вклучуваат и квантната областа од теоријата, и статистичка физика, за да се опишат сите можни механизми. Разликата помеѓу теориите за бариогенезата е опис на интеракциите меѓу основните честички. Следниот чекор по бариогенезата е многу подобро да се разбере Биг Бенг нуклеосинтезата, при што светлината почна да формира атомски јадра .

Заднина

Равенката на Дирак, [1] формулирана од страна на Пол Дирак околу 1928 година како дел од развојот на релативистичка квантна механика, предвидува постоење на античестички, заедно со очекуваните решенија за соодветната честички. Од тоа време, тоа е потврдено експериментално дека секој знае каков вид на честички има соодветна античестичка. Теорема КПТ гарантира дека честичките и античестичката имаат иста маса и времетраење, и токму спротивен полнеж. Имајќи ја предвид оваа симетрија,збунувачки е тоа што универзумот нема еднакви количини на материја и антиматерија. Всушност, не постои експериментален доказ дека има какви било значителни концентрации на антиматерија во универзумот. Постојат две главни интерпретации за оваа разлика: или универзумот започнал со мала предност во однос на материјата (вкупнен барионов број на универзумот различне од нула) или универзумот првично беше совршено симетричен, но некако сет на одредени појави придонесе за мал дисбаланс во корист на материјата во текот на времето. Вториот аспект е најпосакувана интерпретација, иако не постојат јасни експериментални докази кои укажуваат дека било која од нив е точна.

Сахарови состојби

Во 1967 година, Андреј Сахаров предложил [1] сет од три неопходни услови кои барионите кои генерираат интеракција мора да ги задоволат за да се произведе материјата и антиматеријата во различни стапки. Овие услови се инспирирани од неодамнешните откритија на космичкото зрачење [2] и CP-повреда во неутралниот каон систем. [3] Трите неопходни "услови на Сахаров" се:. Повреда на Барионовиот број, C-симетрија и CP-симетрија кршење, интеракции од топлинска повреда. Барионовиот број очигледно е неопходен услов за да се произведе вишок на бариони над анти-бариони. Но, повредата на C-симетрија , исто така, е потребно, така што интеракциите кои произведуваат повеќе бариони од анти-бариони нема да бидат противтежа на интеракциите кои произведуваат повеќе анти-бариони од бариони. Кај CP-симетрија кршењето е потребно затоа што во спротивно еднаков број на леви бариони и десни анти-бариони ќе бидат произведени, како и еднаков број на леви анти-бариони и десни бариони. Конечно, интеракциите мораат да бидат надвор од топлинска рамнотежа, бидејќи во спротивно КПТ симетрија ќе обезбеди надомест помеѓу процесите на растење и опаѓање на бројот на барионите. [4] Во моментов, не постои експериментален доказ за интеракции на честичките каде зачувувањето на барионовиот број е прекршен : Оваа појава укажуваа на тоа дека сите разгледани реакции на честички имаат еднаков број бариони и пред и после. Математички, комутатор на операторот на барионовиот број со Стандардниот модел на Хамилтониан е нула. Сепак, Стандардниот модел е познат по тоа што ја нарушува заштитата на барионовиот број. глобална U (1) аномалија. Повредата на Барионови број исто така, може да резултира од физика надвор од стандардниот модел (види суперсиметрија и Големата Обединувачка теорија). Втората состојба - повреда на CP-симетрија - е откриена во 1964 година (директно CP-кршење, односно повреда на CP-симетрија во процесот на распаѓање, бил откриен подоцна, во 1999 година). Поради CPT-симетрија, повреда на CP-симетрија бара повреда за време на инверзија на симетрија, или Т-симетрија. Во случај на распаѓање надвор од рамнотежа, [5] последната состојба наведува дека стапката на реакција која генерира барион- асиметрија смее да биде помала од стапката на ширење на вселената. Во оваа ситуација честичките и нивните соодветни античестички нема да постигнат топлинска рамнотежа поради брзото ширење на појавата на пар-уништување.

Бариогенеза според Стандардниот модел

Стандардниот модел може да се вклучи во бариогенезата, иако износот на нет бариони (и лептони) кои иако создадени не можат да бидат доволни да дадат отчет за сегашната барион асиметрија; ова прашање сè уште не е утврдено. Бариогенезата во рамките на стандардниот модел бара кршењето на електрослабата симетрија да биде преодна фаза од прв ред, бидејќи во спротивно sphalerons ја брише барион асиметрија што се случува до фаза на транзиција, а подоцна и на износот на барион интеракциите е занемарлива. [1] Во фазата на транзиција домен ѕидот ја крши P-симетрија спонтано, овозможувајќи за CP-симетрија кршење на интеракции при што се создава C-асиметрија на двете страни. Кварковите имаат тенденција да се акумулираат на прекршени фаза од страна на домен ѕидот, додека анти-кварковите имаат тенденција да се акумулираат на својата непрекината страна од фазата. Ова се случува како што следува: [2] Поради тоа што CP-симетрија ги прекинува електрослабите интеракции, некои амплитуди кои вклучуваат кваркови не се еднакви со соодветните амплитуди кои вклучуваат анти-кваркови, туку имаат спротивни фази (види CKM матрица и Каон).Иако некои од нивните амплитуди имаат спротивни фази, кварковите и анти-кварковите имаат позитивна енергија, а со тоа се здобиваат со иста фаза, како што се движат во просторот и времето. Оваа фаза, исто така, зависи од нивната маса, која е идентична, но зависи и од вкусот и на Хигсовиот VEV која ја менува должината по ѕидот на домен. Така што одредени суми на амплитудите за кваркови имаат различни апсолутни вредности во споредба со оние на анти-кварковите. Значи, кварковите и анти-кваркови може да имаат различни рефлексија и пренос на трансмисии преку ѕидот на доменот, и излегува дека поголем број на кварковите кои доаѓаат од непрекинат фаза се пренесуваат во споредба со антикварковите.Така, постои нет барионов флукс низ домен ѕидот. Поради sphaleron транзициите, кои се во изобилство во непрекинатата фаза, нет антибарионите како да се избришани од непрекинатата фаза. Сепак, sphalerons се доволно ретки во прекршената фаза, така што не ги бришат вишокот на бариони таму. Севкупно, постои мрежа за создавање на бариони. Според ова сценарио, електрослабите интеракции (т.е. sphaleron) се одговорни за Б-повреда, perturbative електрослабите Lagrangian се одговорни за CP-повреда, и ѕидот на доменот е одговорен за недостатокот на топлинска рамнотежа; заедно со CP-кршење тој исто така создава C-повреда во секоја од неговите страни.

Материјата во универзумот

Барионов асиметричен параметар

Предизвиците во физичките теории се како да се објасни произведувањето на материјата над количеството на антиматерија а исто така да се објасни и големината на таа асиметрија. Важен е асиметровиот параметар.

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

.

Оваа равенка ја покажува разликата помеѓу севкупниот број на бариони и антибариони и бројот на космички радиоактивни фотони.

Според моделот на Биг Бенг теоријата, материјата произлегува од космичката позадинска радиоактивност на температура од 3000 келвини, што одговара на кинетичка енергија од 3.000 K / (10,08⋅10³ K/eV) = 0,3 eV. После ова, вкупниот број на CBR фотонитеќе остане константен. Од тука, поради ширењето на вселената со текот на времето, густината на фотоните ќе се зголеми. Густината на фотоните на рамнотежна температура на сантиметар кубен е следната:

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

,

каде k_B е Болцманова константа, ħ е Планкова константа поделена со 2π и c за брзина на светлината во вакуум. На моменталната температура на фотоните од 2,725 K, одговара фотонска густина n_γ од 411 CBR фотони на сантиметар кубен.

Од овде, асиметричниот параметар η, не е „добриот“ параметар. Претпочитаниот асиметрилен параметар за густина ја користи константата s.

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

затоа што ентропивнат густина на универзумот останала константна низ текот на целиот развој. Ентропивната густина е

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

со p и ρ како притисок и густина од енергијата на T_μν, и g_* какоефективниот број на степени од безмасените честички на температура Т.

g_{*}(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}

,

за bosons и fermions со g_i и g_j степениs на слобода на температури T_i и T_j соодветно. Во моменталното време, s = 7,04.

Поврзано

Наводи

Литература

E. W. Kolb and M. S. Turner (1994). The Early Universe. Perseus Publishing. ISBN 0-201-62674-8.
A. D. Dolgov (1997). „Baryogenesis, 30 Years After“. arXiv:hep-ph/9707419 |class= е занемарено (help).
A. Riotto (1998). „Theories of Baryogenesis“. arXiv:hep-ph/9807454 |class= е занемарено (help).
M. Trodden (1998). „Electroweak Baryogenesis“. Reviews of Modern Physics. 71 (5): 1463. arXiv:hep-ph/9803479. Bibcode:1999RvMP...71.1463T. doi:10.1103/RevModPhys.71.1463.

Нерешени проблеми во физиката:

Зошто видливата вселена има повеќе материја отколку антиматерија?
(повеќе за нерешените проблеми во физиката)

Предлошка:Big Bang timeline