Bariogénesis

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Proceso del universo temprano hipotetizado

En cosmología física, la bariogénesis (también conocida como bariosíntesis) es el proceso físico que se supone que tuvo lugar durante el universo temprano para producir asimetría bariónica, es decir, la desequilibrio de materia (bariones) y antimateria (antibariones) en el universo observado.

Uno de los problemas pendientes 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 de número bariónico positivo distinto de cero. Dado que en cosmología se supone que las partículas que vemos se crearon utilizando la misma física que medimos hoy, normalmente se esperaría que el número bariónico general fuera cero, ya que la materia y la antimateria deberían haberse creado en cantidades iguales. Se proponen varios mecanismos teóricos para explicar esta discrepancia, concretamente identificar condiciones que favorezcan la ruptura de la simetría y la creación de materia normal (a diferencia de la antimateria). Este desequilibrio tiene que ser excepcionalmente pequeño, del orden de 1 en cada 1630000000 (≈2×10⁹) partículas una pequeña fracción de segundo después del Big Bang. Después de que la mayor parte de la materia y la antimateria fueron aniquiladas, lo que quedó fue toda la materia bariónica del universo actual, junto con una cantidad mucho mayor de bosones. Sin embargo, los experimentos publicados en 2010 en el Fermilab parecen mostrar que este desequilibrio es mucho mayor de lo que se suponía anteriormente. 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. Aún no se conoce el motivo de esta discrepancia.

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
>). La velocidad a la que ocurren estos eventos se rige en gran medida por la masa del
>X
o
>H⁰
> partículas, entonces, suponiendo que estas reacciones son responsables de la mayor parte del número bariónico que se observa hoy en día, se puede calcular una masa máxima por encima de la cual la velocidad sería demasiado lenta para explicar la presencia de materia actual. Estas estimaciones predicen que un gran volumen de material ocasionalmente exhibirá una desintegración espontánea de protones, lo cual 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 transición de fase 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 tales posibles mecanismos.

La bariogénesis es seguida por la nucleosíntesis primordial, cuando los núcleos atómicos comenzaron a formarse.

Problema no resuelto en la física:

¿Por qué el universo observable tiene más materia que antimateria?

(Problemas más no resueltos en física)

Fondo

La mayor parte de la materia ordinaria del universo se encuentra en los núcleos atómicos, que están formados por neutrones y protones. Estos nucleones están formados por partículas más pequeñas llamadas quarks, y la ecuación de Dirac predijo que existirían equivalentes de antimateria para cada uno de ellos en 1928. 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. Una vez que el universo se expandió y se enfrió a una temperatura crítica de aproximadamente 2×10¹² K, los quarks se combinaron en materia normal y antimateria y procedieron a aniquilar hasta la pequeña asimetría inicial de aproximadamente una parte en cinco mil millones, dejando la materia a nuestro alrededor. Nunca se han observado en experimentos quarks y antiquarks individuales libres y separados; los quarks y antiquarks siempre se encuentran en grupos de tres (bariones) o unidos en pares quark-antiquark (mesones). Asimismo, no hay evidencia experimental de que existan 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 (el número bariónico total del universo es 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 alguno de ellos sea el correcto.

Bariogénesis GUT en condiciones de Sajarov

En 1967, Andrei Sakharov propuso un conjunto de tres condiciones necesarias que debe satisfacer una interacción generadora de bariones para producir materia y antimateria a diferentes velocidades. Estas condiciones se inspiraron en los recientes descubrimientos de la radiación cósmica de fondo y la violación de CP en el sistema neutral de kaones. Las tres "condiciones de Sajarov" son:

Número de barión $B$ violación.
Violación de la simetría C y la simetría CP.
Interacciones fuera del equilibrio térmico.

La violación del número bariónico es una condición necesaria para producir un exceso de bariones sobre antibariones. Pero la violación de la simetría C también es necesaria para que las interacciones que producen más bariones que antibariones no sean contrarrestadas por interacciones que produzcan más antibariones que bariones. La violación de la simetría CP es igualmente necesaria porque, de lo contrario, se produciría un número igual de bariones zurdos y antibariones diestros, así como un número igual de antibariones zurdos y bariones diestros. Finalmente, las interacciones deben estar fuera del equilibrio térmico, ya que de lo contrario la simetría CPT aseguraría una compensación entre procesos que aumentan y disminuyen el número bariónico.

Actualmente, no hay evidencia experimental de interacciones de partículas donde la conservación del número de baryon se rompe perturbativamente: esto parece sugerir que todas las reacciones de partículas observadas tienen igual número de baryon antes y después. Matemáticamente, el conmutador del operador cuántico número baryon con el (perturbativo) modelo estándar hamiltoniano es cero: $[B,H] = BH - HB = 0$ . Sin embargo, el Modelo Estándar es conocido por violar la conservación del número de baryon no permanentemente: una anomalía U(1) global. Para explicar la violación de baryon en la baryogenesis, tales eventos (incluyendo la decaimiento de protones) pueden ocurrir en los modelos Grand Unification Theories (GUTs) y supersymmetric (SUSY) a través de bosones masivos hipotéticos como el bosón X.

La segunda condición, la violación de la simetría CP, se descubrió en 1964 (la violación directa de la simetría CP, es decir, la violación de la simetría CP en un proceso de descomposición, se descubrió más tarde, en 1999). Debido a la simetría CPT, la violación de la simetría CP exige la violación de la simetría de inversión del tiempo o simetría T.

En el escenario de desintegración fuera del equilibrio, 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 aparición de aniquilación de pares.

Bariogénesis dentro del modelo estándar

El modelo estándar puede incorporar bariogénesis, aunque la cantidad de bariones (y leptones) netos así creados puede no ser suficiente para explicar la asimetría bariónica actual. Se requiere un quark sobrante por cada mil millones de pares quark-antiquark en el universo primitivo para proporcionar toda la materia observada en el universo. Esta insuficiencia aún no se ha explicado, ni teórica ni de otro modo.

La bariogénesis dentro del modelo estándar requiere que la ruptura de la simetría electrodébil sea una transición de fase cosmológica de primer orden, ya que de lo contrario los esfalerones eliminan cualquier asimetría bariónica que haya ocurrido hasta la transición de fase. Más allá de esto, la cantidad restante de interacciones bariónicas no conservantes es insignificante.

La pared del dominio de transición de fase rompe la simetría P espontáneamente, lo que permite que la simetría CP viole las interacciones para romper la simetría C en ambos lados. Los quarks tienden a acumularse en el lado de fase roto de la pared del dominio, mientras que los antiquarks tienden a acumularse en su lado de fase intacto. Debido a que la simetría CP viola las interacciones electrodébiles, algunas amplitudes que involucran quarks no son iguales a las amplitudes correspondientes que involucran antiquarks, sino que tienen fase opuesta (ver matriz CKM y Kaon); Dado que la inversión del tiempo toma una amplitud para 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 antiquarks tienen energía positiva y, por 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. Por tanto, ciertas sumas de amplitudes de los quarks tienen valores absolutos diferentes en comparación con los de los antiquarks. En total, los quarks y antiquarks pueden tener diferentes probabilidades de reflexión y transmisión a través de la pared del dominio, y resulta que se transmiten más quarks provenientes de la fase continua en comparación con los antiquarks.

Por lo tanto, hay un flujo bariónico neto a través de la pared del dominio. Debido a las transiciones de esfaleron, que abundan en la fase continua, el contenido antibariónico neto de la fase continua se elimina a medida que los antibariones se transforman en leptones. Sin embargo, los esfalerons son lo suficientemente raros en la fase rota como para no eliminar el exceso de bariones allí. En total, hay una creación neta de bariones (así como de leptones).

En este escenario, las interacciones electrodébiles no perturbativas (es decir, el esfaleron) son responsables de la violación B, el lagrangiano perturbativo electrodébil es responsable de la violación CP y la pared del dominio es responsable de la falta de equilibrio térmico y la infracción P; junto con la violación CP también crea una violación C en cada uno de sus lados.

Contenido de la materia en el universo

La cuestión 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

eta = frac{n_B - n_{bar B}}{n_gamma}

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 los fotones de radiación cósmica de fondo.

Según el modelo del Big Bang, la materia se desacopló de la radiación cósmica de fondo (CBR) a una temperatura de aproximadamente 3000 kelvin, lo que corresponde a una energía cinética media de 3000 K / (10.08×10 ³ K/eV) = 0,3 eV. Después del desacoplamiento, el número total de fotones CBR permanece constante. Por tanto, debido a la expansión del espacio-tiempo, la densidad de fotones disminuye. La densidad de fotones a 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}}operatorname {d} x={frac {2zeta (3)}{pi ^{2}}}{left({frac {k_{B}T}{hbar c}}right)}^{3}approx 20.3left({frac {T}{1{text{K}}}}right)^{3}{text{cm}}^{-3}}

con $k B$ como constante de Boltzmann, estilo $ħ$ como la constante de Planck dividida por 2 $π$ y $c$ como la velocidad de la luz en el vacío, y $ζ$ (3) como constante de Apéry. A la temperatura actual de los fotones CBR de 2,725 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 $η$ , tal como se define anteriormente, no es el "mejor" parámetro. En cambio, el parámetro de asimetría preferido utiliza la densidad de entropía $s$ ,

eta_s = frac{n_B - n_{bar B}}{s}

porque la densidad de entropía del universo permaneció 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 {2pi ^{2}}{45}}g_{text{⁎}}(T)T^{3}}

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 "sin masa& #34; partículas a una temperatura $T$ (en la medida en que $mc$ ² ≪ $k B T$ retiene),

{displaystyle 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}}

para bosones y fermiones con estilo $g i$ y $g j$ grados de libertad a temperaturas $T i$ y $T j$ respectivamente. En la época actual, $s$ = 7.04 $n γ$ .

Esfuerzos de investigación en curso

Vínculos con la materia oscura

Una posible explicación para la causa de la baryogenesis es la reacción de decaimiento de B-Mesogenesis. Este fenómeno sugiere que en el universo temprano, partículas como la desintegración de B-meson en un barión modelo estándar visible, así como un antibarión oscuro que es invisible a las técnicas de observación actuales. El proceso comienza asumiendo una partícula masiva, de larga vida y escalar $Phi$ que existe en el universo temprano antes de la nucleosíntesis Big Bang. El comportamiento exacto $Phi$ es aún desconocido, pero se supone que se descompone b quarks y antiquarks en condiciones fuera del equilibrio térmico, satisfaciendo así una condición Sakharov. Éstos b quarks form into B-mesons, which immediately hadronize into oscilting CP-violating ${displaystyle B_{s}^{0}-{bar {B}}_{s}^{0}}$ declara, satisfaciendo así otra condición Sakharov. Estos mesones oscilantes entonces se descomponen en el par de antibaryon-dark antes mencionado, ${displaystyle Brightarrow psi {mathcal {B}}{mathcal {M}}}$ , donde $B$ es el padre B-meson, $psi$ es el antibario oscuro, ${mathcal {B}}$ es el barión visible, y ${mathcal {M}}$ es cualquier mesón extra ligero hijas requeridas para satisfacer otras leyes de conservación en esta decaimiento de partículas. Si este proceso ocurre lo suficientemente rápido, el efecto CP-violación se lleva al sector de materia oscura. Sin embargo, esto contradice (o al menos desafíos) la última condición de Sakharov, ya que la preferencia de materia esperada en el universo visible está equilibrada por una nueva preferencia antimateria en la materia oscura del universo y se conserva el número total de bariones.

B-Mesogenesis resulta en la falta de energía entre los estados iniciales y finales del proceso de decadencia, que, si se registra, podría proporcionar evidencia experimental para materia oscura. Los laboratorios de partículas equipados con fábricas B-meson como Belle y BaBar son extremadamente sensibles a las desintegraciones B-meson que implican la energía perdida y actualmente tienen la capacidad de detectar el ${displaystyle Brightarrow psi {mathcal {B}}{mathcal {M}}}$ canal. El LHC también es capaz de buscar esta interacción ya que produce varias órdenes de magnitud más B-mesons que Belle o BaBar, pero hay más desafíos de la disminución del control sobre la energía inicial B-meson en el acelerador.

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