Bariogenezis

A kozmológiában általánosan bariogenezisnek nevezzük azt a hipotetikus fizikai folyamatot, melynek következtében a barionok és antibarionok között aszimmetria jött létre az univerzum korai időszakában. Ennek a folyamatnak az eredménye (elméletileg) az a nagy mennyiségű anyag, amely kitölti a jelenleg ismert univerzumot.

A bariogenezis-elméletek (köztük a legfontosabbak az elektrogyenge bariogenezis és GUT bariogenezis) a fizika különböző ágait vonja be - mint például a kvantumtérelméletet és a statisztikus fizikát -, hogy leírja a lehetséges mechanizmusokat. A legalapvetőbb különbség az egyes elméletek között az, hogy milyen módon írják le az elemi részecskék között végbemenő kölcsönhatásokat.

A bariogenezist a sokkal jobban megértett ősrobbanáskori nukleoszintézis követi, melynek folyamán könnyű atommagok kezdtek formálódni.

Háttere

A Dirac-egyenlet, melyet Paul Dirac fogalmazott meg 1928 környékén a relativisztikus kvantummechanika kidolgozásának részeként, előrejelzi az antirészecskék létezését párban a megfelelő elemi részecskékkel. Később kísérleti úton is igazolták, hogy minden ismert részecske rendelkezik megfelelő antirészecskével. A CPT-szimmetria elmélete garantálja, hogy a részecske és a neki megfelelő antirészecske pontosan ugyanazon élettartammal és tömeggel rendelkezik, míg töltésük ellentétes. Ennek fényében zavaró, hogy az univerzumban látszólag nincs azonos mennyiségű anyag és antianyag (épp ellenkezőleg: kísérleti bizonyíték nem támasztja alá, hogy lenne jelentős mennyiségű antianyag-koncentráció bárhol az ismert univerzumban).

Alapvetően két magyarázat létezik az aszimmetriára:

• az univerzum valamilyen okból kisebb mértékű anyag-irányú preferenciával indult (a kezdeti - ősrobbanás előtti - univerzum teljes barionszáma különbözött zérótól);
• eredetileg az univerzum tökéletesen szimmetrikus volt, ám valamilyen módon, egy sor esemény következtében az egyensúly felbomlott, lassan de biztosan vezetve az anyag dominanciájához.

A második nézőpontot tartják a valószínűbbnek, ám nincs semmilyen kísérleti bizonyíték ami alátámasztaná (ahogy a másik mellett sincs). Az ok, amiért ezt tartják valószínűbbnek, a következő nézőponton alapul: ha az univerzum magába foglal mindent (tér, idő, anyag), akkor semmi sem létezik rajta kívül, tehát semmi sem létezett előtte, amiből az következik, hogy a kezdeti barionszám zéró. Ennek fényében az elsődleges probléma az aszimmetria létrejöttének megmagyarázása.

Szaharov-feltételek

Andrej Szaharov 1967-ben javasolta egy három feltételből álló rendszer felállítását, melyet teljesítenie kell egy barion-generáló kölcsönhatásnak ahhoz, hogy aszimmetrikusan hozzon létre anyagot és antianyagot. Ezeket a feltételeket néhány olyan korabeli felfedezés ihlette, ami a kozmikus háttérsugárzást és a CP-sértést (a semleges kaon rendszerekben) tárgyalta.

A három kötelező feltétel a következő:

• Barionszám-sértés ($B$);
• A töltéstükrözés és a CP-szimmetria megsértése;
• A termikus egyensúlyon kívül eső kölcsönhatások;

Jelenleg semmilyen kísérleti bizonyítéka nincs olyan részecske-kölcsönhatásoknak, ahol a barionszám-megmaradás elve megtörne. Matematikailag a barionszám kvantum operátorának kommutátora a standard modell Hamilton-operátorával zérót ad: $[B,H]=BH-HB=0$ Figyelembe kell venni viszont, hogy a standard modell bizonyítottan sérti némely esetekben a barionszám-megmaradás elvét.Sablon:Forr Hasonló anomália előfordulhat a standard modellt meghaladó fizikai események esetén is (mint szuperszimmetria)

A második feltételt 1964-ben fedezték fel (direkt CP-sértést, amikor egy bomlási folyamat sérti a CP-szimmetriát, 1999-ben fedeztek fel). Ha a CPT-szimmetria fennáll, a CP-szimmetria csak akkor sérülhet, ha az időtükrözési-szimmetria (T-szimmetria) sérül.

Az utolsó feltétel kijelenti, hogy egy barion-aszimmetriát generáló kölcsönhatás lassabb kell legyen, mint az univerzum tágulásának foka. Ebben az esetben a részecskék és a hozzájuk tartozó antirészecskék nem érik el az egyensúlyi állapotot (nem semlegesítik egymást) a magas tágulási ráta miatt, így csökkentve a párok semlegesítődésének valószínűségét.

Az anyag eloszlása az univerzumban

Barion-aszimmetria paraméterei

A fizikai elméletek feladata, hogy megmagyarázzák, hogyan jöhetett létre ez az aszimmetria, s ugyanakkor, meghatározza annak nagyságát. Ebben a vonatkozásban különösen fontos mennyiség az aszimmetria-paraméter:

$\eta =\frac{n_B-n_{\overline{B}}}{n_{\gamma }}$.

Ez a mennyiség arányba állítja a barionok és antibarionok sűrűsége (n_B illetve n_{Sablon:Overline}) közötti különbséget és a kozmikus háttérsugárzásban előforduló fotonok sűrűségét (n_γ).

Az Ősrobbanás modelljének megfelelően az anyag nagyjából 3000 kelvin hőmérséklet körül levált a kozmikus háttérsugárzásról, megközelítőleg 0,3 eV (Sablon:Szám/(Sablon:Normálalak K/eV)) átlagos energiát hordozva. A leválást követően a háttérsugárzást adó fotonok száma állandó marad, így a folyamatos tér-idő tágulásnak köszönhetően a sűrűsége csökken. A foton-sűrűséget adott T hőmérsékleten a következő összefüggés adja meg:

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

Ahol: k_B' a Boltzmann-állandó, ħ a Planck-állandó elosztva 2π-vel, és c a fény sebessége vákuumban. Jelenleg ez nagyjából 411 fotonnak felel meg köbcentiméterenként.

Mivel ez a η paraméter relatív, erősen függ a háttérsugárzásban található fotonok sűrűségétől, nem megfelelő a számításokhoz. Ennek kiküszöbölésére használják az alábbi összefüggést (mely a foton-sűrűség helyett az entrópia sűrűségét - s - használja, ez állandónak tekinthető):

${\eta }_s=\frac{n_B-n_{\overline{B}}}{s}$

Az entrópia sűrűsége definíció szerint:

$s\stackrel{\mathrm{d}\mathrm{e}\mathrm{f}}{=}\frac{\mathrm{e}\mathrm{n}\mathrm{t}\mathrm{r}\mathrm{o}\mathrm{p}\mathrm{y}}{\mathrm{v}\mathrm{o}\mathrm{l}\mathrm{u}\mathrm{m}\mathrm{e}}=\frac{p+\rho }{T}=\frac{2{\pi }^2}{45}{g}_{*}(T)T^3$

Ahol: p és ρ a nyomás és sűrűség ( a T_μν tenzor elemei), g_* pedig egy tömeg nélküli részecske effektív szabadságfoka T hőmérsékleten.

$g_{*}(T)=\sum _{\mathrm{i}\mathrm{=}\mathrm{b}\mathrm{o}\mathrm{s}\mathrm{o}\mathrm{n}\mathrm{s}}{g}_i{\left(\frac{T_i}{T}\right)}^3+\frac{7}{8}\sum _{\mathrm{j}\mathrm{=}\mathrm{f}\mathrm{e}\mathrm{r}\mathrm{m}\mathrm{i}\mathrm{o}\mathrm{n}\mathrm{s}}{g}_j{\left(\frac{T_j}{T}\right)}^3$

A fenti képlet bozonok és fermionok esetét írja le, g_i és g_j szabadságfokkal T_i illetve T_j hőmérsékleten. Az entrópia sűrűség értéke s = 7.04n_γ.

Lásd még

• Lepton

Hivatkozások

Könyvek

• Sablon:Cite book