Bariogeneza

Z Wikipedii

Bariogeneza – hipotetyczny proces zachodzący we wczesnym wszechświecie (krótko po "Wielkim Wybuchu"), w wyniku którego powstały nukleony, czyli protony i neutrony. Podstawowym problemem, który usiłują wyjaśnić hipotezy dotyczące procesu bariogenezy, jest obserwowana we wszechświecie nierównowaga pomiędzy materią i antymaterią. Naturalną hipotezą jest, że powstający wszechświat powinien zawierać równą liczbę cząstek i antycząstek (początkowa liczba barionowa wszechświata powinna wynosić zero). Pojawia się zatem problem utworzenia z początkowo symetrycznego stanu wszechświata, obserwowanego obecnie stanu asymetrii pomiędzy materią i antymaterią.

Spis treści 1 Wstęp 2 Dane obserwacyjne 2.1 Antymateria we wszechświecie 2.2 Gęstość barionów 3 Warunki Sacharowa 4 Modele bariogenezy 4.1 Bariogeneza GUT 4.2 Bariogeneza elektrosłaba 4.3 Bariogeneza przez leptogenezę 5 Zobacz też 6 Źródła 7 Przypisy

[edytuj] Wstęp

Istnienie antymaterii zostało zapostulowane w roku 1928 przez Paula Diraca, jako wniosek z jego relatywistycznie niezmienniczego sformułowania mechaniki kwantowej. Teoria przewiduje, dla każdego rodzaju cząstki, istnienie jej antycząstki, o takich samych: masie i spinie, i tej samej wartości, ale przeciwnym znaku wszystkich addytywnych liczb kwantowych (jak ładunek elektryczny, dziwność, liczba barionowa, liczba leptonowa etc). Niektóre cząstki (np. foton) są identyczne z własnymi antycząstkami.

Istnienie antycząstek o przewidywanych teoretycznie własnościach zostało potwierdzone doświadczalnie, a pierwszą zaobserwowaną antycząstką by pozyton (w roku 1932).

Wobec tej symetrii pomiędzy materią i antymaterią rodzi się pytanie, dlaczego wokół nas obserwujemy zdecydowaną przewagę materii. Mamy dwie możliwości: albo nadmiar materii istniał od początku wszechświata, albo został w jakiś sposób wygenerowany w trakcie jego ewolucji. Hipoteza bariogenezy mówi, że zachodzi ta druga możliwość i proponuje mechanizm dzięki któremu nadmiar ten mógł powstać.

[edytuj] Dane obserwacyjne

[edytuj] Antymateria we wszechświecie

Równość mas cząstek i antycząstek oraz symetria oddziaływań elektromagnetycznych ze względu na transformację C (zamianę cząstek na antycząstki) powoduje, że obserwacja promieniowania elektromagnetycznego i oddziaływania grawitacyjnego odległego obiektu nie pozwala na określenie czy jest on zbudowany z materii czy z antymaterii.

Z bezpośrednich obserwacji wiemy, że cały układ słoneczny i jego najbliższe otoczenie zbudowane są ze zwykłej materii. Analiza pierwotnego promieniowania kosmicznego pokazuje, że jest to prawdą również dla odleglejszych obiektów. W zakresie energii pomiędzy 1 GeV a 50 GeV antyprotony stanowią mniej niż 0,01% docierających do Ziemi cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego, a ich liczba i rozkład energii są zgodne z obliczeniami przeprowadzonymi przy założeniu, że są one cząstkami wtórnymi, produktami zderzeń pierwotnego promieniowania z cząsteczkami gazu międzygwiazdowego^[1]. Wynika z tego, że całe pierwotne promieniowanie kosmiczne w zakresie średnich energii składa się z materii, co wskazuje, że obiekty je emitujące również są z materii zbudowane.

Dla promieni kosmicznych o bardzo wysokich energiach (pochodzących w większości spoza naszej galaktyki) identyfikacja antyprotonów jest znacznie trudniejsza. Dysponujemy jednak wynikami pomiarów wskazujących, że i w tym zakresie energii protony stanowią, jeżeli nie całość, to przynajmniej znaczną większość cząstek^[2]. Pokazuje to, że także w Grupie Lokalnej i innych pobliskich gromadach galaktyk materia jest w przewadze.

Pośrednim argumentem za tym, że cały obserwowany wszechświat jest zbudowany ze zwykłej materii, są negatywne próby zaobserwowania promieniowania powstającego podczas anihilacji materii i antymaterii. Gdyby we wszechświecie istniały duże skupiska antymaterii, musiałyby też istnieć obszary graniczne, gdzie materia wyrzucona z galaktyk spotykałaby się z anymaterią wyrzuconą z „antygalaktyk” i dochodziłoby do anihilacji i uwolnienia znacznych energii w postaci promieniowania. Promieniowania takiego jednak nie obserwujemy, co świadczy, że obserwowany wszechświat nie zawiera znaczących obszarów zbudowanych z antymaterii^[3].

[edytuj] Gęstość barionów

Interesujące w kontekście hipotez bariogenezy jest nie tylko stwierdzenie samego istnienia asymetrii pomiędzy barionami a antybarionami, ale również ilościowa znajomość wielkości tej asymetrii, czyli średniej liczby barionów na jednostkę objętości. Ponieważ jednak w rozszerzającym się wszechświecie liczba ta zmienia się, wygodnie jest operować innym parametrem: stosunkiem średniej gęstości barionów do gęstości fotonów promieniowania reliktowego:

.

Wielkość ta od okresu rekombinacji, czyli połączenia elektronów z jądrami w obojętne atomy, pozostaje stała podczas ekspansji wszechświata.

Najlepsze obecnie oszacowanie parametru η pochodzi z analizy procesu nukleosyntezy oraz pomiarów dokonanych przez sondę WMAP i wynosi^[4]:

.

Fakt, że liczba ta jest tak niewielka stanowi dodatkowy argument za bariogenezą. W bardzo wczesnym wszechświecie, gdy temperatura była jeszcze bardzo wysoka (powyżej 10¹² K), bariony i antybariony (a wcześniej kwarki i antykwarki) były w równowadze z promieniowaniem, tzn. procesy kreacji par cząstka-antycząstka i ich anihilacji biegły równie szybko. Pod koniec tego okresu, zwanego erą hadronową, temperatura spadła na tyle, że procesy kreacji par hadronów przestały zachodzić i nastąpiła niemal całkowita anihilacja par barion-antybarion. Powyżej przytoczona wartość η mówi nam, że przewaga barionów nad antybarionami w tym momencie musiała być bardzo niewielka, rzędu kilku cząstek na miliard. Teorie zakładające istnienie początkowej asymetrii wszechświata mają problemy z wyjaśnieniem, dlaczego ta asymetria jest tak niewielka – podczas gdy w modelach bariogenezy tak mała asymetria pojawia się często w sposób naturalny.

[edytuj] Warunki Sacharowa

Andriej Sacharow w pracy^[5] opublikowanej w roku 1967 sformułował trzy warunki, jakie muszą być spełnione by możliwa była bariogeneza we wczesnym wszechświecie. Te warunki to:

1. Muszą istnieć oddziaływania łamiące prawo zachowania liczby barionowej.
2. Oddziaływania te muszą łamać symetrię (parzystość) C i CP.
3. Procesy bariogenezy muszą przebiegać w stanie odbiegającym od równowagi termodynamicznej.

Uzasadnienie:

1. Gdyby liczba barionowa była bezwzględnie zachowana we wszystkich oddziaływaniach, czyli bariony mogły być produkowane bądź anihilowane wyłącznie w parach z antybarionami, nie byłoby możliwe wyprodukowanie żadnej asymetrii pomiędzy liczbą barionów i antybarionów.
2. Jeżeli mamy dany jakiś proces łamiący zasadę zachowania liczby barionowej, możemy zamienić w nim wszystkie cząstki na antycząstki i uzyskać w ten sposób proces zmieniający liczbę barionową w przeciwnym kierunku (jeżeli np. pierwotny proces produkował barion, po zamianie cząstek na antycząstki będzie produkowany antybarion). Zachowanie symetrii C oznacza, że obydwa te procesy byłyby tak samo prawdopodobne. Bariony i antybariony produkowane byłyby więc średnio tak samo często, czyli nie mogłaby powstać znacząca różnica w ich liczbie. Podobnie łamanie parzystości CP jest niezbędne, by proces, w którym wszystkie cząstki zostały zamienione na antycząstki i jednocześnie odwrócone zostały spiny wszystkich cząstek, zachodził z innym prawdopodobieństwem, niż proces pierwotny.
3. Podstawowe prawa fizyki statystycznej mówią, że w równowadze termodynamicznej prawdopodobieństwo pojawienia się jakiegoś stanu zależy tylko od jego energii. Masa (a więc i energia spoczynkowa) cząstki jest dokładnie równa masie antycząstki, tak więc w równowadze termodynamicznej średnio powinna istnieć równa liczba cząstek i antycząstek.

Nie wiemy obecnie, czy warunek pierwszy jest spełniony. Nie udało się, jak dotychczas, zaobserwować żadnych przypadków łamania zachowania liczby barionowej. Z drugiej strony wiele teorii wykraczających poza Model Standardowy przewiduje istnienie takich procesów. Nawet w ramach Modelu Standardowego istnieje możliwość łamania zachowania liczby barionowej przez tzw. instantony, czyli rozwiązania równań pola nie opisywalne w rachunku zaburzeń. Wszelkie rozważania na temat bariogenezy muszą postulować jakiś mechanizm spełniający pierwszy warunek.

Spełnienie warunku drugiego zależy oczywiście od mechanizmu łamania liczby barionowej. Wiemy jednak, że w naturze istnieją procesy spełniające ten warunek. Łamanie symetrii CP w oddziaływaniach słabych zostało doświadczalnie odkryte w roku 1964. Jeszcze wcześniej odkryto, że oddziaływania słabe nie zachowują również parzystości P, a to oznacza, że i parzystość C jest łamana. Założenie, że hipotetyczne oddziaływania łamiące zachowanie liczby barionów również warunek ten spełniają, nie jest więc zbyt egzotyczne.

Warunek trzeci pozornie jest trywialny, bowiem rozszerzający się wszechświat nie jest nigdy w równowadze termodynamicznej. W rzeczywistości jednak narzuca on ograniczenia na siłę (szybkość zachodzenia) oddziaływań generujących bariony. Jeżeli oddziaływania te byłyby bardzo silne i odpowiednie procesy biegły bardzo szybko, wówczas pomiędzy procesami kreującymi asymetrię i odwrotnymi, niszczącymi ją, zdążyłaby się ustalić równowaga, zanim rozszerzanie się wszechświata i spadek jego temperatury miałyby szansę procesy te zatrzymać. Tym samym nie powstałaby znacząca asymetria.

[edytuj] Modele bariogenezy

Zgodnie z powyższym, budowa modelu bariogenezy musi się rozpoczynać od zapostulowania mechanizmu łamania liczby barionowej. Ten postulowany mechanizm jest jednocześnie podstawowym kryterium klasyfikacji modeli.

[edytuj] Bariogeneza GUT

U podstaw tej klasy modeli leżą teorie wielkiej unifikacji (w skrócie zwane GUT, od ang. Grand Unification Theories). Teorie te zakładają pełną unifikację wszystkich znanych oddziaływań (za wyjątkiem grawitacji) przy bardzo wysokich energiach, rzędu 10¹⁵ − 10¹⁶ GeV. Wszystkie znane cząstki elementarne, tak kwarki, jak i leptony, teoria umieszcza we wspólnej reprezentacji grupy symetrii pola. Oznacza to, że istnieją oddziaływania zamieniające kwarki w leptony i odwrotnie, tzn. oddziaływania łamiące zachowanie liczby barionowej. Fakt, że oddziaływania takie nie zostały dotychczas eksperymentalnie zaobserwowane, oznacza, że przenoszące je bozony, zwane bozonami X i Y, muszą mieć bardzo duże masy, rzędu energii wielkiej unifikacji.

Sama bariogeneza w modelach GUT zachodzi przez łamiące zachowanie B, C i CP rozpady bardzo ciężkich cząstek. Mogą nimi być wspomniane bozony X, bozony Higgsa skojarzone z łamaniem symetrii wielkiej unifikacji, a także (w bardziej złożonych teoriach GUT) inne cząstki. Trzeci warunek Sacharowa realizowany jest przy tym w taki sposób, że cząstki te muszą mieć stosunkowo długi czas życia, dłuższy niż czas życia wszechświata w momencie, gdy temperatura spada poniżej progu ich produkcji. Dzieki temu w czasie, gdy rozpada się większość z nich, nie ma juz warunków które umożliwiałyby zachodzenie w znaczącym stopniu procesów odwrotnych do tych rozpadów i wytworzona w rozpadach asymetria pozostaje trwała.

Podstawowym problemem na jaki napotykają te modele, jest połączenie bariogenezy GUT z hipotezą inflacji. We wszechświecie z inflacją bariogeneza musi zachodzić po epoce inflacji, bowiem wszelaka pojawiająca się wcześniej asymetria zostanie kompletnie „rozmyta” podczas gwałtownego rozszerzania się wszechświata. Hipotezy inflacyjne mówią, że na koniec epoki inflacji następuje rozpad tworzącego fałszywą próżnię pola na fizyczne cząstki, które szybko dochodzą do równowagi termodynamicznej („ogrzanie wszechświata”). Osiągana przy tym temperatura jest jednak zbyt niska, by umożliwić produkcję cięzkich bozonów, których rozpady miały być źródłem bariogenezy. Problem ten można jednak rozwiązać zauważając, że pole odpowiedzialne za inflację wykonuje koherentne drgania i może, dzięki efektom kolektywnym, produkować cząstki dużo cięższe, niż wynikałoby to z osiąganej temperatury.

[edytuj] Bariogeneza elektrosłaba

Standardowy model oddziaływań elektrosłabych przewiduje zachowanie liczby barionowej i liczby leptonowej we wszystkich rzędach rachunku zaburzeń. Jednak już w roku 1976 't Hooft zauważył, że anomalne (nie dające się opisać w rachunku zaburzeń) rozwiązania równań pola mogą łamać te zasady zachowania, pozostawiając zachowaną jedynie różnicę B − L^[6]. Rozwiązaniom o tej własności nadano nazwę sfaleronów. Efektem przejścia z udziałem sfaleronu jest zamiana trzech antyleptonów (po jednym z każdej generacji) w 9 kwarków (po jednym z każdą kombinacją generacji i ładunku kolorowego) – lub odwrotnie. Ponieważ proces ten nie daje się opisać w języku rachunku zaburzeń, nie można również narysować odpowiadającego mu diagramu Feynmana.

Proces, w którym uczestniczy sfaleron, odpowiada konieczności przekroczenia przez układ bariery potencjału o wysokości równej energii sfaleronu (szacowanej na około 10 TeV). Oznacza to, że obecnie proces taki jest niezwykle mało prawdopodobny, ale we wczesnym wszechświecie, gdy temperatura przekraczała powyższą wartość, procesy takie mogły zachodzć często.

Drugi warunek Sacharowa wydaje się spełniony, wiemy bowiem z eksperymentów, że oddziaływania słabe łamią symetrie C i CP. Niestety, obliczenia wykazują, że obserwowane łamanie CP w oddziaływaniach słabych jest zdecydowanie za małe, by uczynić ten proces dostatecznie efektywnym źródłem barionów. Oznacza to, że modele bariogenezy elektrosłabej muszą postulować jakieś dodatkowe źródło łamania CP, by zapewnić wyprodukowanie obserwowanej gęstości barionów. Źródłem takim może być np. rozszerzenie modelu standardowego o supersymetrię.

Pewnym problemem dla tego modelu jest też spełnienie trzeciego warunku Sacharowa, tj. dostatecznie dalekie odejście od stanu równowagi termodynamicznej. Zazwyczaj przyjmuje się że przemiana fazowa jakiej doznał wszechświat w chwili łamania symetrii elektrosłabej, była przejściem fazowym pierwszego rodzaju (nieciągłym) i wydzielone przy tym ciepło przemiany było czynnnikiem naruszającym lokalnie równowagę termodynamiczną.

[edytuj] Bariogeneza przez leptogenezę

Koncepcja ta stanowi swego rodzaju połączenie dwóch powyższych modeli, pozwalające uniknąć trudności napotykanych przez każdy z nich. Zgodnie z nią we wszechświecie najpierw wygenerowana została asymetria pomiędzy leptonami i antyleptonami, a stało się to tuż po zakończeniu procesu inflacji. Przykładowym postulowanym mechanizmem jest rozpad ciężkich i długożyciowych neutrin Majorany. Może on prowadzić do wygenerowania niezerowej liczby leptonowej wszechświata w sposób podobny, jak rozpady ciężkich bozonów w modelu bariogenezy GUT. Cząstki te są przy tym znacznie lżejsze od bozonów X i mogą być produkowane w dużych ilościach pod koniec okresu inflacji.

W dalszym ciągu ewolucji wszechświata, aż do momentu gdy temperatura spadnie poniżej skali elektrosłabej, mogą zachodzić procesy zamiany leptonów w bariony, za pośrednictwem opisanego powyżej mechanizmu sfaleronów. Procesy te zachowują (niezerową na tym etapie) różnicę B − L, łamią natomiast zachowanie B + L. Zmierzając w stronę równowagi termodynamicznej, procesy te zamieniają część nadmiarowych antyleptonów w kwarki, które potem tworzą bariony. Omijamy w ten sposób problem wytworzenia stanu nierównowagi termodynamicznej występujący w modelu elektrosłabej bariogenezy. W tym scenariuszu produkcja barionów zachodzi w stanie równowagi i nie wymaga łamania C i CP – te zaszły bowiem już wcześniej, podczas procesu leptogenezy^[7].

Ciekawą konsekwencją tej wersji bariogenezy jest to, że przewiduje ona asymetrię leptonową wszechświata o znaku odwrotnym, niż asymetria barionowa. Nadmiarowi barionów powinien towarzyszyć nadmiar antyleptonów, a konkretnie antyneutrin. Obecny poziom technik eksperymentalnych nie pozwala na weryfikację tej hipotezy, nie jesteśmy bowiem w stanie zmierzyć kosmicznego tła niskoenergetycznych neutrin.

[edytuj] Zobacz też

• wielki wybuch
• rozpad protonu

[edytuj] Źródła

• Mark Trodden, Baryogenesis and Leptogenesis, arXiv:hep-ph/0411301 (en)

Przypisy