Bariogénesis

Proceso hipotético del universo temprano

En cosmología física , la bariogénesis (también conocida como bariosíntesis ^{[1] [2]} ) es el proceso físico que se supone que tuvo lugar durante el universo temprano para producir asimetría bariónica , es decir, el desequilibrio de materia ( bariones ) y antimateria (antibariones) en el universo observado . ^[3]

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 total fuera cero, ya que la materia y la antimateria deberían haberse creado en cantidades iguales. Se proponen varios mecanismos teóricos para explicar esta discrepancia, a saber, identificar condiciones que favorezcan la ruptura de la simetría y la creación de materia normal (en oposición a la antimateria). Este desequilibrio tiene que ser excepcionalmente pequeño, del orden de 1 en cada1 630 000 000 (≈2 × 10 ⁹ ) partículas una pequeña fracción de segundo después del Big Bang. ^[4] Después de que la mayor parte de la materia y la antimateria se aniquilaron, lo que quedó fue toda la materia bariónica en el universo actual, junto con un número mucho mayor de bosones . Sin embargo, los experimentos informados en 2010 en Fermilab parecen mostrar que este desequilibrio es mucho mayor de lo que se suponía anteriormente. ^[5] 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. La razón de esta discrepancia aún no se conoce.

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 (
incógnita
) o bosones de Higgs masivos (
yo⁰
). ^[6] La velocidad a la que ocurren estos eventos está determinada en gran medida por la masa del intermediario.
incógnita
o
yo⁰
partículas, por lo que al suponer que estas reacciones son responsables de la mayoría del número bariónico observado hoy, se puede calcular una masa máxima por encima de la cual la tasa sería demasiado lenta para explicar la presencia de materia en la actualidad. ^[7] Estas estimaciones predicen que un gran volumen de material exhibirá ocasionalmente una desintegración espontánea de protones , lo que no se ha observado. Por lo tanto, el desequilibrio entre materia y antimateria sigue siendo un misterio.

Las teorías de 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 estos posibles mecanismos.

A la bariogénesis le sigue la nucleosíntesis primordial , cuando comienzan a formarse los núcleos atómicos .

Problema sin resolver en física :

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

(más problemas sin resolver 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 se predice que existen equivalentes de antimateria para cada uno de ellos mediante la ecuación de Dirac en 1928. ^[8] 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. ^[9] Una vez que el universo se expandió y se enfrió a una temperatura crítica de aproximadamente2 × 10 ¹²  K , ^[3] los quarks se combinaron en materia normal y antimateria y procedieron a aniquilarse hasta la pequeña asimetría inicial de aproximadamente una parte en cinco mil millones, dejando la materia a nuestro alrededor. ^[3] Nunca se han observado quarks y antiquarks individuales libres y separados en experimentos: los quarks y antiquarks siempre se encuentran en grupos de tres ( bariones ), o unidos en pares quark-antiquark ( mesones ). Del mismo modo, no hay evidencia experimental de que haya concentraciones significativas de antimateria en el universo observable.

Hay dos interpretaciones principales para esta disparidad: o bien el universo comenzó con una pequeña preferencia por la materia ( número bariónico total del universo distinto de cero), o bien 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 ^[10] 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 del fondo cósmico de microondas ^[11] y la violación de CP en el sistema de kaones neutros. ^[12] Las tres "condiciones de Sakharov" necesarias son:

• Violación del número bariónico . ${\displaystyle B}$
• Violación de simetría C y 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 también se necesita la violación de la simetría C para que las interacciones que producen más bariones que antibariones no se vean contrarrestadas por interacciones que produzcan más antibariones que bariones. La violación de la simetría CP es igualmente necesaria porque, de lo contrario, se producirían cantidades iguales de bariones zurdos y antibariones diestros , así como cantidades iguales de antibariones zurdos y bariones diestros. Por último, las interacciones deben estar fuera del equilibrio térmico, ya que, de lo contrario, la simetría CPT aseguraría una compensación entre los procesos que aumentan y disminuyen el número bariónico. ^[13]

Actualmente, no hay evidencia experimental de interacciones de partículas donde la conservación del número bariónico se rompa perturbativamente : esto parecería sugerir que todas las reacciones de partículas observadas tienen igual número bariónico antes y después. Matemáticamente, el conmutador del operador cuántico de número bariónico con el hamiltoniano del Modelo Estándar (perturbativo) es cero: . Sin embargo, se sabe que el Modelo Estándar viola la conservación del número bariónico solo de manera no perturbativa: una anomalía global U(1). ^[14] Para explicar la violación bariónica en la bariogénesis, tales eventos (incluida la desintegración de protones) pueden ocurrir en las Teorías de Gran Unificación (GUT) y los modelos supersimétricos (SUSY) a través de bosones masivos hipotéticos como el bosón X . ${\displaystyle [B,H]=BH-HB=0}$

La segunda condición – violación de la simetría CP – fue descubierta en 1964 (la violación directa de CP, es decir la violación de la simetría CP en un proceso de desintegración, fue descubierta más tarde, en 1999). ^[15] Debido a la simetría CPT, la violación de la simetría CP exige la violación de la simetría de inversión temporal, o simetría T.

En el escenario de desintegración fuera de equilibrio, ^[16] 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 antipartículas correspondientes no alcanzan el equilibrio térmico debido a que la rápida expansión disminuye la posibilidad de aniquilación de pares.

Bariogénesis dentro del modelo estándar

El Modelo Estándar puede incorporar la bariogénesis, aunque la cantidad de bariones netos (y leptones) así creados puede no ser suficiente para explicar la asimetría bariónica actual. Se requiere un quark en exceso por cada mil millones de pares quark-antiquark en el universo primitivo para proporcionar toda la materia observada en el universo. ^[3] Esta insuficiencia aún no ha sido explicada, 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 no conservantes de bariones es insignificante. ^[17]

La pared del dominio de transición de fase rompe la simetría P espontáneamente, lo que permite que las interacciones que violan la simetría CP rompan 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. ^[13] Debido a que las interacciones electrodébiles violan la simetría CP, 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 lleva una amplitud a 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 lo 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 del Higgs , que cambia a lo largo de la pared del dominio. ^[18] Por lo tanto, ciertas sumas de amplitudes para los quarks tienen valores absolutos diferentes en comparación con los de los antiquarks. En total, los quarks y los antiquarks pueden tener diferentes probabilidades de reflexión y transmisión a través de la pared del dominio, y resulta que se transmiten más quarks que provienen de la fase no interrumpida 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 esfalerones, que son abundantes en la fase no interrumpida, el contenido antibariónico neto de la fase no interrumpida se elimina a medida que los antibariones se transforman en leptones. ^[19] Sin embargo, los esfalerones son lo suficientemente raros en la fase interrumpida 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 esfalero) son responsables de la violación B, el lagrangiano electrodébil perturbativo es responsable de la violación CP, y la pared de dominio es responsable de la falta de equilibrio térmico y la violación P; junto con la violación CP también crea una violación C en cada uno de sus lados. ^[20]

Contenido de 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

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

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 fotones de radiación cósmica de fondo . ^[21]

Según el modelo del Big Bang, la materia se desacopló de la radiación cósmica de fondo (CBR) a una temperatura de aproximadamente3000 kelvin , correspondiente a una energía cinética media de3000 kilógramos /(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 está dada por

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

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 . ^[21] 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 , tal como se definió anteriormente, no es el "mejor" parámetro. En cambio, el parámetro de asimetría preferido utiliza la densidad de entropía s ,

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

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

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

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 partículas "sin masa" a temperatura T (siempre que mc ² ≪ ​​k _B T se cumpla),

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

para bosones y fermiones con grados de libertad g _i y g _j a temperaturas T _i y T _j respectivamente. En la época actual, s =7,04  n _γ . ^[21]

Esfuerzos de investigación en curso

Lazos con la materia oscura

Una posible explicación de la causa de la bariogénesis es la reacción de desintegración de la B-mesogénesis. Este fenómeno sugiere que en el universo primitivo, partículas como el mesón B se desintegran en un barión visible del Modelo Estándar, así como en un antibarión oscuro que es invisible a las técnicas de observación actuales. ^[22] El proceso comienza suponiendo que existe una partícula escalar masiva y de larga vida en el universo primitivo antes de la nucleosíntesis del Big Bang. ^[23] El comportamiento exacto de la partícula es aún desconocido, pero se supone que se desintegra en quarks y antiquarks b en condiciones fuera del equilibrio térmico, satisfaciendo así una condición de Sajarov. Estos quarks b se forman en mesones B, que inmediatamente se hadronizan en estados oscilantes que violan el CP , satisfaciendo así otra condición de Sajarov. ^[24] Estos mesones oscilantes se desintegran luego en el par barión-antibarión oscuro mencionado anteriormente, , donde es el mesón B padre, es el antibarión oscuro, es el barión visible y es cualquier mesón ligero adicional requerido para satisfacer otras leyes de conservación en esta desintegración de partículas. ^[22] Si este proceso ocurre lo suficientemente rápido, el efecto de violación de CP se traslada al sector de materia oscura. Sin embargo, esto contradice (o al menos desafía) la última condición de Sakharov, ya que la preferencia de materia esperada en el universo visible se equilibra con una nueva preferencia de antimateria en la materia oscura del universo y se conserva el número total de bariones. ^[23] ${\displaystyle \Phi }$ ${\displaystyle \Phi }$ ${\displaystyle B_{s}^{0}-{\bar {B}}_{s}^{0}}$ ${\displaystyle B\rightarrow \psi {\mathcal {B}}{\mathcal {M}}}$ ${\displaystyle B}$ ${\displaystyle \psi }$ ${\displaystyle {\mathcal {B}}}$ ${\displaystyle {\mathcal {M}}}$

La B-mesogénesis da como resultado una energía faltante entre los estados inicial y final del proceso de desintegración, que, si se registra, podría proporcionar evidencia experimental de la materia oscura. Los laboratorios de partículas equipados con fábricas de mesones B como Belle y BaBar son extremadamente sensibles a las desintegraciones de mesones B que involucran energía faltante y actualmente tienen la capacidad de detectar el canal. ^{[25] [26]} El LHC también es capaz de buscar esta interacción ya que produce varios órdenes de magnitud más de mesones B que Belle o BaBar, pero existen más desafíos debido al menor control sobre la energía inicial de los mesones B en el acelerador. ^[22] ${\displaystyle B\rightarrow \psi {\mathcal {B}}{\mathcal {M}}}$

Véase también

• Affleck–Mecanismo de cena
• Principio antrópico
• Gran Explosión
• Cronología del universo
• Violación de CP
• Leptogénesis (física)
• Leptón

Referencias

Artículos

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