¿Cuál es la fuente del desequilibrio de materia y antimateria? Esto se refiere al pequeño valor distinto de cero de los bariones sobre los fotones (≈ 5 −10 ) en el Universo actual.
En cosmología física , el problema de asimetría bariónica , también conocido como problema de asimetría de materia o problema de asimetría materia-antimateria , [1] [2] es el desequilibrio observado entre la materia bariónica (el tipo de materia que se experimenta en la vida cotidiana) y la materia antibariónica. en el universo observable . Ni el modelo estándar de física de partículas ni la teoría de la relatividad general proporcionan una explicación conocida de por qué esto debería ser así, y es una suposición natural que el universo es neutral con todas las cargas conservadas . [3] El Big Bang debería haber producido cantidades iguales de materia y antimateria . Dado que este no parece haber sido el caso, es probable que algunas leyes físicas hayan actuado de manera diferente o no existieran para la materia y/o la antimateria. Existen varias hipótesis en competencia para explicar el desequilibrio de materia y antimateria que resultó en la bariogénesis . Sin embargo, hasta el momento no existe una teoría consensuada para explicar el fenómeno, que ha sido descrito como "uno de los grandes misterios de la física ". [4]
En 1967, Andrei Sakharov propuso [5] un conjunto de tres condiciones necesarias que debe satisfacer una interacción generadora de bariones para producir materia y antimateria a diferentes velocidades. Estas condiciones fueron inspiradas por los recientes descubrimientos del fondo cósmico de microondas [6] y la violación de CP en el sistema neutral de kaones . [7] Las tres "condiciones Sajarov" necesarias son:
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. [8]
Actualmente, no hay evidencia experimental de interacciones entre partículas en las que la conservación del número bariónico se rompa perturbativamente : esto parecería sugerir que todas las reacciones de partículas observadas tienen el mismo número bariónico antes y después. Matemáticamente, el conmutador del operador cuántico del número bariónico con el modelo estándar (perturbativo) hamiltoniano es cero: . Sin embargo, se sabe que el modelo estándar viola la conservación del número bariónico sólo de manera no perturbativa: una anomalía global U(1). Para dar cuenta de la violación bariónica en la bariogénesis, tales eventos (incluida la desintegración de protones) pueden ocurrir en las Teorías de la Gran Unificación (GUT) y en los modelos supersimétricos (SUSY) a través de bosones masivos hipotéticos como el bosón X.
La segunda condición para generar asimetría bariónica (violación de la simetría de paridad de carga) es que un proceso pueda ocurrir a un ritmo diferente al de su contraparte de antimateria. En el modelo estándar , la violación de CP aparece como una fase compleja en la matriz de mezcla de quarks de la interacción débil . También puede haber una fase que viole el CP distinta de cero en la matriz de mezcla de neutrinos , pero esto no se ha medido actualmente. El primero de una serie de principios básicos de la física que se violaron fue la paridad mediante el experimento de Chien-Shiung Wu . Esto llevó a que se verificara la violación de CP en el experimento de Fitch-Cronin de 1964 con kaones neutros , que resultó en el Premio Nobel de Física de 1980 (la violación directa de CP, es decir, la violación de la simetría de CP en un proceso de desintegración, 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. A pesar de la tolerancia para la violación de CP en el Modelo Estándar, es insuficiente para tener en cuenta la asimetría bariónica observada del universo (BAU) dados los límites de la violación del número bariónico, lo que significa que se necesitan fuentes más allá del Modelo Estándar .
La colaboración del LHCb encontró una posible nueva fuente de violación del CP en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) durante los primeros tres años de operaciones del LHC (a partir de marzo de 2010). El experimento analizó las desintegraciones de dos partículas, la Lambda inferior (Λ b 0 ) y su antipartícula, y comparó las distribuciones de los productos de desintegración. Los datos mostraron una asimetría de hasta el 20% de las cantidades sensibles a la violación de CP, lo que implica una ruptura de la simetría de CP. Este análisis deberá ser confirmado por más datos de ejecuciones posteriores del LHC. [9]
En el escenario de desintegración fuera del equilibrio, [10] 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.
Otra posible explicación de la aparente asimetría bariónica es que la materia y la antimateria están esencialmente separadas en regiones del universo diferentes y muy distantes . Originalmente se pensó que la formación de galaxias de antimateria explicaba la asimetría bariónica, ya que desde la distancia, los átomos de antimateria son indistinguibles de los átomos de materia; ambos producen luz (fotones) de la misma manera. Sin embargo, a lo largo del límite entre las regiones de materia y antimateria, la aniquilación (y la posterior producción de radiación gamma ) sería detectable, dependiendo de su distancia y de la densidad de la materia y la antimateria. Estos límites, si existen, probablemente se encontrarían en el espacio intergaláctico profundo. La densidad de la materia en el espacio intergaláctico está razonablemente bien establecida en aproximadamente un átomo por metro cúbico. [11] [12] Suponiendo que se trata de una densidad típica cerca de un límite, se puede calcular la luminosidad de los rayos gamma de la zona de interacción del límite. No se han detectado zonas de este tipo, pero 30 años de investigación han puesto límites a su distancia. Sobre la base de tales análisis, ahora se considera poco probable que alguna región dentro del universo observable esté dominada por antimateria. [4]
La presencia de un momento dipolar eléctrico (EDM) en cualquier partícula fundamental violaría las simetrías tanto de paridad (P) como de tiempo (T). Como tal, un EDM permitiría que la materia y la antimateria se desintegraran a diferentes velocidades, lo que llevaría a una posible asimetría materia-antimateria como se observa hoy. Actualmente se están realizando muchos experimentos para medir la EDM de diversas partículas físicas. Actualmente, todas las mediciones son consistentes sin momento dipolar. Sin embargo, los resultados imponen restricciones rigurosas sobre la cantidad de violación de simetría que puede permitir un modelo físico. El límite de eEDM más reciente se publicó en 2023; utilizando electrones confinados dentro de iones moleculares y sometidos a un enorme campo eléctrico intramolecular, evolucionando de forma coherente durante hasta 3 segundos. [13]
El estado del universo, tal como es, no viola la simetría CPT , porque el Big Bang podría considerarse como un evento de doble cara, tanto en la mecánica clásica como en la mecánica cuántica, que consiste en un par universo-antiuniverso. Esto significa que este universo es la imagen de carga (C), paridad (P) y tiempo (T) del antiuniverso. Este par surgió de las épocas del Big Bang y no directamente a una era caliente dominada por la radiación. El antiuniverso retrocedería en el tiempo desde el Big Bang, haciéndose más grande a medida que lo hace, y también estaría dominado por la antimateria. Sus propiedades espaciales están invertidas si se comparan con las de nuestro universo, una situación análoga a la creación de pares electrón - positrón en el vacío . Este modelo, ideado por físicos del Instituto Perimeter de Física Teórica de Canadá , propone que las fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas (CMB) se deben a la naturaleza mecánico-cuántica del espacio-tiempo cercano a la singularidad del Big Bang. [14] Esto significa que un punto en el futuro de nuestro universo y un punto en el pasado distante del antiuniverso proporcionarían puntos clásicos fijos, mientras que todas las posibles permutaciones basadas en cuánticas existirían en el medio. [ cita necesaria ] La incertidumbre cuántica hace que el universo y el antiuniverso no sean imágenes especulares exactas entre sí. [15]
Este modelo no ha demostrado si puede reproducir ciertas observaciones sobre el escenario inflacionario, como explicar la uniformidad del cosmos a gran escala. Sin embargo, proporciona una explicación natural y sencilla de la materia oscura . Tal par universo-antiuniverso produciría grandes cantidades de neutrinos superpesados , también conocidos como neutrinos estériles . Estos neutrinos también podrían ser la fuente de explosiones de rayos cósmicos de alta energía observadas recientemente . [dieciséis]
El desafío para las teorías físicas es entonces explicar cómo se produce el predominio de la materia sobre la antimateria, y también la magnitud de esta asimetría. Un cuantificador importante es el parámetro de asimetría ,
Esta cantidad relaciona la diferencia de densidad numérica general entre bariones y antibariones ( n B y n B , respectivamente) y la densidad numérica de los fotones de radiación cósmica de fondo n γ .
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 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 la temperatura de equilibrio T por centímetro cúbico está dada por
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 . 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 parámetro "bueno". En cambio, el parámetro de asimetría preferido utiliza la densidad de entropía s ,
porque la densidad de entropía del universo permaneció razonablemente constante durante la mayor parte de su evolución. La densidad de entropía es
con p y ρ como la presión y densidad del tensor de densidad de energía T μν , y g * como el número efectivo de grados de libertad para partículas "sin masa" (en la medida en que mc 2 ≪ k B T se mantiene) a la temperatura T ,
para bosones y fermiones con g i y g j grados de libertad a temperaturas Ti y T j respectivamente . Actualmente, s = 7,04 norte γ .
![{\displaystyle [B,H]=BH-HB=0}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/7f0ca20354454b5043fbb654394765ac8f7f4669)
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