En la cosmología física , el problema de asimetría bariónica , también conocido como el problema de asimetría de la materia o el problema de asimetría materia-antimateria , [1] [2] es el desequilibrio observado en 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 hay una teoría de consenso 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 se inspiraron en los recientes descubrimientos del fondo cósmico de microondas [6] y la violación de CP en el sistema de kaones neutros. [7] Las tres "condiciones de Sakharov" necesarias son:
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. [8]
Actualmente, no hay evidencia experimental de interacciones de partículas donde la conservación del número bariónico se rompa de manera perturbativa : 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 hamiltoniano (perturbativo) del Modelo Estándar 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). 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 .
La segunda condición para generar asimetría bariónica (violación de la simetría de paridad de carga) es que un proceso pueda ocurrir a una velocidad diferente a 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 de violación de CP distinta de cero en la matriz de mezcla de neutrinos , pero esto no se mide actualmente. El primero de una serie de principios básicos de física que se violó fue la paridad a través del experimento de Chien-Shiung Wu . Esto llevó a que la violación de CP se verificara en el experimento 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 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 temporal, o simetría T. A pesar de la tolerancia para la violación del CP en el Modelo Estándar, es insuficiente para explicar 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 .
Durante los tres primeros años de operaciones del LHC (a partir de marzo de 2010), la colaboración LHCb descubrió una posible nueva fuente de violación de CP en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) . 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 CP. Este análisis deberá confirmarse con más datos de ejecuciones posteriores del LHC. [9]
Un método para buscar violaciones adicionales de CP es la búsqueda de momentos dipolares eléctricos de partículas fundamentales o compuestas. La existencia de momentos dipolares eléctricos en estados de equilibrio requiere la violación de la simetría T. De esa manera, encontrar un momento dipolar eléctrico distinto de cero implicaría la existencia de interacciones que violan la simetría T en las correcciones de vacío de la partícula medida. Hasta ahora, todas las mediciones son consistentes con cero, lo que pone límites fuertes a las propiedades de las nuevas interacciones que violan la simetría CP aún desconocidas.
En el escenario de desintegración fuera de 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 antipartículas correspondientes no alcanzan el equilibrio térmico debido a que la rápida expansión disminuye la posibilidad de aniquilación de pares.
Otra posible explicación de la aparente asimetría bariónica es que la materia y la antimateria están esencialmente separadas en regiones diferentes y muy distantes del universo . 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 materia y antimateria. Tales límites, si existen, probablemente se encontrarían en el espacio intergaláctico profundo. La densidad de materia en el espacio intergaláctico está razonablemente bien establecida en aproximadamente un átomo por metro cúbico. [11] [12] Suponiendo que esta es 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 tales zonas, pero 30 años de investigación han puesto límites a cuán lejos podrían estar. Sobre la base de tales análisis, ahora se considera improbable que alguna región dentro del universo observable esté dominada por antimateria. [4]
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 clásica como cuánticamente, 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 no directamente en una era caliente dominada por la radiación. El antiuniverso fluiría hacia atrás 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 Perimeter Institute for Theoretical Physics en Canadá , propone que las fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas (CMB) se deben a la naturaleza cuántico-mecánica del espacio-tiempo cerca de la singularidad del Big Bang. [13] 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 la teoría cuántica existirían entre ellos. [ cita requerida ] La incertidumbre cuántica hace que el universo y el antiuniverso no sean imágenes especulares exactas entre sí. [14]
Este modelo no ha demostrado si puede reproducir ciertas observaciones relacionadas con el escenario de inflación, como explicar la uniformidad del cosmos a gran escala. Sin embargo, proporciona una explicación natural y sencilla para la materia oscura . Un par universo-antiuniverso de este tipo produciría grandes cantidades de neutrinos superpesados , también conocidos como neutrinos estériles . Estos neutrinos también podrían ser la fuente de las explosiones de rayos cósmicos de alta energía observadas recientemente . [15]
Los desafíos a las teorías físicas son 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 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 kilovatios /(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 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 se mantuvo razonablemente constante durante la mayor parte de su evolución. La densidad de entropía es
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" (ya que mc 2 ≪ k B T se cumple) a la temperatura T ,
para bosones y fermiones con grados de libertad g i y g j a temperaturas T i y T j respectivamente. Actualmente, s = 7,04 nγ .
![{\displaystyle [B,H]=BH-HB=0}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/7f0ca20354454b5043fbb654394765ac8f7f4669)
