Баріонна асиметрія Всесвіту

Баріонна асиметрія Всесвіту — наявність у Всесвіті речовини, ядра атомів якої складаються з баріонів (нейтронів і протонів), і практична відсутність антиречовини, у якій ядра атомів складалися б з антибаріонів (антипротонів і антинейтронів). Цей спостережуваний факт неможливо пояснити ні в рамках Стандартної моделі, ні в рамках загальної теорії відносності — двох теорій, які є основою сучасної космології.

Природним було б припустити, що Всесвіт є нейтральним і зберігає всі заряди^[1]. Великий вибух мав би створити однакові кількості матерії й антиматерії, які надалі охолоджувалися б разом із Всесвітом і зрештою анігілювали б одна з одною. Оскільки цього не сталося, імовірно, що деякі фізичні закони по-різному діяли на матерію та антиматерію. Існує кілька конкуруючих гіпотез, що пояснюють цей дисбаланс, результатом якого став баріогенез. Втім, узгодженої теорії досі не вироблено, і це явище називають «однією з великих загадок фізики»^[2].

Умови Сахарова

Докладніше: Баріогенез

У 1967 році Андрій Сахаров запропонував^[3] три необхідні умови, яким має відповідати взаємодія, щоб утворювати матерію й антиматерію з різною швидкістю. На ці умови його надихнули нещодавні відкриття реліктового випромінювання^[4] та порушення CP-інваріантності у системі нейтральних каонів^[5]. Три необхідні «умови Сахарова» такі:

• Збереження баріонного числа ${\displaystyle B}$ має порушуватися.
• Має відбуватися порушення C-інваріантності та CP-інваріантності.
• Взаємодії мають відбуватися поза термодинамічною рівновагою.

Порушення баріонного числа

Порушення баріонного числа є необхідною умовою для виникнення надлишку баріонів над антибаріонами. Водночас потрібне порушення C-інваріантності, аби взаємодії, які продукують більше баріонів, ніж антибаріонів, не компенсувалися протилежними процесами. Аналогічно, потрібне й порушення CP-інваріантності, інакше утворювалася б рівна кількість лівих баріонів і правих антибаріонів, а також рівна кількість лівих антибаріонів і правих баріонів. Нарешті, взаємодії мають відбуватися поза тепловою рівновагою, інакше CPT-інваріантність гарантувала б компенсацію процесів, що збільшують і зменшують баріонне число^[6].

Наразі немає експериментальних підтверджень взаємодій частинок, де збереження баріонного числа порушується пертурбативно, — усі відомі реакції зберігають баріонне число до й після процесу. Математично це виражається тим, що комутатор баріонного квантового оператора з (пертурбативним) гамільтоніаном стандартної моделі дорівнює нулю: ${\displaystyle [B,H]=BH-HB=0}$. Однак відомо, що стандартна модель порушує збереження баріонного числа непертурбативно, через глобальну U(1)-аномалію. Для пояснення порушення баріонного числа у процесах баріогенезу такі події (зокрема й розпад протона) можуть відбуватися у рамках моделей Великого об'єднання або суперсиметрії через гіпотетичні масивні бозони, як-от X-бозон.

Порушення CP-інваріантності

Докладніше: CP-інваріантність

Див. також: Ву Цзяньсюн та Експеримент Ву

Другою умовою для виникнення баріонної асиметрії є порушення CP-інваріантності (незмінності фізичних законів щодо комбінації операцій зарядового спряження та зміни напрямку координатних осей). Процес має відбуватися з іншою швидкістю, ніж його аналог для антиматерії. У стандартній моделі порушення CP-інваріантності проявляється як комплексна фаза у матриці змішування кварків для слабкої взаємодії. Існує також імовірність ненульової порушуючої CP-інваріантність фази у матриці змішування нейтрино, але наразі вона не виміряна. Першим із фундаментальних принципів фізики, порушення якого було встановлено, стала парність, що було доведено в експерименті Ву під керівництвом Ву Цзяньсюн. Згодом порушення CP-інваріантності підтвердив експеримент Фітча — Кроніна 1964 року на нейтральних каонах, що згодом принесло Нобелівську премію з фізики 1980 року (пряме порушення CP-інваріантності, тобто порушення CP-інваріантності у процесах розпаду, відкрили пізніше — 1999 року). Внаслідок CPT-інваріантності порушення CP-інваріантності вимагає також і порушення симетрії відносно обернення часу (T-інваріантності). Попри наявність механізмів порушення CP-інваріантності у стандартній моделі, їх недостатньо для пояснення спостережуваної баріонної асиметрії Всесвіту з урахуванням обмежень на порушення баріонного числа, що вказує на потребу в джерелах асиметрії поза стандартною моделлю.

Можливе нове джерело порушення CP-інваріантності знайшов експеримент LHCb на Великому адронному колайдері під час перших трьох років роботи (починаючи з березня 2010 року). У ході експерименту проаналізували розпади двох частинок — лямбда-баріона з b-кварком (Λ_b⁰) та його античастинки — й порівняли розподіли продуктів розпаду. Дані показали асиметрію до 20 % у величинах, чутливих до порушення CP-інваріантності. Однак цей результат потребує підтвердження на основі більшого обсягу даних з наступних запусків Великого адронного колайдера^[7].

Одним із методів пошуку додаткових проявів порушення CP-інваріантності є вимірювання електричних дипольних моментів фундаментальних або складених частинок. Існування електричного дипольного моменту у станах рівноваги вимагає порушення T-інваріантності. Таким чином, виявлення ненульового дипольного моменту свідчило б про наявність взаємодій, порушуючих T-інваріантність, у вакуумних поправках до вимірюваних властивостей частинок. Наразі всі вимірювання узгоджуються з нульовим значенням, що накладає жорсткі обмеження на властивості поки що невідомих нових взаємодій, порушуючих CP-інваріантність.

Взаємодії поза термодинамічною рівновагою

У сценарії нерівноважного розпаду^[8] остання умова вимагає, щоб швидкість реакції, що породжує баріонну асиметрію, була меншою за швидкість розширення Всесвіту. У такій ситуації частинки та їхні античастинки не досягають термодинамічної рівноваги, оскільки швидке розширення зменшує ймовірність анігіляції пар.

Інші пояснення

Області Всесвіту, де домінує антиматерія

Ще одним можливим поясненням видимої баріонної асиметрії є те, що матерія й антиматерія розділені між різними, значно віддаленими областями Всесвіту. Спочатку вважали, що утворення галактик з антиматерії може пояснити баріонну асиметрію, адже для віддаленого спостерігача атоми антиматерії не відрізняються від атомів матерії й випромінюють світло однаково. Проте на межі між областями матерії та антиматерії мала б спостерігатися анігіляція з подальшим утворенням гамма-випромінювання, що залежало б від відстані та густини матерії й антиматерії. Такі межі, якщо вони існують, імовірно, знаходяться у міжгалактичному просторі. Густина речовини у міжгалактичному просторі досить добре відома й становить приблизно один атом на кубічний метр^[9][10]. Якщо вважати цю густину типовою для околиць межі, можна розрахувати світність гамма-випромінювання в зоні взаємодії. Жодних таких зон не виявили, проте 30-річні дослідження встановили межі відстаней, на яких вони могли б існувати. Виходячи з цих аналізів, тепер вважають малоймовірним, що будь-який регіон у межах спостережуваного Всесвіту заповнена антиматерією^[2].

Дзеркальний антивсесвіт

Великий вибух породив пару «всесвіт–антивсесвіт»: наш Всесвіт рухається вперед у часі, тоді як його дзеркальний відповідник рухається назад.

Стан Всесвіту не порушує CPT-інваріантності, оскільки Великий вибух можна розглядати як двобічну подію — як у класичному, так і в квантовому сенсі — що складається з пари «всесвіт–антивсесвіт». Це означає, що наш Всесвіт є зарядовим (C), парним (P) і часовим (T) відображенням антивсесвіту. Антивсесвіт «рухається» назад у часі від Великого вибуху, розширюючись у процесі, і при цьому складається переважно з антиматерії. Його просторові властивості є інвертованими порівняно з нашим Всесвітом, що аналогічно до утворення електрон–позитронних пар у вакуумі. Цю модель запропонували фізики з Інституту теоретичної фізики «Периметр» в Канаді, і вона передбачає, що флуктуації температури у реліктовому випромінюванні зумовлені квантово-механічною природою простору-часу поблизу сингулярності Великого вибуху^[11]. Квантова невизначеність призводить до того, що Всесвіт і антивсесвіт не є точними дзеркальними копіями один одного^[12].

Ця модель поки не показала, чи може вона відтворити певні спостереження, пов'язані зі сценарієм інфляції, наприклад пояснити однорідність Всесвіту у великих масштабах. Водночас вона пропонує просте природне пояснення темної матерії. Така пара «всесвіт–антивсесвіт» мала б утворювати велику кількість надважких нейтрино, відомих також як стерильні нейтрино. Ці нейтрино також можуть бути джерелом нещодавно зафіксованих сплесків високоенергетичних космічних променів^[13].

Параметр баріонної асиметрії

Завдання фізичних теорій полягає в тому, щоб пояснити як виникла перевага матерії над антиматерією, а також розрахувати, якою саме є величина цієї асиметрії. Важливим кількісним показником є параметр асиметрії:

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

Ця величина характеризує різницю щільностей баріонів і антибаріонів (n_B і n_B відповідно) відносно щільності фотонів реліктового випромінювання n_γ.

Згідно з моделлю Великого вибуху, матерія відокремилася від реліктового випромінювання при температурі приблизно 3000 кельвінів, що відповідає середній кінетичній енергії 3000 K / (10,08×10³ К/еВ) = 0,3 eV. Після цього відокремлення загальна кількість фотонів залишилася сталою, а через розширення простору-часу їхня щільність зменшувалася. Щільність фотонів на кубічний сантиметр за рівноважної температури T визначають як

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

де k_B — стала Больцмана, ħ — стала Планка, поділена на 2π, c — швидкість світла у вакуумі, а ζ(3) — стала Апері. Для сучасної температури фотонів реліктового випромінювання 2,725 K це відповідає густині n_γ приблизно 411 фотонів на кубічний сантиметр.

Недоліком параметру асиметрії η, визначеного вище, є те, що він сильно змінється в ході розширення Всесвіту. Тому замість нього часто використовують параметр асиметрії відносно ентропії s:

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

оскільки густина ентропії у Всесвіті залишалася відносно сталою протягом більшої частини його еволюції. Густину ентропії визначають як

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

де p та ρ — тиск і густина, визначені за тензором густини енергії T_μν, а g_* — ефективне число ступенів вільності для «безмасових» частинок (за умови, що mc² ≪ k_BT) за температури T:

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

де g_i та g_j — ступені вільності бозонів і ферміонів для температур T_i та T_j відповідно. Нині s = 7,04n_γ.

Див. також

• Баріогенез
• Порушення CP-інваріантності