Rambler's Top100 Service
Поиск   
 
Обратите внимание!   Посетите Сервер по Физике Обратите внимание!
 
  Наука >> Физика >> Общие вопросы >> Справочники >> Физическая энциклопедия | Словарные статьи
 Посмотреть комментарии[2]  Добавить новое сообщение
 См. также

Популярные статьиАнтропный космологический принцип: космологическая постоянная

Словарные статьиАнтичастицы

Словарные статьиАнтивещество

Словарные статьиАдиабатические флуктуации

Словарные статьиАннигиляция

Научные статьиЭлектрический дипольный момент нейтрона: новые возможности поиска: Электрический дипольный момент и инвариантность

СообщениеАнтиводород в ЦЕРНе: 50 000 атомов в одной ловушке

Словарные статьиБарионное число

НовостиНовая книга по физике элементарных частиц

НовостиФлуктуации реликтового излучения

Барионная асимметрия Вселенной
14.11.2001 19:52 | Phys.Web.Ru
    

Барионная асимметрия Вселенной - экстраполяция на Вселенную в целом наблюдаемого преобладания вещества над антивеществом в нашем локальном скоплении галактик. Заключение об отсутствии сопоставимого с веществом количества антивещества (в скоплении галактик доля антивещества составляет $\lt10^{-4}$ основано на экспериментальных поисках аннигиляционных $\gamma$-квантов.
Количественной мерой асимметрии Вселенной служит величина $\delta=\frac{n-\tilde{n}}{n_\gamma}$, где $n,\tilde{n}$ и $n_\gamma$ - концентрации барионов, антибарионов и реликтовых фотонов. Концентрация реликтовых фотонов известна достаточно хорошо - они имеют планковский спектр с температурой $T\sim 3K$, что соответствует $n_\gamma=500 см^{-3}$. Плотность барионного заряда известна гораздо хуже: ограничения на параметр замедления расширения Вселенной из космологической плотности вещества дают $n\lt3\cdot10^{-6} см^{-3}$; снизу n ограничено массой видимого вещества галактик: $n\gt3\cdot 10^{-8} см^{-3}$. Таким образом, $\delta=10^{-8}-10^{-10}$. При адиабатическом расширении Вселенной величина $\delta$ слабо зависит от времени. Так, с момента t=10-6 с, что соответствует температуре Вселенной $T\sim1$ ГэВ (см. Теория горячей Вселенной ), к настоящему времени она уменьшилась приблизительно в 5 раз из-за подогрева фотонного газа при аннигиляции тяжелых частиц (изменения $\delta$ за счет возможных процессов с несохранением барионного числа B не происходит, поскольку их скорости при $T\lesssim 1$ ГэВ пренебрежимо мала). Физический смысл величины $\delta$ состоит в том, что при $t \lesssim 10^{-6}$ с она совпадает но порядку величины с относительным избытком барионов над антибарионами, поскольку при $T\sim1$ ГэВ количество нуклон-антинуклонных (кварк-антикварковых) пар и фотонов совпадает (с точностью до числа степеней свободы). Таким образом, при $t\sim10^{-6}$ с на $10^8-10^{10}$ барион-антибарионных пар приходился один избыточный барион.
Величина $\delta$ является фундаментальной характеристикой Вселенной. Объяснение происхождения барионной асимметрии Вселенной и величины $\delta$ - одна из ключевых проблем современной космологии и физики элементарных частиц. Конечно, можно стать на точку зрения, что Вселенная с самого начала была глобально асимметричной, а величину а задать как начальное условие. Такое "объяснение" ничему но противоречит, однако оно представляется неудовлетворительным.
Наиболее привлекательным является такое объяснение происхождения барионной асимметрии Вселенной, в котором принимается, что Вселенная сначала симметрична по В, а затем на некотором этапе возникает асимметрия в наблюдаемой части Вселенной. Если закон сохранения барионного числа в микропроцессах является точным, то для этого необходима либо сепарация вещества и антивещества в макроскопических масштабах (что считается трудно осуществимым), либо "погребение" антибарионов в черные дыры, которые при условии нарушения CP-инвариантности могут разделять вещество и антивещество. Последний подход рассматривался; однако для количеств, оценок он требует дополнительных гипотез о существовании тяжелых частиц, распадающихся с сильным нарушением CP-инвариантности.
Наиболее естественным с точки зрения физики частиц представляется подход, при котором барионное число не сохраняется. Общие условия возникновения барионной асимметрии Вселенной при этом таковы. Взаимодействия, не сохраняющие В, должны нарушать зарядовую симметрию C (см. Зарядовое сопряжение), поскольку при сохранении C скорости прямых и обратных процессов с несохранением В одинаковы. Аналогично должна нарушаться CP-инвариантность. Наконец, эти процессы B-нарушающего взаимодействия не должны находиться в термодинамическом равновесии, поскольку тогда требование сохранения симметрии CPT(см. Теорема CPT) обеспечивает нейтральность системы по всем несохраняющимся зарядам, в данном случае по B, то есть в термодинамическом равновесии B=0. Синтез моделей великого объединения и теории горячей Вселенной обеспечивает естественное выполнение всех условии образования барионной асимметрии Вселенной, поскольку модели великого объединения содержат C- и CP-несохраняющие взаимодействия, нарушающие В, а Вселенная при своем расширении и охлаждении проходит стадию, когда эти взаимодействия выходят из равновесия.
Предполагаемый механизм возникновения барионной асимметрии Вселенной таков. Согласно моделям великого объединения, в природе существуют лептокварки (X) - частицы, переносящие взаимодействия с несохранением В. Их масса зависит от модели: векторные лептокварки обычно имеют массу порядка $M_X\sim10^{14}-10^{18}$ ГэВ, а скалярные $\sim10^{10}-10^{15}$ ГэВ. Вследствие C- и CP-нарушения, а также несохранения B при распаде лептокварков чаще образуются кварки (q) и лептоны (l), чем антикварки ($\tilde{q}$) и антилептоны ($\tilde{l}$). Зарядово-симметричная часть вещества плазмы в последующей эволюции Вселенной аннигилирует в конце концов в фотоны, нейтрино и антинейтрино, тогда как асимметричная часть остается, давая начало наблюдаемому миру галактик, звезд и т. п. Величина возникающей таким образом асимметрии определяется как параметрами модели великого объединения, так и законом эволюции Вселенной. Так, предположим, что существует один лептокварк X, который может распадаться либо на два антикварка, либо на кварк и лептон с парциальными ширинами соответственно Г1 и Г2. Тогда барионный заряд BX, образующийся при распаде X, равен ($B_q=^1/_3$): $B_X=\frac{1}{\Gamma_{tot}}(\frac{1}{3}\Gamma_2-\frac{2}{3}\Gamma_1)$tot - полная ширина распада). Для антилептокварка $\tilde{X}$, распадающегося по схеме: $\tilde{X}\rightarrow qq$ или $X\rightarrow \tilde{q}l$ с ширинами $\tilde\Gamma_1$ и $\tilde\Gamma_2$, $B_{\tilde{X}}=\frac{1}{\Gamma_{tot}}(-\frac{1}{3}\tilde{\Gamma}_2+\frac{2}{3}\tilde{\Gamma}_1)$. В силу CPT-теоремы $\Gamma_{tot}=\Gamma_1+\Gamma_2=\tilde{\Gamma}_1+\tilde{\Gamma}_2$, однако из-за несохранения C и CP $\Gamma_1\neq\tilde{\Gamma}_1$. Поэтому микроскопическая асимметрия $\delta_{micro}\equiv\frac{1}{2}(B_X+B_{\tilde{X}})= \frac{\tilde{\Gamma}_1-\Gamma_1}{\Gamma_{tot}}\neq0 $. Макроскопическая асимметрия $\delta$ получается при этом порядка $\delta\sim\frac{0,1}{N}\delta_{micro}\cdot S$, где N - полное число степеней свободы всех частиц (оно определяет увеличение числа фотонов за счет аннигиляции остальных частиц), S - макроскопический фактор подавления, учитывающий влияние симметричной плазмы на распады лептоквариов. В рассмотренном примере $S\approx \bigg{\{} \begin{array}{l} 1 , если \xi\lesssim 1, \\ \frac{0,2}{\xi \ln \xi} , если\xi\gt 1, \end{array} $ где $\xi=\Gamma_{tot}\cdot M_0/M^2_X$, $M_0=M_{Pl}/1,66\cdot N^{^1/_2}$ ($M_{Pl}=1,2\cdot 10^{19}$ ГэВ планковская масса). При $\xi\lesssim1 $ распады лептокварков являются неравновесными и поэтому весь избыток барионного заряда доживает до современной эпохи. Если же $\xi\gtrsim 1$, то частичное термодинамическое равновесие по процессам с несохранением В приводит к уменьшению барионной асимметрии Вселенной. При определенном выборе параметров модели можно прийти к такой ситуации, когда барионная асимметрия Вселенной практически не зависит от начальных условий: даже если в сингулярности был барионный избыток, равновесный по взаимодействиям с несохранением B период "стирает" начальное значение B, при выходе же из этого периода Вселенная приобретает $B\neq 0$ за счет микропроцессов. Получаемая при этом величина $\delta$ при естественном выборе параметров составляет $\delta\sim10^{-6}-10^{-12}$. Большие неопределенности в предсказании $\delta$ в рамках моделей великого объединения связаны с возможностью существования различных механизмов нарушения CP-инвариантности в этих моделях (например, при спонтанном нарушении CP-симметрии могут образовываться макроскопические домены вещества и антивещества) и с недостаточным знанием законов эволюции Вселенной на ранних этапах ее расширения (возможная неоднородность и анизотропность, влияние фазовых переходов с изменением группы симметрии великого объединения и так далее). Трудно оценить также вклад в $\delta$ испарения первичных черных дыр из-за незнания их спектра и концентрации на ранних этапах расширения Вселенной. Вместе с тем близость оценки $\delta$ к наблюдательным данным приводит к заключению, что описанный механизм возникновения барионной асимметрии Вселенной может соответствовать действительности.


Посмотреть комментарии[2]
 Copyright © 2000-2015, РОО "Мир Науки и Культуры". ISSN 1684-9876 Rambler's Top100 Яндекс цитирования