Bariogénesis

En cosmología física , la bariogénesis (también conocida como bariosíntesis ^{[ 1 ] [ 2 ]} ) es el proceso físico que se hipotetiza que tuvo lugar durante el universo temprano para producir la asimetría bariónica , la observación de que solo se detecta materia ( bariones ) y no antimateria (antibariones) en el universo (aparte de las colisiones de rayos cósmicos ). ^{[ 3 ] [ 4 ] : ​​22.3.6} Dado que en cosmología se asume que las partículas que vemos fueron creadas utilizando la misma física que medimos hoy, y en los experimentos de física de partículas actuales la materia y la antimateria son siempre simétricas, el dominio de la materia sobre la antimateria no tiene explicación. ^{[ 5 ]}

Se proponen varios mecanismos teóricos para explicar esta discrepancia, a saber, identificar las condiciones que favorecen la ruptura de simetría y la creación de materia normal (en contraposición 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. ^{[ 6 ]} Después de que la mayor parte de la materia y antimateria fue aniquilada, lo que quedó fue toda la materia bariónica en el universo actual, junto con un número mucho mayor de bosones . Sin embargo, los experimentos reportados en 2010 en Fermilab parecen mostrar que este desequilibrio es mucho mayor de lo que se suponía anteriormente. ^{[ 7 ]} Estos experimentos involucraron una serie de colisiones de partículas y encontraron que la cantidad de materia generada fue aproximadamente un 1% mayor que la cantidad de antimateria generada. La razón de esta discrepancia aún no se conoce.

La mayoría de las teorías de gran unificación rompen explícitamente la simetría del número bariónico , lo que explicaría esta discrepancia, invocando típicamente reacciones mediadas por bosones X muy masivos ( X ) o bosones de Higgs masivos ( H0 ^).). ^{[ 8 ]} La velocidad a la que ocurren estos eventos está regida en gran medida por la masa del intermedio X o H ⁰partículas, por lo que, al suponer que estas reacciones son responsables de la mayor parte 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. ^{[ 9 ]} Estas estimaciones predicen que un gran volumen de material exhibirá ocasionalmente una desintegración espontánea de protones , lo cual no se ha observado. Por lo tanto, el desequilibrio entre materia y antimateria sigue siendo un misterio.

Las teorías de la bariogénesis se basan en diferentes descripciones de la interacción entre partículas fundamentales. Dos teorías principales son la bariogénesis electrodébil , ^{[ 10 ]} 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 comenzaron a formarse los núcleos atómicos .

La mayor parte de la materia ordinaria del universo se encuentra en los núcleos atómicos , que están compuestos de neutrones y protones . No hay evidencia de antimateria primordial. En el universo, aproximadamente 1 de cada 10 000 protones son antiprotones, lo que concuerda con la producción continua debida a los rayos cósmicos. La posible existencia de antimateria en otras partes del universo es incompatible con la falta de radiación gamma de fondo medible. ^{[ 5 ] : 36}

Además, las predicciones precisas de la nucleosíntesis del Big Bang dependen del valor del factor de asimetría bariónica (véase §  Relación con la nucleosíntesis del Big Bang ). La concordancia entre las predicciones y las observaciones del modelo de nucleosíntesis limita el valor de este factor de asimetría bariónica. En particular, si el modelo se calcula con cantidades iguales de bariones y antibariones, estos se aniquilan tan completamente que no quedan suficientes bariones para crear nucleones. ^{[ 5 ] : 37}

Existen dos interpretaciones principales para esta disparidad: o bien el universo comenzó con una ligera preferencia por la materia ( el número bariónico total del universo es distinto de cero), o bien el universo era originalmente perfectamente simétrico, pero de alguna manera un conjunto de fenómenos de la física de partículas contribuyó con el tiempo a un pequeño desequilibrio a favor de la materia. El objetivo de las teorías cosmológicas de la bariogénesis es explicar el factor de asimetría bariónica utilizando la teoría cuántica de campos de partículas elementales. ^{[ 5 ] : 37}

En 1967, Andrei Sakharov propuso ^{[ 11 ]} un conjunto de tres condiciones necesarias que una interacción generadora de bariones debe satisfacer para producir materia y antimateria a diferentes velocidades. Estas condiciones se inspiraron en los recientes descubrimientos del fondo cósmico de microondas ^{[ 12 ]} y la violación de CP en el sistema de kaones neutros . ^{[ 13 ]} Las tres "condiciones de Sakharov" necesarias son:

• Número bariónico${\displaystyle B}$violación.
• Violación de la simetría C y de la 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 la violación de la simetría C también es necesaria para que las interacciones que producen más bariones que antibariones no se vean contrarrestadas por interacciones que producen más antibariones que bariones. La violación de la simetría CP es igualmente necesaria porque, de lo contrario, se producirían cantidades iguales de bariones levógiros y antibariones dextrógiros , así como cantidades iguales de antibariones levógiros y bariones dextrógiros. ^{[ 5 ]} Finalmente, las interacciones que producen asimetría deben ocurrir antes del equilibrio térmico porque el promedio térmico de la asimetría bariónica del modelo estándar es cero. ^{[ 5 ]}

El Modelo Estándar puede incorporar la bariogénesis, aunque la cantidad neta de bariones (y leptones) así creados podría no ser suficiente para explicar la asimetría bariónica actual. Se requiere un quark adicional 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 se ha explicado, ni teórica ni de ninguna otra manera.

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 bariónicas no conservativas es insignificante. ^{[ 14 ]}

La pared de dominio de transición de fase rompe la simetría P espontáneamente, permitiendo 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 rota de la pared de dominio, mientras que los antiquarks tienden a acumularse en su lado de fase no rota. ^{[ 15 ]} Debido a las interacciones electrodébiles que 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 temporal toma 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 al moverse en el espacio-tiempo. Esta fase también depende de su masa, que es idéntica, pero depende tanto del sabor como del VEV del bosón de Higgs , que cambia a lo largo de la pared de dominio. ^{[ 16 ]} Así, ciertas sumas de amplitudes para los quarks tienen valores absolutos diferentes en comparación con los de los antiquarks. En resumen, los quarks y los antiquarks pueden tener diferentes probabilidades de reflexión y transmisión a través de la pared de dominio, y resulta que se transmiten más quarks provenientes de la fase no rota que antiquarks.

Por lo tanto, existe un flujo bariónico neto a través de la pared de dominio. Debido a las transiciones de esfalerones, que son abundantes en la fase intacta, el contenido antibariónico neto de dicha fase se elimina a medida que los antibariones se transforman en leptones. ^{[ 17 ]} Sin embargo, los esfalerones son lo suficientemente escasos en la fase rota como para no eliminar el exceso de bariones en ella. En total, hay una creación neta de bariones (así como de leptones).

En este escenario, las interacciones electrodébiles no perturbativas (es decir, el esfalerón) son responsables de la violación de B, el lagrangiano electrodébil perturbativo es responsable de la violación de CP, y la pared de dominio es responsable de la falta de equilibrio térmico y la violación de P; junto con la violación de CP también crea una violación de C en cada uno de sus lados. ^{[ 18 ]}

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 . ^{[ 19 ]}

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 promedio de3000  K / (10,08 × 10³ ^K  /eV ) =0,3  eV . Tras el desacoplamiento, el número total de fotones CBR permanece constante. Por lo tanto, debido a la expansión espacio-temporal, la densidad de fotones disminuye. La densidad de fotones a temperatura de equilibrio T viene dada por $${\displaystyle {\begin{aligned}n_{\gamma }&={\frac {1}{\pi ^{2}}}{\left({\frac {k_{\text{B}}T}{\hbar c}}\right)}^{3}\int _{0}^{\infty }{\frac {x^{2}}{e^{x}-1}}dx\\[2pt]&={\frac {2\zeta (3)}{\pi ^{2}}}{\left({\frac {k_{\text{B}}T}{\hbar c}}\right)}^{3}\\[2pt]&\approx 20.3\left({\frac {T}{\mathrm {1\,K} }}\right)^{3}{\text{cm}}^{-3},\end{aligned}}}$$ con k _B como la constante de Boltzmann , ħ como la constante de Planck dividida por 2π y c como la velocidad de la luz en el vacío, y ζ (3) como la constante de Apéry . ^{[ 19 ]} A la temperatura actual de los fotones de la 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 "mejor". 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 $${\displaystyle s\ {\stackrel {\mathrm {def} }{=}}\ {\frac {\mathrm {entropía} }{\mathrm {volumen} }}={\frac {p+\rho }{T}}={\frac {2\pi ^{2}}{45}}g_{\text{⁎}}(T)T^{3},}$$ 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 (en la medida en que se cumple mc ² ≪ ​​k _B T ), $${\displaystyle g_{\text{⁎}}(T)=\sum _{i=\mathrm {bosons} }g_{i}{\left({\frac {T_{i}}{T}}\right)}^{3}+{\frac {7}{8}}\sum _{j=\mathrm {fermions} }g_{j}{\left({\frac {T_{j}}{T}}\right)}^{3},}$$ 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 . ^{[ 19 ]}

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