universo débil

Uno de los mayores obstáculos para un universo habitable sin interacciones débiles es la existencia necesaria de estrellas. Las estrellas de la secuencia principal funcionan fusionando dos protones para formar deuterio como primer paso, lo cual se produce a través de interacciones débiles. En el universo sin interacciones débiles de Harnik, Kribs y Pérez ^{[ 1 ],} esto se supera asegurando una alta proporción primordial de deuterio a hidrógeno durante la nucleosíntesis del Big Bang (BBN). Esto permite la existencia de estrellas longevas alimentadas por la combustión directa de deuterio-protón a helio, lo cual se produce a través de interacciones fuertes. La alta proporción inicial de deuterio/hidrógeno (~1:3  en masa) se logra simplemente reduciendo la proporción total de bariones a fotones, lo que permite que el deuterio de la BBN se produzca a una temperatura más baja donde la barrera de Coulomb protege al deuterio de la fusión inmediata en ⁴Él .

Otro problema potencial para un universo débil es que las explosiones de supernovas necesariamente carecen de neutrinos. Clavelli y White han cuestionado la eficiencia resultante de la producción y dispersión de elementos pesados ​​(en particular, oxígeno) en el medio interestelar para su posterior incorporación a planetas habitables. ^{[ 2 ]}

La bariogénesis y la leptogénesis dentro del Modelo Estándar dependen de la interacción débil: para que la materia no sea aniquilada por la antimateria en el universo primitivo, este debe comenzar con una cantidad diferente de cada una (es decir, un número bariónico inicial distinto de cero), o bien admitir las condiciones de Sakharov para la bariogénesis. En este último caso, existen dos opciones:

• La conservación del número bariónico se rompe de forma perturbativa , de modo que el lagrangiano incluye interacciones explícitas que no conservan dicho número. Para evitar la rápida desintegración del protón , esta interacción debe darse con partículas pesadas y exóticas que también se crean abundantemente en el universo e interactúan de forma peculiar con la materia bariónica, o bien con interacciones muy débiles, o ambas. Si las partículas que interactúan con los bariones no interactúan fuertemente (ni electromagnéticamente) entre sí, la interacción fuerte (ni electromagnética) debe formar parte de una simetría de gauge mayor, que se rompe espontáneamente.
• La conservación del número bariónico se rompe de forma no perturbativa, es decir, por anomalía cuántica . Al menos uno de estos mecanismos es la anomalía quiral , que requiere la existencia de la interacción débil, o al menos algo muy similar a ella: ^{[ 3 ]}
  • Tiene que existir una interacción de calibre quiral, donde los fermiones se encuentren en su representación fundamental.
  • Para no ser anómalo en sí mismo (ya que la anomalía de interacción de calibre conduce a la inconsistencia), el grupo de calibre está altamente restringido, siendo la simetría SU(2) la única opción entre los grupos SU(N).
  • Los términos de masa rompen la simetría quiral, por lo que para que sean posibles las masas de los bariones, la interacción de calibre quiral tiene que romperse espontáneamente, lo que lleva a un mecanismo de Higgs .
  • Dado que los grupos de gauge electromagnético y fuerte también deben ser no anómalos, esto conlleva restricciones adicionales. Por ejemplo, si la suma de las cargas electromagnéticas de todos los tipos de quarks es positiva (o, en general, distinta de cero), entonces deben existir partículas adicionales con carga negativa, acopladas al grupo de gauge quiral, que también se crearán durante la bariogénesis: los leptones.

Harnik, Kribs y Pérez argumentan que el Modelo Estándar tampoco explica el tamaño observado de la asimetría bariónica, y que su modelo de universo débil solo se centra en el tiempo en el que la asimetría ya existe. ^{[ 1 ]}