Оглавление
- 1 Baryon asymmetry
- 1.1 Проблема барионной асимметрии
- 1.2 Условия Сахарова
- 1.3 Нарушение барионного числа
- 1.4 CP-симметрия
- 1.5 Взаимодействие вне теплового равновесия
- 1.6 Другие объяснения
- 1.7 Параметры асимметрии
- 1.8 Параметры асимметрии
- 1.9 Предпочтительный параметр асимметрии
- 1.10 Формула плотности энтропии
- 1.11 Дополнительная информация
- 1.12 Полный текст статьи:
- 2 Барионная асимметрия
Baryon asymmetry
-
Проблема барионной асимметрии
- В наблюдаемой Вселенной наблюдается дисбаланс между барионной материей и антиматерией.
- Стандартная модель и теория общей относительности не объясняют это явление.
- Предполагается, что некоторые физические законы действовали иначе для материи и антиматерии.
-
Условия Сахарова
- В 1967 году Андрей Сахаров предложил три условия для генерации барионной асимметрии.
- Условия включают нарушение барионного числа, C-симметрии и CP-симметрии, а также взаимодействие вне теплового равновесия.
-
Нарушение барионного числа
- Нарушение барионного числа необходимо для генерации избытка барионов над антибарионами.
- C-симметрия необходима для предотвращения компенсации между процессами, увеличивающими и уменьшающими барионное число.
- CP-симметрия необходима для генерации асимметрии между левыми и правыми барионами и антибарионами.
- Взаимодействие вне теплового равновесия предотвращает компенсацию между процессами.
-
CP-симметрия
- CP-симметрия требует нарушения времени инверсии (T-симметрии).
- В Стандартной модели CP-симметрия проявляется через комплексную фазу в матрице смешивания кварков.
- В 2010 году на LHCb обнаружено нарушение CP-симметрии в распадах частиц.
-
Взаимодействие вне теплового равновесия
- В сценарии вне теплового равновесия реакция, генерирующая барионную асимметрию, должна происходить медленнее, чем расширение Вселенной.
-
Другие объяснения
- Возможно, материя и антиматерия разделены в разные области Вселенной.
- Модель зеркальной анти-Вселенной предполагает, что Вселенная и анти-Вселенная являются зеркальными изображениями друг друга.
-
Параметры асимметрии
- Параметр асимметрии η не является “хорошим” параметром, так как плотность фотонов уменьшается с расширением Вселенной.
- Предпочтительный параметр — энтропия плотность s, так как она оставалась постоянной на протяжении эволюции Вселенной.
-
Параметры асимметрии
- Асимметрия параметра η определяется как отношение плотности фотонов nγ к плотности частиц n.
- При текущей температуре фотонов CBR 2.725 К, плотность фотонов nγ составляет около 411 фотонов на кубический сантиметр.
- Параметр η не является “хорошим” параметром, так как плотность фотонов слишком высока.
-
Предпочтительный параметр асимметрии
- Вместо η используется параметр s, называемый плотностью энтропии.
- Плотность энтропии s остается примерно постоянной на протяжении большей части эволюции Вселенной.
-
Формула плотности энтропии
- Плотность энтропии s определяется как s = p/ρg*, где p и ρ — давление и плотность из тензора плотности энергии Tμν, а g* — эффективное число степеней свободы для “безмассовых” частиц при температуре T.
- Для бозонов и фермионов с gi и gj степенями свободы при температурах Ti и Tj соответственно, s = 7.04nγ.
-
Дополнительная информация
- См. также портал астрономии, бариогенез, нарушение CP, список нерешенных проблем в физике и ссылки.