Bariogenezis

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából

A kozmológiában általánosan bariogenezisnek nevezzük azt a hipotetikus fizikai folyamatot, melynek következtében a barionok és antibarionok között aszimmetria jött létre az univerzum korai időszakában. Ennek a folyamatnak az eredménye (elméletileg) az a nagy mennyiségű anyag, amely kitölti a jelenleg ismert univerzumot.

A bariogenezis-elméletek (köztük a legfontosabbak az elektrogyenge bariogenezis és GUT[1] bariogenezis) a fizika különböző ágait vonja be - mint például a kvantumtérelméletet és a statisztikus fizikát -, hogy leírja a lehetséges mechanizmusokat. A legalapvetőbb különbség az egyes elméletek között az, hogy milyen módon írják le az elemi részecskék között végbemenő kölcsönhatásokat.

A bariogenezist a sokkal jobban megértett ősrobbanáskori nukleoszintézis követi, melynek folyamán könnyű atommagok kezdtek formálódni.

Háttere[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Dirac-egyenlet[2], melyet Paul Dirac fogalmazott meg 1928 környékén a relativisztikus kvantummechanika kidolgozásának részeként, előrejelzi az antirészecskék létezését párban a megfelelő elemi részecskékkel. Később kísérleti úton is igazolták, hogy minden ismert részecske rendelkezik megfelelő antirészecskével. A CPT-szimmetria elmélete garantálja, hogy a részecske és a neki megfelelő antirészecske pontosan ugyanazon élettartammal és tömeggel rendelkezik, míg töltésük ellentétes. Ennek fényében zavaró, hogy az univerzumban látszólag nincs azonos mennyiségű anyag és antianyag (épp ellenkezőleg: kísérleti bizonyíték nem támasztja alá, hogy lenne jelentős mennyiségű antianyag-koncentráció bárhol az ismert univerzumban).

Alapvetően két magyarázat létezik az aszimmetriára:

  • az univerzum valamilyen okból kisebb mértékű anyag-irányú preferenciával indult (a kezdeti - ősrobbanás előtti - univerzum teljes barionszáma különbözött zérótól);
  • eredetileg az univerzum tökéletesen szimmetrikus volt, ám valamilyen módon, egy sor esemény következtében az egyensúly felbomlott, lassan de biztosan vezetve az anyag dominanciájához.

A második nézőpontot tartják a valószínűbbnek, ám nincs semmilyen kísérleti bizonyíték ami alátámasztaná (ahogy a másik mellett sincs). Az ok, amiért ezt tartják valószínűbbnek, a következő nézőponton alapul: ha az univerzum magába foglal mindent (tér, idő, anyag), akkor semmi sem létezik rajta kívül, tehát semmi sem létezett előtte, amiből az következik, hogy a kezdeti barionszám zéró. Ennek fényében az elsődleges probléma az aszimmetria létrejöttének megmagyarázása.

Szaharov-feltételek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Andrej Szaharov 1967-ben javasolta egy három feltételből álló rendszer felállítását, melyet teljesítenie kell egy barion-generáló kölcsönhatásnak ahhoz, hogy aszimmetrikusan hozzon létre anyagot és antianyagot.[3] Ezeket a feltételeket néhány olyan korabeli felfedezés ihlette, ami a kozmikus háttérsugárzást[4] és a CP-sértést (a semleges kaon rendszerekben) tárgyalta. [5]

A három kötelező feltétel a következő:

Jelenleg semmilyen kísérleti bizonyítéka nincs olyan részecske-kölcsönhatásoknak, ahol a barionszám-megmaradás elve megtörne. Matematikailag a barionszám kvantum operátorának kommutátora a standard modell Hamilton-operátorával zérót ad: [B,H] = BH - HB = 0 Figyelembe kell venni viszont, hogy a standard modell bizonyítottan sérti némely esetekben a barionszám-megmaradás elvét.[forrás?] Hasonló anomália előfordulhat a standard modellt meghaladó fizikai események esetén is (mint szuperszimmetria)

A második feltételt 1964-ben fedezték fel (direkt CP-sértést, amikor egy bomlási folyamat sérti a CP-szimmetriát, 1999-ben fedeztek fel). Ha a CPT-szimmetria fennáll, a CP-szimmetria csak akkor sérülhet, ha az időtükrözési-szimmetria (T-szimmetria) sérül.

Az utolsó feltétel kijelenti, hogy egy barion-aszimmetriát generáló kölcsönhatás lassabb kell legyen, mint az univerzum tágulásának foka. Ebben az esetben a részecskék és a hozzájuk tartozó antirészecskék nem érik el az egyensúlyi állapotot (nem semlegesítik egymást) a magas tágulási ráta miatt, így csökkentve a párok semlegesítődésének valószínűségét.

Az anyag eloszlása az univerzumban[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Barion-aszimmetria paraméterei[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A fizikai elméletek feladata, hogy megmagyarázzák, hogyan jöhetett létre ez az aszimmetria, s ugyanakkor, meghatározza annak nagyságát. Ebben a vonatkozásban különösen fontos mennyiség az aszimmetria-paraméter:

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

Ez a mennyiség arányba állítja a barionok és antibarionok sűrűsége (nB illetve nB) közötti különbséget és a kozmikus háttérsugárzásban előforduló fotonok sűrűségét (nγ).

Az Ősrobbanás moddeljének megfelelően, az anyag nagyjából 3 000 kelvin hőmérséklet körül levált a kozmikus háttérsugárzásról, megközelítőleg 0.3 eV (3,000 K / (10.08×104 K/eV) átlagos energiát hordozva. A leválást követően a háttérsugárzást adó fotonok száma állandó marad, így a folyamatos tér-idő tágulásnak köszönhetően a sűrűsége csökken. A foton-sűrűséget adott T hőmérsékleten a következő összefüggés adja meg:

n_\gamma = \frac{1}{\pi^2} {\left(\frac{k_B T}{\hbar c}\right)}^3 \int_0^\infty \frac{x^2}{\exp(x) - 1} dx \simeq 20.3 \left(\frac{T}{1\text{K}}\right)^3 \text{cm}^{-3}

Ahol: kB' a Boltzmann-állandó, ħ a Planck-állandó elosztva 2π-vel, és c a fény sebessége vákuumban. Jelenleg ez nagyjából 411 fotonnak felel meg köbcentiméterenként.

Mivel ez a η paraméter relatív, erősen függ a háttérsugárzásban található fotonok sűrűségétől, nem megfelelő a számításokhoz. Ennek kiküszöbölésére használják az alábbi összefüggést (mely a foton-sűrűség helyett az entrópia sűrűségét - s - használja, ez állandónak tekinthető):

\eta_s = \frac{n_B - n_{\bar B}}{s}

Az entrópia sűrűsége definíció szerint:

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

Ahol: p és ρ a nyomás és sűrűség ( a Tμν tenzor elemei), g* pedig egy tömeg nélküli részecske effektív szabadságfoka T hőmérsékleten.

g_*(T) = \sum_\mathrm{i=bosons} g_i{\left(\frac{T_i}{T}\right)}^3 + \frac{7}{8}\sum_\mathrm{j=fermions} g_j{\left(\frac{T_j}{T}\right)}^3

A fenti képlet bozonok és fermionok esetét írja le, gi és gj szabadságfokkal Ti illetve Tj hőmérsékleten. Az entrópia sűrűség értéke s = 7.04nγ.

Lásd még[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Hivatkozások[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Cikkek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

  1. Grand Unified Theory = nagy egyesített elmélet
  2. P.A.M. Dirac (1928.). „The Quantum Theory of the Electron”. Proceedings of the Royal Society of London A 117 (778), 610–624. o. DOI:10.1098/rspa.1928.0023.  
  3. A. D. Sakharov (1967.). „Violation of CP invariance, C asymmetry, and baryon asymmetry of the universe”. Journal of Experimental and Theoretical Physics 5, 24–27. o.  , republished as A. D. Sakharov (1991.). „Violation of CP invariance, C asymmetry, and baryon asymmetry of the universe”. Soviet Physics Uspekhi 34, 392–393. o. DOI:10.1070/PU1991v034n05ABEH002497.  
  4. A. A. Penzias and R. W. Wilson (1965.). „A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s”. Astrophysical Journal 5, 419–421. o. DOI:10.1086/148307.  
  5. J. W. Cronin, V. L. Fitch et al. (1964.). „Evidence for the 2π decay of the K02 meson”. Physical Review Letters 13, 138–140. o. DOI:10.1103/PhysRevLett.13.138.  

Könyvek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]