Барионное число — 4/4. Почему же вещества больше?
При аннигиляции бариона и антибариона исчезает по одной частице с каждой стороны. Разность их чисел сохраняется. Значит, чтобы после аннигиляции остался избыток барионов, этот избыток уже должен был откуда-то взяться.
Можно предположить, что Вселенная с ним родилась. Мы не знаем её начальных условий настолько хорошо, чтобы исключить такую возможность. Но попробуем поставить такую задачу: первоначально барионов и антибарионов было поровну. Могло ли вещество получить преимущество в результате взаимодействий частиц? Такое возникновение барионной асимметрии называют бариогенезом.
В 1967 году Андрей Сахаров сформулировал три необходимых условия для этого.
Первое — нарушение барионного числа. Если B сохраняется, из начального B = 0 невозможно получить B ≠ 0. С этой частью мы уже знакомы. Сфалеронные переходы из предыдущего поста позволяют менять барионное число.
Второе — нарушение C- и CP-симметрий. Преобразование C заменяет все частицы античастицами. Преобразование CP дополнительно зеркально отражает пространственную картину процесса. Если сохраняется хотя бы одна из этих симметрий, то в первоначально симметричной среде процессы, создающие избыток барионов, будут компенсироваться процессами, создающими избыток антибарионов. Для появления асимметрии вероятности соответствующих процессов должны различаться.
Третье — отклонение от теплового равновесия. В полном равновесии совокупность реакций не создаёт барионного избытка из симметричного состояния, даже при нарушении CP. В расширяющейся Вселенной равновесие может нарушаться: температура и плотность падают, некоторые реакции становятся слишком редкими и уже не успевают поддерживать равновесные количества частиц. В таких условиях асимметрия может возникнуть и сохраниться.
Справляется ли с этим Стандартная модель?
Нарушение барионного числа в ней есть. Нарушение C и CP в слабых взаимодействиях тоже есть. Однако получить наблюдаемую барионную асимметрию в рамках Стандартной модели при обычной тепловой истории Вселенной не удаётся. Известное нарушение CP даёт слишком маленький эффект. Кроме того, при охлаждении Вселенной состояние поля Хиггса меняется плавно, без сильного отклонения от равновесия, необходимого для обычного сценария электрослабого бариогенеза. Поэтому в таких моделях приходится добавлять новые поля или взаимодействия.
Сами сфалероны тоже не имеют предпочтения в пользу вещества. Переходы могут как увеличивать, так и уменьшать B. Более того, при установлении равновесия они способны стереть уже созданную барионную асимметрию, если B − L = 0. А вот ненулевая разность B − L переживёт действие сфалеронов: эту комбинацию они сохраняют.
А при чём здесь нейтрино?
В некоторых расширениях Стандартной модели появляются тяжёлые майорановские нейтрино — частицы, совпадающие со своими античастицами. Они могут распадаться с образованием лептонов или антилептонов. При нарушении CP вероятности этих распадов могут различаться. Если распады происходят вне теплового равновесия, возникает различие в количествах лептонов и антилептонов.
Барионное число на этом этапе может оставаться нулевым. Но лептонное число уже отлично от нуля, а значит, появилась ненулевая разность B − L. Сфалеронные переходы перераспределяют эту асимметрию между лептонами и барионами. В результате возникает и барионный избыток. Такой сценарий называют лептогенезом.
У него есть дополнительное достоинство: те же тяжёлые нейтрино могут объяснять малость масс обычных нейтрино. Поэтому изучение нейтринных масс и поиск процессов, нарушающих лептонное число, имеют прямое отношение к проверке этих моделей. При этом даже обнаружение CP-нарушения в нейтринных осцилляциях само по себе ещё не докажет, что барионная асимметрия возникла через лептогенез. Связь между этими явлениями зависит от устройства модели.
При аннигиляции бариона и антибариона исчезает по одной частице с каждой стороны. Разность их чисел сохраняется. Значит, чтобы после аннигиляции остался избыток барионов, этот избыток уже должен был откуда-то взяться.
Можно предположить, что Вселенная с ним родилась. Мы не знаем её начальных условий настолько хорошо, чтобы исключить такую возможность. Но попробуем поставить такую задачу: первоначально барионов и антибарионов было поровну. Могло ли вещество получить преимущество в результате взаимодействий частиц? Такое возникновение барионной асимметрии называют бариогенезом.
В 1967 году Андрей Сахаров сформулировал три необходимых условия для этого.
Первое — нарушение барионного числа. Если B сохраняется, из начального B = 0 невозможно получить B ≠ 0. С этой частью мы уже знакомы. Сфалеронные переходы из предыдущего поста позволяют менять барионное число.
Второе — нарушение C- и CP-симметрий. Преобразование C заменяет все частицы античастицами. Преобразование CP дополнительно зеркально отражает пространственную картину процесса. Если сохраняется хотя бы одна из этих симметрий, то в первоначально симметричной среде процессы, создающие избыток барионов, будут компенсироваться процессами, создающими избыток антибарионов. Для появления асимметрии вероятности соответствующих процессов должны различаться.
Третье — отклонение от теплового равновесия. В полном равновесии совокупность реакций не создаёт барионного избытка из симметричного состояния, даже при нарушении CP. В расширяющейся Вселенной равновесие может нарушаться: температура и плотность падают, некоторые реакции становятся слишком редкими и уже не успевают поддерживать равновесные количества частиц. В таких условиях асимметрия может возникнуть и сохраниться.
Справляется ли с этим Стандартная модель?
Нарушение барионного числа в ней есть. Нарушение C и CP в слабых взаимодействиях тоже есть. Однако получить наблюдаемую барионную асимметрию в рамках Стандартной модели при обычной тепловой истории Вселенной не удаётся. Известное нарушение CP даёт слишком маленький эффект. Кроме того, при охлаждении Вселенной состояние поля Хиггса меняется плавно, без сильного отклонения от равновесия, необходимого для обычного сценария электрослабого бариогенеза. Поэтому в таких моделях приходится добавлять новые поля или взаимодействия.
Сами сфалероны тоже не имеют предпочтения в пользу вещества. Переходы могут как увеличивать, так и уменьшать B. Более того, при установлении равновесия они способны стереть уже созданную барионную асимметрию, если B − L = 0. А вот ненулевая разность B − L переживёт действие сфалеронов: эту комбинацию они сохраняют.
А при чём здесь нейтрино?
В некоторых расширениях Стандартной модели появляются тяжёлые майорановские нейтрино — частицы, совпадающие со своими античастицами. Они могут распадаться с образованием лептонов или антилептонов. При нарушении CP вероятности этих распадов могут различаться. Если распады происходят вне теплового равновесия, возникает различие в количествах лептонов и антилептонов.
Барионное число на этом этапе может оставаться нулевым. Но лептонное число уже отлично от нуля, а значит, появилась ненулевая разность B − L. Сфалеронные переходы перераспределяют эту асимметрию между лептонами и барионами. В результате возникает и барионный избыток. Такой сценарий называют лептогенезом.
У него есть дополнительное достоинство: те же тяжёлые нейтрино могут объяснять малость масс обычных нейтрино. Поэтому изучение нейтринных масс и поиск процессов, нарушающих лептонное число, имеют прямое отношение к проверке этих моделей. При этом даже обнаружение CP-нарушения в нейтринных осцилляциях само по себе ещё не докажет, что барионная асимметрия возникла через лептогенез. Связь между этими явлениями зависит от устройства модели.