Antymateria we wszechświecie

Równość mas cząstek i antycząstek oraz symetria oddziaływań elektromagnetycznych ze względu na transformację C (zamianę cząstek na antycząstki) powoduje, że obserwacja promieniowania elektromagnetycznego i oddziaływania grawitacyjnego odległego obiektu nie pozwala na określenie, czy jest on zbudowany z materii, czy z antymaterii.

Z bezpośrednich obserwacji wiadomo, że cały Układ Słoneczny i jego najbliższe otoczenie zbudowane są ze zwykłej materii. Analiza pierwotnego promieniowania kosmicznego pokazuje, że jest to prawdą również dla odleglejszych obiektów. W zakresie energii pomiędzy 1 GeV a 50 GeV antyprotony stanowią mniej niż 0,01% docierających do Ziemi cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego, a ich liczba i rozkład energii są zgodne z obliczeniami przeprowadzonymi przy założeniu, że są one cząstkami wtórnymi, produktami zderzeń pierwotnego promieniowania z cząsteczkami gazu międzygwiazdowego^[1]. Wynika stąd, że całe pierwotne promieniowanie kosmiczne w zakresie średnich energii składa się z materii, co wskazuje, że obiekty je emitujące również są zbudowane z materii.

Dla promieni kosmicznych o bardzo wysokich energiach (pochodzących w większości spoza naszej Galaktyki) identyfikacja antyprotonów jest znacznie trudniejsza. Istnieją jednak wyniki pomiarów wskazujące, że i w tym zakresie energii protony stanowią, jeżeli nie całość, to przynajmniej znaczną większość cząstek^[2]. Pokazuje to, że także w Grupie Lokalnej i innych pobliskich gromadach galaktyk materia jest w przewadze.

Pośrednim argumentem za tym, że cały obserwowany wszechświat jest zbudowany ze zwykłej materii, są negatywne próby zaobserwowania promieniowania powstającego podczas anihilacji materii i antymaterii. Gdyby we wszechświecie istniały duże skupiska antymaterii, musiałyby też istnieć obszary graniczne, gdzie materia wyrzucona z galaktyk spotykałaby się z antymaterią wyrzuconą z „antygalaktyk”, dochodziłoby do anihilacji i uwolnienia znacznych ilości energii w postaci promieniowania o charakterystycznych energiach. Promieniowania takiego jednak nie zaobserwowano, co świadczy o tym, że widzialna część wszechświata nie zawiera znaczących obszarów zbudowanych z antymaterii^[3].

Gęstość barionów

Interesujące w kontekście hipotez bariogenezy jest nie tylko stwierdzenie samego istnienia asymetrii pomiędzy barionami a antybarionami, ale również ilościowe określenie wielkości tej asymetrii. Ponieważ jednak objętość rozszerzającego się wszechświata zmienia się, wygodnie jest zamiast średniej liczby barionów na jednostkę objętości posługiwać się innym parametrem: stosunkiem średniej gęstości barionów do gęstości fotonów promieniowania reliktowego:

${\displaystyle \eta ={\frac {n_{B}}{n_{\gamma }}}.}$

Wielkość ta jest niezależna od objętości wszechświata, a pozostaje stała od momentu zajścia w nim rekombinacji, czyli połączenia elektronów z jądrami w obojętne atomy.

Najlepsze obecnie oszacowanie parametru ${\displaystyle \eta }$ pochodzi z analizy procesu nukleosyntezy oraz pomiarów dokonanych przez sondę WMAP i wynosi^[4]:

${\displaystyle 5{,}1\cdot 10^{-10}<\eta <6{,}5\cdot 10^{-10}.}$

Fakt, że liczba ta jest tak niewielka, stanowi dodatkowy argument za bariogenezą. W bardzo wczesnym wszechświecie, gdy temperatura była jeszcze bardzo wysoka (powyżej ${\displaystyle 10^{12}}$ K), bariony i antybariony (a wcześniej kwarki i antykwarki) były w równowadze z promieniowaniem, tzn. procesy kreacji par cząstka-antycząstka i ich anihilacji zachodziły jednakowo często. Pod koniec tego okresu, zwanego erą hadronową, temperatura (czyli energia cząstek) spadła na tyle, że procesy kreacji par hadronów przestały zachodzić i nastąpiła niemal całkowita anihilacja par barion-antybarion. Powyżej przytoczona wartość ${\displaystyle \eta }$ świadczy, iż przewaga barionów nad antybarionami w tym momencie musiała być bardzo niewielka, rzędu kilku cząstek na miliard. Teorie zakładające istnienie początkowej asymetrii wszechświata mają problemy z wyjaśnieniem, dlaczego ta asymetria jest tak mała – podczas gdy w modelach bariogenezy tak niewielka asymetria często pojawia się w sposób naturalny.

Bariogeneza GUT

U podstaw tej klasy modeli leżą teorie wielkiej unifikacji (w skrócie zwane GUT, od ang. Grand Unification Theories). Teorie te zakładają pełną unifikację wszystkich znanych oddziaływań (z wyjątkiem grawitacji) przy bardzo wysokich energiach, rzędu ${\displaystyle 10^{15}-10^{16}}$ GeV. Wszystkie znane cząstki elementarne, tak kwarki, jak i leptony, teoria umieszcza we wspólnej reprezentacji grupy symetrii pola. Oznacza to, że istnieją oddziaływania zamieniające kwarki w leptony i odwrotnie, tzn. oddziaływania łamiące zachowanie liczby barionowej. Fakt, że oddziaływania takie nie zostały dotychczas eksperymentalnie zaobserwowane, oznacza, że przenoszące je bozony, zwane bozonami X i Y, muszą mieć bardzo duże masy, rzędu energii wielkiej unifikacji.

Sama bariogeneza w modelach GUT zachodzi przez łamiące zachowanie B, C i CP rozpady bardzo ciężkich cząstek. Mogą nimi być wspomniane bozony X, bozony Higgsa skojarzone z łamaniem symetrii wielkiej unifikacji, a także (w bardziej złożonych teoriach GUT) inne cząstki. Trzeci warunek Sacharowa realizowany jest przy tym w taki sposób, że cząstki te muszą mieć stosunkowo długi czas życia, dłuższy niż czas życia wszechświata w momencie, gdy temperatura spada poniżej progu ich produkcji. Dzięki temu w czasie, gdy rozpada się większość z nich, nie ma już warunków, które umożliwiałyby zachodzenie w znaczącym stopniu procesów odwrotnych do tych rozpadów i wytworzona w rozpadach asymetria pozostaje trwała.

Podstawowym problemem, na jaki napotykają te modele, jest połączenie bariogenezy GUT z hipotezą inflacji. We wszechświecie z inflacją bariogeneza musi zachodzić po epoce inflacji, bowiem wszelaka pojawiająca się wcześniej asymetria zostanie kompletnie „rozmyta” podczas gwałtownego rozszerzania się wszechświata. Hipotezy inflacyjne mówią, że na koniec epoki inflacji następuje rozpad tworzącego fałszywą próżnię pola na fizyczne cząstki, które szybko dochodzą do równowagi termodynamicznej („ogrzanie wszechświata”). Osiągana przy tym temperatura jest jednak zbyt niska, by umożliwić zwykłą „termodynamiczną” produkcję ciężkich bozonów, których rozpady miały być źródłem bariogenezy. Rozwiązanie tego problemu może jednak być możliwe dzięki temu, że pole odpowiedzialne za inflację wykonuje tuż przed rozpadem koherentne drgania i może, dzięki efektom kolektywnym, produkować cząstki dużo cięższe, niż wynikałoby to z osiąganej temperatury.

Bariogeneza elektrosłaba

Standardowy model oddziaływań elektrosłabych przewiduje zachowanie liczby barionowej i liczby leptonowej we wszystkich rzędach rachunku zaburzeń. Jednak już w roku 1976 ’t Hooft zauważył, że anomalne (nie dające się opisać w rachunku zaburzeń) rozwiązania równań pola mogą łamać te zasady zachowania, pozostawiając zachowaną jedynie różnicę ${\displaystyle B-L}$^[6]. Rozwiązaniom o tej własności nadano nazwę sfaleronów. Efektem przejścia z udziałem sfaleronu jest zamiana trzech antyleptonów (po jednym z każdej generacji) w 9 kwarków (po jednym z każdą kombinacją generacji i ładunku kolorowego) – lub odwrotnie. Ponieważ proces ten nie daje się opisać w języku rachunku zaburzeń, nie można również narysować odpowiadającego mu diagramu Feynmana.

Proces, w którym uczestniczy sfaleron, odpowiada konieczności przekroczenia przez układ bariery potencjału o wysokości równej energii sfaleronu (szacowanej na około 10 TeV). Oznacza to, że obecnie proces taki jest niezwykle mało prawdopodobny, ale we wczesnym wszechświecie, gdy temperatura przekraczała powyższą wartość, procesy tego typu mogły zachodzić często.

Drugi warunek Sacharowa wydaje się spełniony, wiadomo bowiem z eksperymentów, że oddziaływania słabe łamią symetrie C i CP. Niestety, obliczenia wykazują, że obserwowane łamanie CP w oddziaływaniach słabych jest zdecydowanie za małe, by uczynić ten proces dostatecznie efektywnym źródłem barionów. Oznacza to, że modele bariogenezy elektrosłabej muszą postulować jakieś dodatkowe źródło łamania CP, by zapewnić wyprodukowanie obserwowanej gęstości barionów. Źródłem takim może być np. rozszerzenie Modelu Standardowego o supersymetrię.

Pewnym problemem dla tego modelu jest też spełnienie trzeciego warunku Sacharowa, tj. dostatecznie dalekie odejście od stanu równowagi termodynamicznej. Zazwyczaj przyjmuje się, że przemiana fazowa, jakiej doznał wszechświat w chwili łamania symetrii elektrosłabej, była przejściem fazowym pierwszego rodzaju (nieciągłym) i wydzielone przy tym ciepło przemiany stało się czynnikiem naruszającym lokalnie równowagę termodynamiczną.

Bariogeneza przez leptogenezę

Koncepcja ta stanowi swego rodzaju połączenie dwóch powyższych modeli, pozwalające uniknąć trudności napotykanych przez każdy z nich. Zgodnie z nią we wszechświecie najpierw wygenerowana została asymetria pomiędzy leptonami i antyleptonami a stało się to tuż po zakończeniu procesu inflacji. Przykładowym postulowanym mechanizmem jest rozpad ciężkich i długożyciowych neutrin Majorany. Może on prowadzić do wygenerowania niezerowej liczby leptonowej wszechświata w sposób podobny, jak rozpady ciężkich bozonów w modelu bariogenezy GUT. Cząstki te są przy tym znacznie lżejsze od bozonów X i mogą być produkowane w dużych ilościach pod koniec okresu inflacji.

W dalszym ciągu ewolucji wszechświata, aż do momentu gdy temperatura spadnie poniżej skali elektrosłabej, mogą zachodzić procesy zamiany leptonów w bariony, za pośrednictwem opisanego powyżej mechanizmu sfaleronów. Procesy te zachowują (niezerową na tym etapie) różnicę ${\displaystyle B-L,}$ łamią natomiast zachowanie ${\displaystyle B+L.}$ Zmierzając w stronę równowagi termodynamicznej, zamieniają one część nadmiarowych antyleptonów w kwarki, które potem tworzą bariony. Omija się w ten sposób problem wytworzenia stanu nierównowagi termodynamicznej, występujący w modelu elektrosłabej bariogenezy. W tym scenariuszu produkcja barionów zachodzi w stanie równowagi i nie wymaga łamania C i CP – to zaszło bowiem już wcześniej, podczas leptogenezy^[7].

Ciekawą konsekwencją tej wersji bariogenezy jest to, że przewiduje ona asymetrię leptonową Wszechświata o znaku odwrotnym, niż asymetria barionowa. Nadmiarowi barionów powinien towarzyszyć nadmiar antyleptonów, a konkretnie antyneutrin. Obecny poziom technik eksperymentalnych nie pozwala na weryfikację tej hipotezy, nie jesteśmy bowiem w stanie zmierzyć kosmicznego tła niskoenergetycznych neutrin.