БАРИОННАЯ АСИММЕТРИЯ ВСЕЛЕННОЙ

Барионная асимметрия Вселенной - Барионная асимметрия Вселенной - экстраполяция на Вселенную в целом наблюдаемого преобладания вещества над антивеществом в нашем локальном скоплении галактик. Заключение об отсутствии сопоставимого с веществом количества антивещества (в скоплении галактик доля антивещества составляет основано на экспериментальных поисках аннигиляционных -квантов. Количественной мерой асимметрии Вселенной служит величина , где и - концентрации барионов, антибарионов и реликтовых фотонов. Концентрация реликтовых фотонов известна достаточно хорошо - они имеют планковский спектр с температурой , что соответствует . Плотность барионного заряда известна гораздо хуже: ограничения на параметр замедления расширения Вселенной из космологической плотности вещества дают ; снизу n ограничено массой видимого вещества галактик: . Таким образом, . При адиабатическом расширении Вселенной величина слабо зависит от времени. Так, с момента t=10-6 с, что соответствует температуре Вселенной ГэВ (см. Теория горячей Вселенной ), к настоящему времени она уменьшилась приблизительно в 5 раз из-за подогрева фотонного газа при аннигиляции тяжелых частиц (изменения за счет возможных процессов с несохранением барионного числа B не происходит, поскольку их скорости при ГэВ пренебрежимо мала). Физический смысл величины состоит в том, что при с она совпадает но порядку величины с относительным избытком барионов над антибарионами, поскольку при ГэВ количество нуклон-антинуклонных (кварк-антикварковых) пар и фотонов совпадает (с точностью до числа степеней свободы). Таким образом, при с на барион-антибарионных пар приходился один избыточный барион. Величина является фундаментальной характеристикой Вселенной. Объяснение происхождения барионной асимметрии Вселенной и величины - одна из ключевых проблем современной космологии и физики элементарных частиц. Конечно, можно стать на точку зрения, что Вселенная с самого начала была глобально асимметричной, а величину а задать как начальное условие. Такое "объяснение" ничему но противоречит, однако оно представляется неудовлетворительным. Наиболее привлекательным является такое объяснение происхождения барионной асимметрии Вселенной, в котором принимается, что Вселенная сначала симметрична по В, а затем на некотором этапе возникает асимметрия в наблюдаемой части Вселенной. Если закон сохранения барионного числа в микропроцессах является точным, то для этого необходима либо сепарация вещества и антивещества в макроскопических масштабах (что считается трудно осуществимым), либо "погребение" антибарионов в черные дыры, которые при условии нарушения CP-инвариантности могут разделять вещество и антивещество. Последний подход рассматривался; однако для количеств, оценок он требует дополнительных гипотез о существовании тяжелых частиц, распадающихся с сильным нарушением CP-инвариантности. Наиболее естественным с точки зрения физики частиц представляется подход, при котором барионное число не сохраняется. Общие условия возникновения барионной асимметрии Вселенной при этом таковы. Взаимодействия, не сохраняющие В, должны нарушать зарядовую симметрию C (см. Зарядовое сопряжение), поскольку при сохранении C скорости прямых и обратных процессов с несохранением В одинаковы. Аналогично должна нарушаться CP-инвариантность. Наконец, эти процессы B-нарушающего взаимодействия не должны находиться в термодинамическом равновесии, поскольку тогда требование сохранения симметрии CPT(см. Теорема CPT) обеспечивает нейтральность системы по всем несохраняющимся зарядам, в данном случае по B, то есть в термодинамическом равновесии B=0. Синтез моделей великого объединения и теории горячей Вселенной обеспечивает естественное выполнение всех условии образования барионной асимметрии Вселенной, поскольку модели великого объединения содержат C- и CP-несохраняющие взаимодействия, нарушающие В, а Вселенная при своем расширении и охлаждении проходит стадию, когда эти взаимодействия выходят из равновесия. Предполагаемый механизм возникновения барионной асимметрии Вселенной таков. Согласно моделям великого объединения, в природе существуют лептокварки (X) - частицы, переносящие взаимодействия с несохранением В. Их масса зависит от модели: векторные лептокварки обычно имеют массу порядка ГэВ, а скалярные ГэВ. Вследствие C- и CP-нарушения, а также несохранения B при распаде лептокварков чаще образуются кварки (q) и лептоны (l), чем антикварки () и антилептоны (). Зарядово-симметричная часть вещества плазмы в последующей эволюции Вселенной аннигилирует в конце концов в фотоны, нейтрино и антинейтрино, тогда как асимметричная часть остается, давая начало наблюдаемому миру галактик, звезд и т. п. Величина возникающей таким образом асимметрии определяется как параметрами модели великого объединения, так и законом эволюции Вселенной. Так, предположим, что существует один лептокварк X, который может распадаться либо на два антикварка, либо на кварк и лептон с парциальными ширинами соответственно Г1 и Г2. Тогда барионный заряд BX, образующийся при распаде X, равен (): (Гtot - полная ширина распада). Для антилептокварка , распадающегося по схеме: или с ширинами и , . В силу CPT-теоремы , однако из-за несохранения C и CP . Поэтому микроскопическая асимметрия . Макроскопическая асимметрия получается при этом порядка , где N - полное число степеней свободы всех частиц (оно определяет увеличение числа фотонов за счет аннигиляции остальных частиц), S - макроскопический фактор подавления, учитывающий влияние симметричной плазмы на распады лептоквариов. В рассмотренном примере где , ( ГэВ планковская масса). При распады лептокварков являются неравновесными и поэтому весь избыток барионного заряда доживает до современной эпохи. Если же , то частичное термодинамическое равновесие по процессам с несохранением В приводит к уменьшению барионной асимметрии Вселенной. При определенном выборе параметров модели можно прийти к такой ситуации, когда барионная асимметрия Вселенной практически не зависит от начальных условий: даже если в сингулярности был барионный избыток, равновесный по взаимодействиям с несохранением B период "стирает" начальное значение B, при выходе же из этого периода Вселенная приобретает за счет микропроцессов. Получаемая при этом величина при естественном выборе параметров составляет . Большие неопределенности в предсказании в рамках моделей великого объединения связаны с возможностью существования различных механизмов нарушения CP-инвариантности в этих моделях (например, при спонтанном нарушении CP-симметрии могут образовываться макроскопические домены вещества и антивещества) и с недостаточным знанием законов эволюции Вселенной на ранних этапах ее расширения (возможная неоднородность и анизотропность, влияние фазовых переходов с изменением группы симметрии великого объединения и так далее). Трудно оценить также вклад в испарения первичных черных дыр из-за незнания их спектра и концентрации на ранних этапах расширения Вселенной. Вместе с тем близость оценки к наблюдательным данным приводит к заключению, что описанный механизм возникновения барионной асимметрии Вселенной может соответствовать действительности.