Em cosmologia física, o problema da assimetria bariônica, também conhecido como problema da assimetria da matéria ou problema da assimetria matéria-antimatéria, é o desequilíbrio observado entre matéria bariônica e antimatéria bariônica no universo observável. Como as duas se formam e se comportam de maneiras quase idênticas, espera-se que teriam sido criadas em porções quase iguais pelo Big Bang, quando na realidade a matéria constitui a grande maioria do universo (incluindo a Terra e a humanidade). Nem o Modelo Padrão da física de partículas nem a teoria da relatividade geral fornecem uma explicação conhecida para o motivo disso, e é uma suposição natural que o universo seja neutro em todas as cargas conservadas. Como este não parece ser o caso, é provável que algumas leis físicas tenham atuado de forma diferente ou não existiam para a matéria e/ou antimatéria. Existem várias hipóteses concorrentes para explicar o desequilíbrio de matéria e antimatéria que resultou na bariogênese. No entanto, ainda não há uma teoria consensual para explicar o fenômeno, que foi descrito como "um dos grandes mistérios da física".

Condições de Sakharov

Em 1967, Andrei Sakharov propôs e em russo, republicado como um conjunto de três condições necessárias que uma interação geradora de bárions deve satisfazer para produzir matéria e antimatéria em taxas diferentes. Essas condições foram inspiradas pelas recentes descobertas da radiação cósmica de fundo em micro-ondas e da violação de CP no sistema de káons neutros. As três "condições de Sakharov" necessárias são: Violação do número bariônico . Violação da simetria C e violação da simetria CP. Interações fora do equilíbrio térmico.

A violação do número bariônico é uma condição necessária para produzir um excesso de bárions sobre antibárions. Mas a violação da simetria C também é necessária para que as interações que produzem mais bárions do que antibárions não sejam contrabalançadas por interações que produzem mais antibárions do que bárions. A violação da simetria CP é igualmente necessária porque, caso contrário, números iguais de bárions canhotos e antibárions destros seriam produzidos, bem como números iguais de antibárions canhotos e bárions destros. Finalmente, as interações devem estar fora do equilíbrio térmico, pois caso contrário a simetria CPT garantiria uma compensação entre os processos que aumentam e diminuem o número bariônico.

Violação do número bariônico Atualmente, não há evidência experimental de interações de partículas onde a conservação do número bariônico é quebrada perturbativamente: isso parece sugerir que todas as reações de partículas observadas têm o mesmo número bariônico antes e depois. Matematicamente, o comutador do operador quântico do número bariônico com o hamiltoniano (perturbativo) do Modelo Padrão é zero: . No entanto, sabe-se que o Modelo Padrão viola a conservação do número bariônico: uma anomalia de Adler–Bell–Jackiw capturada por um diagrama de Feynman triangular -- com o grupo de calibre da interação fraca . Para explicar a violação bariônica na bariogênese, tais eventos (incluindo o decaimento do próton) podem ocorrer em Teorias da Grande Unificação (GUTs) e modelos supersimétricos (SUSY) através de bósons massivos hipotéticos, como o bóson X.

Violação da simetria CP

A segunda condição para gerar assimetria bariônica — violação da simetria carga-paridade — é que um processo seja capaz de ocorrer a uma taxa diferente da sua contraparte de antimatéria. No Modelo Padrão, a violação de CP aparece como uma fase complexa na matriz de mistura de quarks da interação fraca. Pode também haver uma fase violadora de CP não nula na matriz de mistura de neutrinos, mas esta ainda não foi medida. A primeira de uma série de princípios básicos da física a ser violada foi a paridade, através do experimento de Chien-Shiung Wu. Isso levou à verificação da violação de CP no experimento Fitch–Cronin de 1964 com káons neutros, que resultou no Nobel de Física de 1980 (a violação de CP direta, ou seja, a violação da simetria CP em um processo de decaimento, foi descoberta mais tarde, em 1999). Devido à simetria CPT, a violação da simetria CP exige a violação da simetria de inversão do tempo, ou simetria T. Apesar da permissão para violação de CP no Modelo Padrão, ela é insuficiente para explicar a assimetria bariônica observada do universo (BAU), dados os limites sobre a violação do número bariônico, o que significa que fontes além do Modelo Padrão são necessárias.

Uma possível nova fonte de violação de CP foi encontrada no Grande Colisor de Hádrons (LHC) pela colaboração LHCb durante os primeiros três anos de operação do LHC (começando em março de 2010). O experimento analisou os decaimentos de duas partículas, o Lambda inferior (Λb0) e sua antipartícula, e comparou as distribuições dos produtos de decaimento. Os dados mostraram uma assimetria de até 20% em quantidades sensíveis à violação de CP, implicando uma quebra da simetria CP. Esta análise precisará ser confirmada por mais dados das execuções subsequentes do LHC.

Um método para buscar violação de CP adicional é a busca por momentos de dipolo elétrico de partículas fundamentais ou compostas. A existência de momentos de dipolo elétrico em estados de equilíbrio exige a violação da simetria T. Dessa forma, encontrar um momento de dipolo elétrico não nulo implicaria a existência de interações violadoras de T nas correções de vácuo à partícula medida. Até agora, todas as medições são consistentes com zero, impondo fortes limites sobre as propriedades das ainda desconhecidas novas interações violadoras de CP.

Interações fora do equilíbrio térmico No cenário de decaimento fora do equilíbrio, a última condição afirma que a taxa de uma reação que gera assimetria bariônica deve ser menor do que a taxa de expansão do universo. Nesta situação, as partículas e suas antipartículas correspondentes não atingem o equilíbrio térmico devido à rápida expansão que diminui a ocorrência de aniquilação de pares.

Outras explicações Regiões do universo onde a antimatéria domina Outra possível explicação para a aparente assimetria bariônica é que matéria e antimatéria estão essencialmente separadas em diferentes regiões amplamente distantes do universo. A formação de galáxias de antimatéria foi originalmente pensada para explicar a assimetria bariônica, pois à distância, átomos de antimatéria são indistinguíveis de átomos de matéria; ambos produzem luz (fótons) da mesma maneira. Ao longo da fronteira entre as regiões de matéria e antimatéria, no entanto, a aniquilação (e a subsequente produção de radiação gama) seria detectável, dependendo da sua distância e da densidade de matéria e antimatéria. Tais fronteiras, se existirem, provavelmente estariam no espaço intergaláctico profundo. A densidade da matéria no espaço intergaláctico é razoavelmente bem estabelecida em cerca de um átomo por metro cúbico. Assumindo que esta é uma densidade típica perto de uma fronteira, a luminosidade de raios gama da zona de interação da fronteira pode ser calculada. Nenhuma dessas zonas foi detectada, mas 30 anos de pesquisa estabeleceram limites sobre quão longe elas poderiam estar. Com base nessas análises, agora é considerado improvável que qualquer região dentro do universo observável seja dominada por antimatéria.

Antiuniverso espelho thumb|Na teoria do antiuniverso espelho, o Big Bang gerou um par universo–antiuniverso. Este universo flui para frente no tempo, enquanto a contraparte espelho flui para trás. O estado do universo, como ele é, não viola a simetria CPT, porque o Big Bang poderia ser considerado como um evento de dupla face, tanto classicamente quanto mecanicamente quântica, consistindo de um par universo-antiuniverso. Isso significa que este universo é a imagem de carga (C), paridade (P) e tempo (T) do antiuniverso. Este par emergiu das épocas do Big Bang não diretamente para uma era dominada pela radiação quente. O antiuniverso fluiria para trás no tempo a partir do Big Bang, tornando-se maior à medida que o faz, e também seria dominado por antimatéria. Suas propriedades espaciais são invertidas se comparadas às do nosso universo, uma situação análoga à criação de pares elétron–pósitron no vácuo. Este modelo, concebido por físicos do Perimeter Institute for Theoretical Physics no Canadá, propõe que as flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB) se devem à natureza quântico-mecânica do espaço-tempo perto da singularidade do Big Bang. Isso significa que um ponto no futuro do nosso universo e um ponto no passado distante do antiuniverso forneceriam pontos clássicos fixos, enquanto todas as permutações quânticas possíveis existiriam entre eles. A incerteza quântica faz com que o universo e o antiuniverso não sejam imagens espelho exatas um do outro.

Este modelo ainda não mostrou se consegue reproduzir certas observações relacionadas ao cenário da inflação, como explicar a uniformidade do cosmos em grandes escalas. No entanto, fornece uma explicação natural e direta para a matéria escura. Tal par universo-antiuniverso produziria grandes números de neutrinos superpesados, também conhecidos como neutrinos estéreis. Esses neutrinos podem também ser a fonte de explosões recentemente observadas de raios cósmicos de alta energia.

Cosmologia cíclica Na cosmologia cíclica (por exemplo, o Grande Ressalto), a assimetria bariônica inicial é ordens de grandeza menor, porque (a cosmologia cíclica) é entrópica e não um padrão espaço-temporal perfeito,P. C. M. Delgado, M. B. Jesus, N. Pinto-Neto, T. Mourão & G. S. Vicente, “Baryogenesis in cosmological models with symmetric and asymmetric quantum bounces”, Physical Review D (2020), arXiv:2010.04807. assim condições anteriores geram um viés de aumento que aumenta a taxa de matéria sobre antimatéria.

Parâmetro de assimetria bariônica Os desafios para as teorias físicas são então explicar como produzir a predominância da matéria sobre a antimatéria, e também a magnitude desta assimetria. Um quantificador importante é o parâmetro de assimetria,

Esta quantidade relaciona a diferença de densidade numérica total entre bárions e antibárions (nB e n, respectivamente) e a densidade numérica de fótons da radiação cósmica de fundo nγ.

De acordo com o modelo do Big Bang, a matéria desacoplou da radiação cósmica de fundo (CBR) a uma temperatura de aproximadamente kelvin, correspondendo a uma energia cinética média de / () = . Após o desacoplamento, o número total de fótons da CBR permanece constante. Portanto, devido à expansão do espaço-tempo, a densidade de fótons diminui. A densidade de fótons à temperatura de equilíbrio T por centímetro cúbico é dada por

com kB como a constante de Boltzmann, ħ como a constante de Planck dividida por 2 e c como a velocidade da luz no vácuo, e ζ(3) como a constante de Apéry. À temperatura atual do fóton da CBR de , isso corresponde a uma densidade de fótons nγ de cerca de 411 fótons da CBR por centímetro cúbico.

Portanto, o parâmetro de assimetria η, como definido acima, não é o parâmetro "bom". Em vez disso, o parâmetro de assimetria preferido usa a densidade de entropia s,

porque a densidade de entropia do universo permaneceu razoavelmente constante durante a maior parte de sua evolução. A densidade de entropia é

com p e ρ como a pressão e a densidade do tensor densidade de energia Tμν, e g* como o número efetivo de graus de liberdade para partículas "sem massa" (na medida em que mc2 ≪ kBT se aplica) à temperatura T,

para bósons e férmions com gi e gj graus de liberdade às temperaturas Ti e Tj respectivamente. Atualmente, s = .

Ver também

Bariogênese Violação de CP Lista de problemas não resolvidos em física

Referências

Categoria:Astrofísica