917367317

H.R. Quinn - Asymetria między materią i antymaterią

fazę w macierzy sprzężeń bozonu W między kolejnymi kwarkami up (ładunek +2/3) a kolejnymi kwarkami down (ładunek —1/3). Taka macierz dla trzech dwu-cząstkowych pokoleń kwarków nazywana jest macierzą CKM (od nazwisk: Cabibbo, Kobayashi i Maskawa) i jest uogólnieniem macierzy Cabibba z teorii dwupokoleniowej. W czasie, gdy większość fizyków odnosiła się sceptycznie do łiipotezy czwartego kwarka, dodanie dwóch następnych wydawało się czystą fanaberią. W dodatku, jak zauważył Steven Weinberg, jest inny sposób wprowadzenia naruszania CP do teorii dwupokoleniowej: można dodać zamiast dalszych kwarków więcej bozonów Higgsa [4].

Radykalna zmiana nastawienia nastąpiła w latach 1974-75. Jednym z powodów było odkrycie cząstek zawierających kwark powabny, co potwierdziło hipotezę czwartego kwarka pierwotnego Modelu Standardowego. Inną nową cząstkę, lepton tau, wyprodukowano wraz z jej antycząstką w tym samym zakresie energii, co cząstki zawierające powab. Zatem gdy drugie pokolenie cząstek było już skompletowane, fizycy zobaczyli też trzeci lepton trzecie pokolenie nie było już więc propozycją skrajną. Trój pokoleniowa teoria Kobayasłiiego i Maskawy stała się Modelem Standardowym, a naruszenie CP stało się zjawiskiem, które można było rozważać teoretycznie.

Czy pojedynczy parametr opisujący naruszenie CP w schemacie Kobayasłiiego Maskawy to już wszystko? Wszystkie znane słabe rozpady kwarków są zgodne z pojedynczym zestawem parametrów Modelu Standardowego. Nowe pomiary i nowe obliczenia nadal weryfikują ten model i coraz dokładniej wyznaczają jego parametry. Jednakże obliczenia pokazują, że Model Standardowy nie daje dostatecznych podstaw do zadowalającego opisu kosmologicznej ewolucji asymetrii między materią i antymaterią! Konieczna jest jakaś modyfikacja teorii.

Wiele rozszerzeń teorii wprowadza oprócz dobrze już ugruntowanych trzech pokoleń fermionów dodatkowe cząstki Higgsa. We wszystkich tycłi teoriach to właśnie bogata różnorodność możliwych sprzężeń cząstek Higgsa nie tylko nadaje masy kwarkom, ale także określa schemat słabych sprzężeń kwarków i efektów naruszających CP w tych sprzężeniach. Inna modyfikacja, wymuszana przez rosnącą liczbę danych doświadczalnych [5], to przypisanie niezerowej masy neutrinom. Niezerowa masa neutrin pozwala na dodatkowe naruszanie CP w sektorze leptonowym, poza zwykłymi naruszeniami w sektorze kwarkowym Modelu Standardowego.

Przejścia fazowe

Naruszenie symetrii CP było tylko jednym z warunków Sacłiarowa na wytworzenie kosmicznej asymetrii materia antymateria. Równie ważne było żądanie, by liczba barionowa nie była wielkością zachowywaną. Model Standardowy przewiduje, że procesy zmieniające liczbę barionową lub leptonową są możliwe. Procesy te są skutkiem nieperturbacyjnych efektów wie-locząstkowych i są bardzo rzadkie w temperaturach znacznie niższych niż temperatura odpowiadająca skali słabej (tj. energii rzędu masy bozonu Z, ok. 100 GeV), poniżej której oddziaływania słabe i elektromagnetyczne stają się znacząco różne. Ta rzadkość procesów, które zmieniają liczbę barionową, jest zgodna z szacowanym czasem połowicznego rozpadu protonu większym niż 10³² lat. Natomiast w niezwykle wysokiej temperaturze wczesnego Wszechświata procesy zmieniające liczbę barionową zachodzą często i w warunkach równowagi termodynamicznej gwarantują, że bariony oraz odpowiadające im antybariony istnieją w równych ilościach.

Brak równowagi termodynamicznej konieczny do pojawienia się różnic w ilości materii i antymaterii może wystąpić na przykład wówczas, gdy Wszechświat ulega przejściu fazowemu. Taki scenariusz może prowadzić bezpośrednio do wytwarzania niezerowej całkowitej liczby barionowej. Przejścia fazowe następują wówczas, gdy Wszechświat podczas rozszerzania się ochładza się do pewnych krytycznych wartości temperatury. Interesujące nas przejście fazowe w bariogenezie według Modelu Standardowego zacłiodzi przy skali słabej, kiedy Wszechświat ostygnie na tyle, by w efektywnym potencjale pola Higgsa wytworzyło się globalne minimum przy niezerowej wartości tego pola (rys.) [6]. Masy wszystkich cząstek (z wyjątkiem samej cząstki Higgsa) są wytwarzane jako konsekwencja tego nowo powstałego minimum. Gdy Wszechświat ostygnie jeszcze bardziej, poniżej temperatury krytycznej, duża masa bozonów W oraz Z silnie tłumi procesy zmieniające liczbę barionową. Wskutek tego utrzymuje się każda nierównowaga materia antymateria wytworzona podczas przejścia fazowego.

Bariogeneza w przejściu przy skali słabej wymaga przejścia fazowego pierwszego rodzaju, w którym tworzy się bąbel z wyraźną ścianą. Na zewnątrz bąbla średnia wartość pola Higgsa wynosi zero, ale wewnątrz ma ono niezerową wartość niskotemperaturową. Bąbel rośnie bardzo szybko. Nadwyżka materii nad antymaterią może się w nim pojawić, ponieważ naruszenie CP w sprzężeniach cząstka Higgsa fermion daje prawdopodobieństwa przenikania przez ścianę bąbla różne dla kwarków i antykw'arków. Na zewnątrz bąbla kwarki i antykwarki są nadal w równowadze termodynamicznej, więc obszar zewnętrzny ma zerową wypadkową liczbę barionową.

Doświadczalne wartości dolnej granicy na masę cząstki Higgsa uzyskane w ciągu ostatnich dwóch lat [7] oznaczają, że scenariusz z przejściem fazowym w ramach Modelu Standardowego nie jest możliwy: odpowiednie przejście fazowe nie byłoby pierwszego rodzaju. Źródłem niepowodzenia może jednak być sama fizyka cząstek Modelu Standardowego, a nie idea przejścia fazowego. Na przykład, jeśli dodać drugie pole Higgsa do Modelu Standardowego, można odzyskać

229

POSTĘPY FIZYKI TOM 55 ZESZYT 5 ROK 2004