2. Барионная асимметрия. Отсутствие антивещества во Вселенной.

Куда девалось огромное количество антивещества? Ведь на начальных этапах эволюции Вселенной количество вещества равнялось количеству антивещества. Этот вопрос очень важен, т.к. именно из вещества, оставшегося после завершения раннего (горячего) этапа развития Вселенной, в дальнейшем образовались галактики, сверхгалактики и зв¸зды, развились новые формы материи, появилась жизнь.

Напомним, что мы располагаем следующими фактами о нынешнем состоянии Вселенной:

1. Во Вселенной практически нет антивещества (соотношение антивещества и вещества не превышает 10^-4). Единичные антипротоны регистрируют в космических лучах.

2. Количество вещества во Вселенной 10⁵⁵-10⁵⁶ г. Из этого количества 210⁵⁴ г приходится на барионы.

3. Барионная материя по массе с точностью до 10^-3 состоит из легчайших барионов - нуклонов, прич¸м отношение числа нуклонов n_N к числу реликтовых фотонов n следующее

. (14.8)

Эта барионная (нуклонная) компонента Вселенной на 80-90% состоит из протонов и на 10-20% из нейтронов, находящихся в связанном состоянии в атомных ядрах (главным образом в гелии).

4. Из электрической нейтральности Вселенной в целом следует, что отношение концентрации электронов n_e к концентрации реликтовых фотонов n то же, что и для нуклонов, т.е.

. (14.9)

Отношения (14.8) и (14.9) не должны зависеть от времени в адиабатически и изотропно расширяющейся Вселенной.

Современные концепции исходят из того, что Вселенная родилась с квантовыми числами вакуума, т.е. электрически нейтральной, и имела суммарный барионный заряд равный нулю. Барионная асимметрия возникла, как полагают, на самых ранних этапах развития Вселенной в условиях высоких энергий (температур).

Верн¸мся к концу адронной эры (10^-4 сек после Большого Взрыва). В тот момент интенсивно рождались и аннигилировали легчайшие барион-антибарионные пары. Их плотность была сравнима с плотностью фотонов. При стремительном расширении и охлаждении Вселенной рождение нуклон-антинуклонных пар уже не компенсировало их аннигиляцию и число барионов (антибарионов) быстро уменьшалось, пока не стабилизировалось на некотором значении, когда резко упавший за сч¸т сильного разряжения темп аннигиляции перестал влиять на отношение концентрации барионов n_Á и фотонов n. Оказывается, что это отношение стабилизируется на уровне

,

что на много порядков ниже наблюдаемого значения 10^-9.

В 1967 г. Сахаровым была выдвинута гипотеза о том, что экспериментальное значение обсуждаемого отношения 10^-9 является следствием незначительного преобладания нуклонов над антинуклонами

,

возникшего в результате несохранения барионного заряда и нарушения СР-инвариантности. Условием появления этого барионного избытка, как предполагается, должен быть временный выход Вселенной из равновесного состояния в процессе е¸ расширения. По мере последующего остывания Вселенной вещество аннигилировало с антивеществом за исключением незначительного остатка 10^-9, который и послужил материалом для дальнейшей эволюции.

Этот незначительный дисбаланс (10^-9) между барионами и антибарионами (и вообще между фермионами и антифермионами) вычисляется в рамках современных теорий Великого Объединения, дополненных моделью Большого Взрыва. В соответствии с таким подходом обсуждаемый дисбаланс возник в весьма кратко-временный интервал через 10^-36 сек после Большого Взрыва, когда типичные энергии частиц и температура (10¹⁵ ÃýÂ, 10²⁸ К) были ещ¸ достаточны для рождения переносчиков сил Великого Объединения - X, Y-бозонов и их античастиц. Эти частицы, как уже отмечалось, участвуют в кварк-лептонных переходах, не сохраня-ющих ни барионный, ни лептонный заряд (Лекция 13, раздел 7). Они ответственны за возможную нестабильность протона. X è (òàê æå êàê Y è ) в силу СРТ-теоремы имеют одинаковые полные ширины распада, но отдельные (парциальные) их распады могут происходить с нарушением СР-инвариантности, как это имеет место в распаде истинно нейтральных -мезонов (Лекция 13, раздел 4). Так, например, за сч¸т того, что вероятность распада^-e⁺_e несколько выше вероятности СР-сопряженного распада ⁺e^-, может возникнуть избыток протонов по сравнению с антипротонами в процессах типа

^o + e⁺ p,

^o + e^- .

Нарушение СР-симметрии гарантирует появление фермион-антифермионной асимметрии при условии, что система вышла из теплового равновесия. По мере расширения Вселенной сразу после Большого Взрыва е¸ плотность и температура стремительно падали и она могла выйти из состояния теплового равновесия. Расч¸ты показывают, что это могло происходить в конце эпохи Великого Объединения, когда Вселенная была подвержена чрезвычайно быстрому (экспоненциально зависящему от времени) расширению. Такое экспоненциальное “раздувание” Вселенной называют инфляцией. Инфляция завершается к 10^-32-10^-33сек, после чего Вселенная возвращается к обычному темпу расширения. При дальнейшем остывании (когда температура падает ниже 10²⁷ Ê) X, Y-бозоны и их античастицы быстро исчезают, распадаясь на другие частицы. Тепловое равновесие восстанавливается. Но возникшая фермион-антифермионная асимметрия уже не может исчезнуть и сохраняется до наших дней. Предсказываемое при этом отношение числа нуклонов (и электронов) к числу фотонов оказывается хорошо согласующимся с наблюдаемым значением 10^-9.