Materia mot antimateria

Partikeln positron är elektronens antipartikel: den har samma massa och en elektrisk laddning av samma storlek, men med motsatt tecken. Antiprotonen är protonens motsvarighet. Antipartiklar kan förenas, så en antiproton och en positron bildar antiväte.[2]

Här är e den positiva elementarladdningen. Elektrisk neutralitet innebär inte i sig att en partikel är sin egen antipartikel: neutroner och antineutroner har motsatta baryontal.[3]

Kosmologer beskriver vanligtvis denna obalans med hjälp av baryontal. Varje proton och neutron har baryontalet +1, medan deras antipartiklar har −1. Elektroner har baryontalet noll. Frågan är varför universums totala nettobaryontal är positivt.[3]

Detta motsvarar ungefär sex överskottsbaryoner per tio miljarder bakgrundsstrålningsfotoner, eller en baryon per cirka 1,7 miljarder fotoner. Det är ett förhållande mellan antalpartikeltätheter, inte den andel av universums energi som utgörs av materia eller det direkta antalet ursprungliga baryon- och antibaryonpar.[4]

Dessa mätningar visar hur mycket vanlig materia som blev kvar. Att fastställa vilken process som skapade detta överskott är ett nästa steg.

I en tillräckligt het omgivning kan partikel- och antipartikelpar bildas vid kollisioner. I den omvända reaktionen kan dessa par sedan försvinna igen. Till exempel kan två högenergifotoner skapa en elektron och en positron, och ett elektron-positronpar kan annihilera och omvandlas till fotoner.[6]

När universum svalnar blir det svårare att upprätthålla bildningen av par av partiklar med massa. Då minskar annihilationen mellan baryoner och antibaryoner antalet partiklar av varje typ, men bevarar eventuellt befintligt nettobaryonöverskott. Överskottet består eftersom det inte finns tillräckligt många motsvarande antipartiklar för att utplåna det.[7]

Annihilation förändrar formen i vilken energi transporteras. Produkterna beror på partiklarna och kollisionsenergin. Vid annihilation av baryoner kan pioner bildas, som sedan sönderfaller till fotoner, elektroner, positroner och neutriner. Reaktionsprodukterna för bort energin.[8]

Föreställ dig att du beskriver en växelverkan och sedan utför två transformationer. C, laddningskonjugering, byter ut partiklar mot antipartiklar. P, paritetstransformation, vänder tecknet på de rumsliga koordinaterna. Om den transformerade processen sker med exakt samma sannolikheter bevarar växelverkan CP-symmetri.[10]

I naturen bryts denna symmetri ibland. De första bevisen för detta kom 1964 vid studier av neutrala kaoners sönderfall. Senare mätningar bekräftade CP-symmetribrott även i andra kvarksystem. I standardmodellen beskrivs kvarkblandning av CKM-matrisen, som innehåller en fas som kan orsaka dessa asymmetrier.[10]

Det avgörande är skillnaden mellan specifika processer. CP-symmetribrott kan göra att sannolikheten för en sönderfallskanal skiljer sig från sannolikheten för dess CP-konjugerade kanal. Det innebär inte att varje antipartikel förintas snabbare än den motsvarande partikeln.[10]

År 1967 fastställde Andrej Sacharov de viktigaste dynamiska kraven för baryogenes. De gäller när ett överskott skapas från ett ursprungligen symmetriskt tillstånd inom den vanliga teoretiska ramen, där CPT-symmetri gäller och förenar partikel-antipartikelbyte, rumslig inversion och tidsomkastning.[11]

1. Förändra baryontalet. Om det totala baryontalet bevaras exakt och från början är noll, förblir det noll. Mekanismen måste tillåta att detta tal förändras.[11]
2. Bryta mot C- och CP-symmetrierna. Reaktionerna måste skilja mellan möjligheterna att bilda materia och antimateria, så att deras bidrag inte helt enkelt tar ut varandra.[11]
3. Avvika från termisk jämvikt. De berörda reaktionerna måste avvika från jämvikt så att ett överskott kan bildas och bestå. Expansionen i sig garanterar inte detta – även reaktionshastigheterna spelar roll.[11]

En framgångsrik modell måste också säkerställa att senare reaktioner inte utplånar resultatet den skapat. En sådan förlust av den uppkomna asymmetrin kallas utspolning. Förklaringen måste omfatta både hur överskottet bildas och hur det bevaras.[13]

Mekanismerna som beskrivs nedan behandlar samma övergripande problem under olika fysikaliska förhållanden. Var och en bygger på ytterligare antaganden om partiklar, växelverkan eller universums termiska utvecklingshistoria.

Elektrosvag baryogenes: överskott vid rörliga gränser

I det konventionella scenariot för elektrosvag baryogenes skulle en fasövergång av första ordningen skapa expanderande bubblor av en ny fas hos Higgsfältet. CP-brytande växelverkan vid deras gränser skulle kunna skapa en obalans mellan partikelpopulationer, medan elektrosvaga processer förändrar baryontalet. Överskottet skulle sedan behöva hamna i ett område där det skyddas från att tvättas bort. Dessa bubblor är en del av det föreslagna utvecklingsscenariot.[9]

Med den uppmätta massan hos Higgsbosonen förutsäger beräkningar på gitter ett kontinuerligt förlopp i standardmodellen. Därför kräver den konventionella bubbelmekanismen ny fysik, till exempel extra skalärfält som förändrar denna omvandling.[14]

Leptogenes: börja med en annan partikelgrupp

Leptogenes börjar med en asymmetri kopplad till leptoner – den partikelgrupp som omfattar elektroner och neutriner. I en inflytelserik variant av detta scenario sönderfaller hypotetiska tunga Majorananeutriner utanför jämvikt med CP-asymmetriska sannolikheter. Deras växelverkan kan också bidra till att förklara varför de neutriner vi känner till har så små massor, genom den så kallade gungmekanismen. Senare omfördelar elektrosvaga processer en del av den uppkomna asymmetrin och skapar en asymmetri i baryontalet.[15]

Stor förening-baryogenes: mycket tyngre partiklar

Vissa teorier som förenar den starka, svaga och elektromagnetiska växelverkan förutsäger mycket tunga partiklar vars sönderfall kan bryta mot bevarandet av baryontalet. CP-asymmetriska sönderfall som sker utanför jämvikt skulle kunna skapa ett överskott vid höga energier. Huruvida det överlever senare elektrosvaga processer är en viktig begränsning, och de nödvändiga partiklarna och den termiska utvecklingshistorien är fortfarande hypotetiska.[13]

Tai tik pavyzdžiai, o ne išsamus sąrašas. Bendras jų tikslas – remiantis nuosekliu fizikinės raidos scenarijumi apskaičiuoti stebimą perteklių.

Forskningsläget: september 2026. Olika experiment undersöker olika beståndsdelar. Resultaten är mest användbara när teorin knyter dem till samma historia om det tidiga universums utveckling.

Studier av antimaterians egna egenskaper

BASE jämförde med mycket hög precision laddning-massförhållandena hos protoner och antiprotoner som hålls i fällor och fann att resultaten stämmer överens med CPT-symmetrin. Partiklar med samma egenskaper motsäger inte att de förekommer i olika mängder i universum: egenskaperna avgör inte hur många partiklar av varje slag det tidiga universum skapade eller bevarade.[21]

ALPHA observerade hur antiväte föll mot jorden. Inom mätosäkerheten stämde dess acceleration överens med den vanliga gravitationens inverkan. Detta testar hur antimateria reagerar på gravitation; det ger ingen mekanism för baryogenes.[22]

En övertygande förklaring måste förena flera delar: en källa till förändring av baryontalet, lämplig symmetribrytning, en fysikaliskt möjlig termisk utveckling och ett kvarstående överskott. Den måste återskapa den observerade mängden och samtidigt vara förenlig med de gränser som laboratoriemätningar fastställt. Upptäckten av en enda lovande beståndsdel skulle vara ett steg mot denna bredare prövning.

Mängden materia som överlevde är en uppmätt egenskap hos universum. Dess ursprung är fortfarande ett olöst fysikproblem. Det ger ämnet en särskild vetenskaplig tyngd: observationer av uråldrigt ljus och ursprungliga kärnor kan utmana teorier som prövas genom studier av partikelsönderfall, underjordiska detektorer och antiatomer i fällor.

Den stora begynnelsen

1. Singulariteten och skapelsens ögonblick
2. Kvantfluktuationer och inflation
3. Big Bang-nukleosyntes
4. Materia och antimateria · Du är här
5. Nedkylning och bildandet av fundamentala partiklar
6. Kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning (CMB)
7. Mörk materia
8. Mörk energi
9. Rekombination och de första atomerna
10. De mörka tidsåldrarna och de första strukturerna
11. Rejonisering: slutet på de mörka tidsåldrarna