În cosmologie , bariogeneza desemnează una sau mai multe perioade de formare a barionilor în timpul universului primordial . Astfel, conform teoriei Big Bang-ului , în primele momente ale Universului , acesta din urmă era prea fierbinte pentru a permite existența materiei . Acesta din urmă s-ar fi format atunci când Universul a devenit suficient de rece pentru a face acest lucru. Timpul bariogenezei nu este cunoscut cu certitudine. Ar fi între 10 -32 și 10 -12 s după Big Bang (cf. # Modele ).
Principalele ipoteze situează bariogeneza în două epoci : bariogeneza marilor unificări , care ar avea loc în timpul sau la scurt timp după marea eră a unificării , și bariogeneza electro-slabă , care ar avea loc în timpul tranziției electro-slabe .
Ca urmare a acestui proces, există o asimetrie între materie și antimaterie, cel puțin în distribuția spațială , care permite existența materiei .
Formulată de la sfârșitul anilor 1920 , teoria Big Bang afirmă că proprietățile fizice ale Universului s-au schimbat de-a lungul istoriei sale, de la o stare extrem de mică, densă și fierbinte la o stare foarte mare, diluată. Și rece pe care le observăm astăzi . Conform acestei teorii, în primele momente ale Universului , acesta din urmă era prea fierbinte pentru a permite existența materiei . Teoreticienii stabilesc apariția acestuia din urmă în timpul barogenezei, adică din momentul în care Universul a devenit suficient de rece pentru ca acesta să prindă contur prin formarea barionilor .
În jurul anului 1928, lucrând la mecanica cuantică relativistă aplicată electronului , fizicianul Paul Dirac a formulat ecuația lui Dirac . Acesta din urmă duce la ideea existenței antiparticulelor , a căror observare are loc pentru prima dată în 1932 când Carl David Anderson evidențiază pozitronul .
La începutul anilor 1950 , cercetători precum Julian Schwinger au dezvoltat simetria CPT , care stipulează, printre altele, că fiecare particulă și antiparticulă are exact aceeași masă și durată de viață , dar o sarcină diametral opusă. În 1956, antiprotonii au fost detectați pentru prima dată . De atunci, existența unei antiparticule pentru fiecare particulă cunoscută a fost observată în laborator. În plus, fiecare producție de materie din laborator are ca rezultat producerea unei cantități egale de antimaterie și invers .
În condiții de temperatură „normale”, particulele ( ) și antiparticulele ( ) anihilează în cantitate strict egală sub formă de energie luminoasă ( ) în funcție de echivalența masă-energie :
unde este un pion .
Prin urmare, toată existența materiei depinde de absența contactului cu antimateria, altfel Universul ar fi format, aproape, din lumină pură. Prin urmare, două scenarii principale sunt luate în considerare pentru a explica observarea cantității minime de antimaterie în zilele noastre în universul observabil : fie Universul a început cu o „preferință” pentru materie (numărul total de barioni din Universul era diferit de 0), fie Universul a fost perfect simetric la origine și o serie de fenomene au condus, de-a lungul timpului, la un dezechilibru în favoarea materiei. Al doilea scenariu este, în general, preferat primului, deoarece afirmația condițiilor lui Saharov și cercetătorii care aderă la acesta teoretizează că asimetria materie-antimaterie s-ar fi produs în timpul barogenezei, ceea ce ar fi condus la o asimetrie barionică , evaluată la aproximativ una. particulă. pe miliard ( ppb ).
În 1967 , fizicianul rus Andrei Saharov a emis trei condiții pe care bariogeneza trebuie să le urmeze pentru a duce la asimetrie barionică:
Cunoscut mai târziu sub denumirea de condiții Saharov , acesta din urmă va fi ignorat pentru o vreme de comunitatea științifică . Cu toate acestea, din 1974, odată cu introducerea anumitor modele de mare unificare, cum ar fi cele ale lui Pati - Salam (en) și Georgi - Glashow (en) , ideea creării unei asimetrii barionice în timpul barogenezei câștigă teren. În 1978, o echipă de cercetători condusă de A. Yu. Ignatiev, precum și cercetătorul Yoshimura Motohiko au publicat pe această temă și au lansat cercetări în această direcție. În zilele noastre, majoritatea modelelor de bariogeneză sunt formulate luând în considerare condițiile Saharov.
Timpul bariogenezei nu este cunoscut cu certitudine. De obicei, căutăm scenarii pentru care condițiile Saharov sunt îndeplinite și care fac posibilă generarea cantității dorite de materie barionică în raport cu antimateria barionică și cantitatea de fotoni fosili , pentru a da un anumit exces în funcție de relația:
Acest număr este evaluat pe baza raportului dintre densitatea fotonilor fosili și densitatea materiei observată în Universul actual.
Există în esență două tipuri de scenarii de bariogeneză:
Există mai multe scenarii de ambele tipuri. Mai multe dintre ele implică sfaleroni , care ar redistribui asimetrii baryonice sau leptonice .
În ambele cazuri, bariogeneza are loc cu mult înainte de nucleosinteza primordială . Prin urmare, acest lucru este independent de procesul exact al bariogenezei, dar este sensibil doar la abundența reziduală a materiei obișnuite. Acesta din urmă este constrâns prin măsurarea abundenței elementelor ușoare .
Scenariile de barogeneză electro-slabă sunt în prezent mai „populare”, deoarece implică energii care ar fi „la îndemâna” acceleratorilor de particule actuale.
: document utilizat ca sursă pentru acest articol.