Si la producción de pares conduce solo a un positrón y un electrón, ¿cómo podríamos explicar el equilibrio de partículas en la materia?

Como John Challis escribió, gran parte de esta pregunta está abierta.

Sin embargo, tenemos una muy buena idea de cuál es el bosquejo de la respuesta. Las generaciones de asimetría se denominan “Condiciones de Sajarov”. Aquí está el bosquejo de la historia:

Big Bang temprano, es un equilibrio térmico caliente donde las partículas interactúan entre sí en descomposición y combinación.

Cuando el universo se expande, la tasa de interacciones disminuye (la posibilidad de interacción depende de la densidad) y las partículas comienzan a salir del equilibrio. Es decir, estas partículas no pueden participar en colisiones.

  • Las partículas inestables se descompondrán, pero no se pueden generar (ya que la posibilidad de colisión que las generará es demasiado baja), por lo tanto, su densidad cae muy rápidamente a cero.
  • Las partículas estables (como los electrones y los positrones) permanecen más tiempo, pero aun así la aniquilación de pares diluye su presencia. Ahora, si por alguna razón tuviste 10 ^ 18 positrones y 10 ^ 18 + 10 ^ 5 electrones (!! números compuestos), entonces, después de toda la anilación, te quedan 10 ^ 5 electrones.

Para tener la asimetría inicial, debe haber un proceso que prefiera un tipo sobre el otro (incluso ligeramente). Esto requiere dos condiciones

  • Una fuente para un symmtery. Por ejemplo (en bariones) [matemáticas] \ Gamma (d + \ bar s \ rightarrow \ bar d + s) \ neq \ Gamma (\ bar d + s \ rightarrow d + \ bar s) [/ math]
  • Una ruta de interacción que puede transferir la asimetría a los pares de partículas y antipartículas estables.

Por que funciona en el estado térmico, la diferencia de tasas significará que, en promedio, obtendrá más de un lado de la ecuación que del otro. La asimetría de las tasas puede ser un parámetro simple en la teoría, o algunos efectos de interacciones fuertes.

Actualizado a 2003: tanto para la leptogensis como para la bariogenia no hay suficiente asimetría en el modelo estándar (hay algo de asimetría para generar protones y neutrones, pero no lo suficiente). Por lo tanto, para obtener todos los números correctos, debemos hacer conjeturas sobre “más allá de la física del modelo estándar”.

Sin embargo, se espera que haya física más allá del modelo estándar. Entonces, la explicación detallada y cuantitativa está a la vuelta de la esquina.

Puede encontrar una buena introducción aquí: http://www.weizmann.ac.il/partic…

Esta es una de las mejores preguntas que he visto en Quora porque va a una de las preguntas abiertas más grandes en física: ¿por qué hay más materia que antimateria en el universo si se producen en pares?

Esto se conoce generalmente como el problema de asimetría bariónica y todas las respuestas hasta la fecha (asimetrías en las interacciones débiles, el universo tiene áreas dominadas por la materia y dominadas por la materia) se sienten un poco forzadas.

Asimetría bariónica

Aquí hay algo que sabemos con certeza: la diferencia entre la materia y la antimateria es tan leve que debería sentirse muy afortunado de estar aquí.