| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Baryogeneze aneb vítězství hmoty nad antihmotou v raném vesmíru I
Miroslav Havránek
Při pohledu na noční oblohu jistě řadu lidí napadne otázka, jak vznikl materiál, ze kterého se skládají objekty na obloze i vesmír samotný. Podle současných představ (model ΛCDMΛCDM – všeobecně uznávaný model vesmíru obsahující temnou energii popisovanou kosmologickou konstantou (Λ), chladnou temnou hmotu (CDM – Cold Dark Matter) a baryonovou hmotu. Model ΛCDM věrně popisuje náš vesmír, a proto je často nazýván standardním kosmologickým modelem.) tvoří 68 procent vesmíru temná energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací., 27 procent temná hmotaTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. a jen 5 procent hmota atomární (baryonové – většinu hmotnosti tvoří protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10−27 kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10−19 C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 1035 let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. a neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10−27 kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron., které patří do skupiny částic nazývaných baryonyBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích.) povahy, z níž jsou složeny objekty pozorovatelné na obloze i my samotní. Ve vesmíru se pravděpodobně nevyskytují makroskopické objekty z antihmotyAntihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů.. Toto tvrzení není nikterak samozřejmé. Antičástice běžně vznikají při vysokoenergetických srážkách na částicových urychlovačích za podmínek podobných těm, které panovaly ve vesmíru krátce po jeho vzniku. V raném vesmíru tedy musela být hojně přítomna antihmota, která v průběhu jeho vývoje anihilovala s obyčejnou hmotou za produkce záření. Otázkou jak a kdy došlo k tomu, že hmota a antihmota nezanihilovala zcela, se budeme zabývat v této dvojici bulletinů.
Galaxie Tykadla jsou dvě srážející se galaxie NGC 4038 a NGC 4039. Pokud by jedna galaxie byla složena z antihmoty a druhá z obyčejné hmoty, byl by tento útvar intenzívním zdrojem gama záření. Anomální produkce gama záření z anihilace nikdy u kolidujících galaxií pozorována nebyla. Zdroj HST.
|
ΛCDM – všeobecně uznávaný model vesmíru obsahující temnou energii popisovanou kosmologickou konstantou (Λ), chladnou temnou hmotu (CDM – Cold Dark Matter) a baryonovou hmotu. Model ΛCDM věrně popisuje náš vesmír, a proto je často nazýván standardním kosmologickým modelem. Baryonová látka – látka složená převážně z baryonů, tj. částic tvořených třemi kvarky. K nejvýznamnějším zástupcům baryonů patří proton a neutron, které jsou součástí jader atomů. Nejpodstatnější složkou baryonové látky je atomární látka, volných baryonů je ve vesmíru málo. Odhaduje se, že baryonová složka tvoří 5 % celkové hmoty-energie ve vesmíru. Primordiální nukleosyntéza – období v raném vesmíru, kdy vznikala první atomová jádra z protonů a neutronů. Primordiální nukleosyntéza probíhala od první sekundy do třetí minuty po vzniku vesmíru. V tomto krátkém období mohla vzniknout pouze lehká jádra deuteria, helia a lithia. Po třetí minutě již vesmír ochladl natolik, že protony a neutrony neměly dostatečnou energii k další jaderné syntéze. Inflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10−35 s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 1090 až 10120 a k zvětšení rozměrů faktorem 1030 až 1050. Uvolněná energie je minimálně 1060 GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru. |
Podmínky v raném vesmíru
Krátce po vzniku vesmíru zde panovaly zcela jiné podmínky, než známe dnes. Vesmír byl extrémně hustý a horký. Částice dosahovaly relativistických energií a v hustém prostředí často docházelo k jejich srážkám, při kterých vznikaly nejen nové částice, ale také antičástice. Tato primordiální polévka částic a antičástic byla v termodynamické rovnováze se zářením. Počty fotonů, baryonů a anti-baryonů (kvarků a anti-kvarků v časech kratších než 10−5 s) v tehdejším vesmíru byly téměř rovnocenné (nB~nantiB~nγ). V dnešním vesmíru je počet antibaryonů efektivně nulový a podíl počtu baryonů a počtu fotonů (kosmologický parametr η) je přibližně 6×10−10. Na jeden baryon připadá přibližně jeden a půl miliardy fotonů, které tu zbyly jako pozůstatek po téměř kompletní anihilaci částic a antičástic.
Stručná historie vesmíru od počáteční singularity až po současnost.
Zdroj: Addison Wesley.
Jak se měří podíl baryonové a fotonové složky vesmíru?
Jedním z procesů citlivých na podíl fotonové složky vesmíru byla primordiální nukleosyntézaPrimordiální nukleosyntéza – období v raném vesmíru, kdy vznikala první atomová jádra z protonů a neutronů. Primordiální nukleosyntéza probíhala od první sekundy do třetí minuty po vzniku vesmíru. V tomto krátkém období mohla vzniknout pouze lehká jádra deuteria, helia a lithia. Po třetí minutě již vesmír ochladl natolik, že protony a neutrony neměly dostatečnou energii k další jaderné syntéze., ke které došlo od jedné sekundy do zhruba třech minut po vzniku vesmíru. Při primordiální nukleosyntéze vznikaly za teplot kolem 1 MeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV), teraelektronvolt TeV (1012 eV) nebo petaelektronvolt PeV (1015 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kBT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. jádra lehkých prvků, jako je deuteriumDeuterium – těžký vodík, v jádře má jeden proton a jeden neutron. V průměru na Zemi připadá na 7 000 atomů normálního vodíku jeden atom deuteria. Jde o stabilní izotop vodíku., heliumHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi. (3He, 4He) a malé množství lithiaLithium – nejlehčí ze skupiny alkalických kovů, značně reaktivní, stříbřitě lesklého vzhledu. Jedná se o lehký a měkký kov, který lze krájet nožem. Dobře vede elektrický proud a teplo. Bylo objeveno roku 1817 švédským chemikem Johannem Arfvedsonem. (7Li). Účinné průřezy těchto reakcí jsou dobře známy (částečně také díky vývoji termojaderných zbraní), a je proto možné vypočítat, jakým způsobem závisí zastoupení lehkých prvků v raném vesmíru na poměru fotonové a baryonové složky ve vesmíru:
Zastoupení lehkých jader v raném vesmíru v závislosti na poměru baryonové a fotonové složky. Plné křivky zobrazují teoreticky vypočtené hodnoty včetně nejistoty dvou směrodatných odchylek. Žluté oblasti vyznačují pozorované množství těchto prvků ve vesmíru a vertikální růžový pás označuje interval shody teoretického modelu primordiální nukleosyntézy s pozorováním. Zdroj [1].
Největší vliv na množství vzniklého deuteria (nejstrmější křivka na obrázku výše) má koncentrace fotonů v raném vesmíru. Zároveň známe množství deuteria ve vesmíru ze všech prvků nejpřesněji. Odhady množství deuteria jsou založeny na spektroskopickém měření Lymanových spektrálních čar mezigalaktického vodíku a deuteria, které tyto atomy vyzařují, neboť jsou excitované světlem vzdálených kvazarůKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty..
Za zmínku ještě stojí, že pozorované množství 7Li ve vesmíru nesouhlasí s předpovědí modelu primordiální nukleosyntézy. Deficit 7Li zatím nikdo nedokáže přesvědčivě vysvětlit a je možné, že se zde skrývá nová fyzika.
Parametr η (kosmologický parametrKosmologický parametr – η, podíl počtu baryonů a počtu fotonů, přibližně 6×10−10.) byl rovněž určen zcela nezávislou metodou, a to analýzou spektra teplotních fluktuací reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí)., které vykazuje řadu charakteristických maxim (píků) souvisejících s baryoakustickými oscilacemi v primordiální látce. První pík odpovídá fluktuacím největších úhlových rozměrů (asi jeden stupeň). Za tyto fluktuace jsou zodpovědné hustší oblasti, které gravitačně přitahují okolní hmotu a akustické oscilace je dále stlačují a zahřívají. Před oddělením záření od látky však některé části těchto hustších oblastí dosáhly maxima teploty a začaly se rozpínat vlivem tlaku záření (proti gravitaci) a ochlazovat. Tento efekt je zodpovědný za druhý pík ve spektru fluktuací reliktního záření. Na základě poměru velikosti prvního a druhého píku bylo možné velice přesně určit poměr baryonové a fotonové složky ve vesmíru.
Spektrum fluktuací reliktního záření. Na vodorovné ose je multipólový moment (toto číslo souvisí s úhlovým rozměrem fluktuací vztahem ? = 180°/l.), na svislé ose je velikost teplotních fluktuací. Zdroj [2].
Anihilace hmoty a antihmoty
Současné množství baryonové hmoty ve vesmíru je výsledkem nepatrné asymetrie mezi množstvím částic a antičástic v raném vesmíru. Jaký je zdroj této asymetrie? Vesmír se mohl vyvíjet z již baryo-asymetrických počátečních podmínek podle baryo-symetrických zákonů. Baryo-asymetrické počáteční podmínky ale příliš nezapadají do inflačního scénářeInflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10−35 s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 1090 až 10120 a k zvětšení rozměrů faktorem 1030 až 1050. Uvolněná energie je minimálně 1060 GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru. vývoje vesmíru. V preinflační fázi by totiž musela být asymetrie extrémní a energie částic, které by tuto asymetrii představovaly, by řádově překročila energii inflatonového pole (pole zodpovědné za inflaci), takže by k inflaci vůbec nemohlo dojít. Vesmír se tedy spíše vyvíjel z baryo-symetrických počátečních podmínek a asymetrie vznikla až v průběhu jeho vývoje, kdy došlo k baryogenezi. K baryogenezi došlo pravděpodobně někdy mezi inflací a počátkem primordiální nukleosyntézy. Baryogeneze patří v současné době k nejvíce akceptovaným scénářům vývoje hmoty ve vesmíru.
Pravděpodobný vývoj vesmíru. Krátce po inflační fázi, v čase kolem 10−35 s, byl vesmír baryosymetrický. K baryogenezi došlo v období mezi 10−35 s a 1 s (krátce před primordiální nukleosyntézou).
Sacharovovy podmínky
Aby z baryo-symetrických počátečních podmínek vznikl vesmír, ve kterém dominuje hmota nad antihmotou, musejí být splněna tři kritéria,
která zformuloval v roce 1967 sovětský fyzik
Andrej Sacharov (Sacharovovy podmínkySacharovovy podmínky – podmínky pro to, aby se vesmír, v němž bylo na začátku stejně hmoty jako antihmoty, mohl vyvinout ve vesmír s výraznou nadvládou hmoty nad antihmotou. Sacharov ukázal v roce 1967, že k tomu může dojít, pokud:
1) existují procesy, které nezachovávají baryonové číslo,
2) existuje narušení C a CP symetrie,
3) probíhaly procesy mimo termodynamickou rovnováhu.). Ve vesmíru musely probíhat procesy, které narušují
zachování baryonového čísla, narušují C symetriiC symetrie – symetrie vhledem k nábojovému sdružení (C = Charge). Nábojovým sdružením rozumíme nahrazení částice antičásticí, která má všechny kvantové charakteristiky s opačným znaménkem. O symetrii hovoříme, pokud by se přístroj vybudovaný z antičástic namísto částic choval stejně jako jeho částicový protějšek. Zkrátka vesmír z antihmoty by měl stejné vlastnosti jako vesmír z hmoty. a CP symetriiCP symetrie – levopravá symetrie kombinovaná se symetrií částice – antičástice. Označení CP pochází z anglických slov „charge“ a „parity“. Základní otázkou je, zda experiment připravený podle zrcadlového obrazu z antičástic by fungoval shodně s původním experimentem. Narušení CP symetrie v přírodě prokázali James Cronin a Val Fitch v roce 1964 v experimentech s rozpadem kaonů. a současně
tyto procesy musely probíhat mimo termodynamickou rovnováhu. V příštím bulletinu si povíme,
zda k těmto procesům skutečně mohlo v raném vesmíru docházet.
Andrej Dimitrievič Sacharov – nesmírně produktivní sovětský fyzik, podílel se na vývoji sovětské termojaderné bomby, byl spoluvynálezcem tokamaku a formuloval podmínky pro vznik baryo-asymetrického vesmíru.
Pokračování příště
Odkazy
- B. D. Fields et al: Big-Bang Nucleosynthesis, PDG review, 2015
- Planck Collaboration: Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters, arXiv:1502.01589, 2015
- W. Hu, M. White: The Cosmic Symphony:, Scientific American, 2004
- H. Murayama: Baryon Asymmetry of the Universe, CERN Academic Training Lectures, 2010
- V. Mukhanov: Physical Foundation of Cosmology, Cambridge University Press, 2005
- E. Kolb, M. Turner: The Early Universe, Westview, 1990
