Começa Com Um Estrondo

Como foi quando o universo criou mais matéria do que antimatéria?

Nas altas temperaturas alcançadas no Universo muito jovem, não apenas partículas e fótons podem ser criados espontaneamente, com energia suficiente, mas também antipartículas e partículas instáveis, resultando em uma sopa primordial de partículas e antipartículas. (LABORATÓRIO NACIONAL DE BROOKHAVEN)

O Universo nasceu com quantidades iguais de matéria e antimatéria. Como a matéria venceu?

13,8 bilhões de anos atrás, no momento do Big Bang, o Universo era o mais quente que já foi na história. Cada partícula conhecida existe em grande abundância, juntamente com quantidades iguais de suas contrapartes antipartículas, todas colidindo rápida e repetidamente em tudo ao seu redor. Eles se criam espontaneamente a partir de energia pura e se aniquilam em energia pura sempre que os pares partícula-antipartícula se encontram.

Além disso, qualquer outra coisa que possa existir nessas energias – novos campos, novas partículas ou mesmo matéria escura – também se criará espontaneamente nessas condições. Mas o Universo não pode sustentar essas condições quentes e simétricas. Imediatamente, ele não apenas se expande, mas esfria. Em uma fração de segundo, essas partículas e antipartículas instáveis desaparecem, deixando um Universo favorecendo a matéria sobre a antimatéria. Aqui está como isso acontece.

O Universo primitivo estava cheio de matéria e radiação, e era tão quente e denso que impedia que todas as partículas compostas, como prótons e nêutrons, se formassem de forma estável na primeira fração de segundo. Uma vez que o fazem, no entanto, e a antimatéria se aniquila, acabamos com um mar de partículas de matéria e radiação, voando perto da velocidade da luz. (COLABORAÇÃO RHIC, BROOKHAVEN)

No momento do Big Bang, o Universo está repleto de tudo o que pode ser criado até a sua energia total máxima. Existem apenas duas barreiras que existem:

Você tem que ter energia suficiente na colisão para criar a partícula (ou antipartícula) em questão, como dado por E = mc² .
Você tem que conservar todos os números quânticos que precisam ser conservados em cada interação que ocorre.

É isso. No Universo primitivo, as energias e as temperaturas são tão altas que você não apenas faz todas as partículas e antipartículas do Modelo Padrão, como também pode criar qualquer outra coisa que a energia permita. Isso pode incluir neutrinos destros pesados, partículas hipotéticas que são compostos de quarks e léptons , partículas supersimétricas, ou mesmo bósons de alta energia que estão presentes nas Grandes Teorias Unificadas.

Uma assimetria entre os bósons e anti-bósons comuns a grandes teorias unificadas como a unificação SU(5) poderia dar origem a uma assimetria fundamental entre matéria e antimatéria, semelhante ao que observamos em nosso Universo. Isso requer a existência de algum tipo de nova física, no entanto: na forma de novos campos ou novas partículas. (Domínio público)

Não é certo que qualquer uma dessas partículas possa existir em nosso Universo. Eles são teoricamente permitidos, mas isso não significa que eles devem existir fisicamente. Para provar isso, teremos que realmente atingir as energias necessárias para criá-los. Esta é uma tarefa assustadora, pois as energias alcançadas nos estágios iniciais do Universo são aproximadamente um trilhão (10¹²) maiores do que as energias máximas alcançadas em colisões de partículas no Grande Colisor de Hádrons do CERN. A coisa mais poderosa que já criamos em toda a história humana empalidece em comparação com o Universo primitivo.

Os objetos com os quais interagimos no Universo variam de escalas cósmicas muito grandes até cerca de 10^-19 metros, com o mais novo recorde estabelecido pelo LHC. Há um longo, longo caminho para baixo (em tamanho) e para cima (em energia) nas escalas que o Big Bang quente atinge, que é apenas um fator de ~ 1000 menor que a energia de Planck. (UNIVERSIDADE DE NOVA GALES DO SUL / ESCOLA DE FÍSICA)

Imediatamente, o Universo se expande e, ao fazê-lo, não apenas fica menos denso, mas esfria. O único fator que determina a energia de qualquer quantum de radiação é seu comprimento de onda: comprimento de onda curto significa energia mais alta, enquanto comprimento de onda longo significa energia mais baixa. Quando o Universo está mais quente e mais denso, o comprimento de onda da luz é o mais curto. Mas à medida que o tecido do espaço se expande, os comprimentos de onda da radiação dentro dele se estendem e se alongam.

À medida que o tecido do Universo se expande, os comprimentos de onda de qualquer radiação presente também são esticados. Isso faz com que o Universo se torne menos energético, e faz com que muitos processos de alta energia que ocorrem espontaneamente nos primeiros tempos sejam impossíveis em épocas mais frias e posteriores. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Isso significa que, em pouco tempo, o Universo em expansão esfria tremendamente. Com energias mais baixas disponíveis, torna-se cada vez mais difícil criar partículas de uma determinada massa. E = mc² funciona nos dois sentidos: os pares partícula-antipartícula podem se aniquilar em radiação, mas as colisões também podem criar espontaneamente pares partícula-antipartícula. Se houver novas partículas (e/ou antipartículas) além do que está no Modelo Padrão, elas são criadas em energias ultra-altas, mas deixam de ser criadas quando o Universo cai abaixo de uma certa temperatura limite.

A produção de pares de matéria/antimatéria (à esquerda) a partir de energia pura é uma reação completamente reversível (à direita), com a aniquilação de matéria/antimatéria de volta à energia pura. Esse processo de criação e aniquilação, que obedece a E = mc², é a única maneira conhecida de criar e destruir matéria ou antimatéria. Em baixas energias, a criação partícula-antipartícula é suprimida. (DMITRI POGOSYAN / UNIVERSIDADE DE ALBERTA)

O que acontece com as partículas e/ou antipartículas que sobraram dessa época? Existem três possibilidades:

Eles se aniquilam, como os pares partícula-antipartícula devem fazer, até que suas densidades sejam baixas o suficiente para que eles não possam mais se encontrar para colidir.
Eles decaem, como todas as partículas instáveis, em quaisquer produtos de decaimento permitidos pelas leis da física.
Acontece que são estáveis, e permanecem até os dias atuais, onde influenciam o Universo e podem ser detectados.

A teia cósmica é impulsionada pela matéria escura, que pode surgir de partículas criadas no estágio inicial do Universo que não se decompõem, mas permanecem estáveis até os dias atuais. (RALF KAEHLER, OLIVER HAHN E TOM ABEL (KIPAC))

A primeira possibilidade acontece para tudo que se possa imaginar, mas sempre deixa para trás algumas partículas relíquias. Se o que sobrou for estável, é um excelente candidato à matéria escura. Os neutrinos destros e a partícula supersimétrica mais leve são excelentes candidatos à matéria escura exatamente nesse sentido. Elas:

são maciços,
são criados em grande número,
então alguns deles aniquilam,
deixando o resto para persistir até os dias atuais,
onde eles não interagem mais substancialmente com nenhuma das partículas no Universo de hoje.

Essa é uma receita perfeita para a matéria escura. Mas se o que sobrou não for estável, como hipotéticas partículas de bósons superpesadas que surgem em cenários de grande unificação, elas criam uma receita perfeita para criar um Universo com mais matéria do que antimatéria.

À medida que o Universo se expande e esfria, partículas instáveis e antipartículas decaem, enquanto os pares matéria-antimatéria se aniquilam e os fótons não podem mais colidir em energias altas o suficiente para criar novas partículas. Mas sempre haverá partículas restantes que não podem mais encontrar suas contrapartes antipartículas. Ou eles são estáveis ou decairão, mas ambos têm consequências para o nosso Universo. (E. SIEGEL)

Vamos ilustrar como isso funciona com um exemplo. No Modelo Padrão, temos dois tipos de férmions: os quarks, que compõem os núcleos atômicos, e os léptons, como o elétron ou o neutrino. Os quarks contêm um número quântico conhecido como número bariônico. São necessários três quarks para fazer um bárion (como um próton ou nêutron), então cada quark tem um número bárion de +1/3. Cada lépton é sua própria entidade, então cada elétron ou neutrino tem um número lépton de +1. Antiquarks e antiléptons têm valores correspondentes negativos para números de léptons e bárions.

Se a grande unificação for verdadeira, então deve haver partículas novas e superpesadas, que chamaremos de X e E . Também deveria haver suas contrapartes de antimatéria: anti- X e anti- E . Em vez de números bariônicos ou léptons, no entanto, esses novos X , E , anti- X e anti- E partículas só têm uma combinação B - L número, ou número bariônico menos o número lépton.

Além das outras partículas no Universo, se a ideia de uma Grande Teoria Unificada se aplicar ao nosso Universo, haverá bósons superpesados adicionais, partículas X e Y, juntamente com suas antipartículas, mostradas com suas cargas apropriadas em meio ao calor. mar de outras partículas no Universo primitivo. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Em altas energias, muitas dessas novas partículas e antipartículas são criadas. Uma vez que o Universo se expande e esfria, no entanto, eles se aniquilam ou decaem, sem as possibilidades energéticas de fazer novos. Há um teorema poderoso em física que dita como essas partículas podem decair. Qualquer decadência que o X ou E exibição de partículas, o anti- X ou anti- E partícula precisa ter a via de decaimento antipartícula correspondente. Essa simetria deve existir.

Mas o que não precisa ser simétrico é conhecido como as razões de ramificação de decaimento: qual caminho de decaimento as partículas ou antipartículas preferem. Já vimos que essas proporções diferem no Modelo Padrão e, se diferem para essas novas partículas hipotéticas, podemos acabar espontaneamente com um Universo que prefere matéria à antimatéria. Vamos dar uma olhada em um cenário específico que mostra isso.

Se permitirmos que as partículas X e Y decaiam nas combinações de quarks e léptons mostradas, suas contrapartes antipartículas decairão nas respectivas combinações de antipartículas. Mas se o CP for violado, as vias de decaimento – ou a porcentagem de partículas decaindo de uma maneira versus outra – podem ser diferentes para as partículas X e Y em comparação com as partículas anti-X e anti-Y, resultando em uma produção líquida de bárions sobre antibárions e léptons sobre antiléptons. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Diga o seu X -partícula tem dois caminhos: decaindo em dois quarks up ou um quark anti-down e um pósitron. O anti- X deve ter as vias correspondentes: dois quarks anti-up ou um quark down e um elétron. Em ambos os casos, o X tem B- eu de +2/3, enquanto o anti- X tem -2/3. Para o E /anti- E partículas, a situação é semelhante. Mas aqui está como você faz um universo com mais matéria do que antimatéria: o X poderia ser mais provável decair em dois quarks up do que o anti- X é decair em dois quarks anti-up, enquanto o anti- X poderia ser mais provável de decair em um quark down e um elétron do que o X é decair em um quark anti-down e um pósitron.

Se você tem o suficiente X /anti- X e E /anti- E pares, e eles decaem dessa maneira permitida, você obterá um excesso de bárions sobre antibárions (e léptons sobre anti-léptons) onde não havia nenhum anteriormente.

Se as partículas decaíssem de acordo com o mecanismo descrito acima, ficaríamos com um excesso de quarks sobre antiquarks (e léptons sobre antiléptons) depois que todas as partículas instáveis e superpesadas decaíssem. Após o excesso de pares partícula-antipartícula serem aniquilados (combinados com linhas vermelhas pontilhadas), ficaríamos com um excesso de quarks up-and-down, que compõem prótons e nêutrons em combinações de up-up-down e up-down. – para baixo, respectivamente, e elétrons, que corresponderão ao número de prótons. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Isso é apenas um dos três cenários conhecidos e viáveis que poderia levar ao Universo rico em matéria que habitamos hoje, com os outros dois envolvendo nova física de neutrinos ou nova física na escala eletrofraca , respectivamente. No entanto, em todos os casos, é a natureza fora de equilíbrio do Universo primitivo, que cria tudo o que é permitido em altas energias e depois esfria para um estado instável, o que permite a criação de mais matéria do que antimatéria. Podemos começar com um Universo completamente simétrico em um estado extremamente quente e, apenas por resfriamento e expansão, acabar com um que se torna dominado pela matéria. O Universo não precisava nascer com excesso de matéria sobre antimatéria; o Big Bang pode fazer uma espontaneamente do nada. A única questão aberta, exatamente, eu mostro .

Leitura adicional sobre como era o Universo quando:

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .