באריוגנזה

בַּארְיוֹגֵנֵזָה (באנגלית: Baryogenesis) או היווצרות הבאריונים היא תאוריה באסטרופיזיקה ובפיזיקת החלקיקים אשר מסבירה את תהליך ההיווצרות של הפרוטונים, הנייטרונים ובאריונים נוספים ברגעים הראשונים שלאחר המפץ הגדול. מקור השם הוא הלחם בסיסים של המונח באריון (משפחה של חלקיקים המרכיבים את רוב החומר הנראה ביקום), וגנזה – התרגום לסיומת הלועזית genesis לבראשית או "יצירה" באופן כללי. היווצרות הבאריונים התחילה מיד לאחר המפץ הגדול והסתיימה לאחר כשנייה אחת. אופן היווצרות הבאריונים היא אחת השאלות הפתוחות החשובות ביותר בפיזיקת חלקיקים.

מבוא

תורת הקוונטים אשר מתארת את ההתנהגות של החלקיקים הקטנים ביותר הידועים לנו מנבאת כי לכל סוג חלקיק בטבע קיים אנטי-חלקיק. כאשר חלקיק ואנטי-חלקיק נפגשים, הם עוברים תהליך של איון, שבסופו הם מושמדים והופכים לאנרגיה. עבור תהליך זה קיים תהליך הפוך בו אנרגיה יכולה להפוך לזוג של חלקיק ואנטי-חלקיק. בניסויים מבוקרים כגון אלו הנערכים במאיצי חלקיקים נמצאו אנטי-חלקיקים עבור כל החלקיקים המוכרים למדע, לדוגמה עבור האלקטרון נמצא אנטי-חלקיק הנקרא פוזיטרון. מתוך עובדה זו, ניתן לצפות שכאשר חלק מהאנרגיה שהשתחררה בעת המפץ הגדול הפכה לחומר, מספר החלקיקים שנוצרו היה שווה למספר האנטי-חלקיקים שנוצרו. בניגוד לציפייה זו, תצפיות מראות שהיקום שלנו מורכב כולו מחומר וכמעט ואינו מכיל אנטי-חומר. במילים אחרות היינו מצפים כי ביקום שלנו תהיה סימטריה בין מספר החלקיקים למספר האנטי-חלקיקים, אך תצפיות מראות שסימטריה זו אינה קיימת. אסימטריה זאת נקראת 'אסימטריה באריונית' וראשיתה ברגעים הראשונים של היקום המוקדם. על מנת להבין את הפער בין כמות החומר וכמות האנטי-חומר, תאוריית המפץ הגדול, אשר מתארת את רגעיו הראשונים של היקום, צריכה להכיל בתוכה הסבר להיווצרותה של אסימטריה זו. ישנן שלוש אפשרויות עקריות:

1. האפשרות הראשונה היא שכחלק מתנאי ההתחלה של היקום הייתה כמות גדולה יותר של חומר מאנטי-חומר. אינטראקציה בין חומר לאנטי חומר גרמה לאיון של אנטי-חומר וכך נשאר ביקום רק חומר רגיל וכמעט ולא נשאר אנטי-חומר.
2. האפשרות השנייה היא שהיקום סימטרי בסקאלות גדולות. לפי סברה זו, היקום הנראה לנו הוא חלק קטן מהיקום כולו ואנו חיים בבועה קטנה המכילה חומר בלבד. על מנת להמחיש אפשרות זו ניתן לדמיין גרגרי חול שחורים המעורבבים בגרגרי חול לבנים. חיידק קטן החי על גרגר חול שחור יחשוב שהעולם סביבו כולו שחור ועל כן לא סימטרי. אדם המסתכל על אותה תערובת של גרגרי חול יראה תערובת סימטרית לחלוטין.
3. האפשרות השלישית היא שהיקום התחיל במצב סימטרי, בו כמות החומר שווה לכמות האנטי-חומר, אך שורה של תהליכים פיזיקליים גרמה לכך שתיווצר אסימטריה ושהיקום יתפתח ליקום המכיל כמות גדולה יותר של חומר מאנטי-חומר. אפשרות זאת, המתארת יקום שהתחיל סימטרי והתפתח ליקום אסימטרי, נקראת באריוגנזה.

על סמך ניסויים, מדידות וחישובים שנעשו בסוף המאה ה-20 ובתחילת המאה ה-21, האפשרות השלישית (באריוגנזה) נחשבת לסבירה ביותר בקרב הקהילה המדעית. על מנת לאפשר תהליך של באריוגנזה ביקום, ישנם שלושה תנאים הכרחיים החייבים להתקיים הידועים כשלושת תנאי סחרוב.

שלושת תנאי סחרוב לבאריוגנזה

בשנת 1967 פרסם הפיזיקאי אנדרי סחרוב מאמר בו תיאר שלושה תנאים הכרחיים על מנת שתהליך של באריוגנזה יוכל להתקיים ביקום:

1. אי שימור מספר באריוני – הפיזיקה המודרנית כוללת מספר רב של חוקי שימור כדוגמת חוק שימור האנרגיה, חוק שימור התנע וחוקי שימור נוספים. מרבית התהליכים הידועים כיום, וכל התהליכים אשר היו ידועים בזמנו של סחרוב, שימרו את מספר הבאריונים. אילו היה קיים חוק שימור שכזה, אז יקום שבזמן המפץ הגדול נוצר ללא באריונים היה נשאר ללא באריונים לנצח. תנאי סחרוב הראשון קובע שחוק שימור שכזה אינו יכול להתקיים.
2. שבירת סימטריית C ו-CP – תהליך שאינו משמר מספר באריוני אינו מספיק כדי לייצר אסימטריה באריונית. אם לכל תהליך ההופך חלקיקים שאינם באריונים לבאריון, קיים תהליך הופכי, בו אנטי-חלקיקים הופכים לאנטי-באריון, אזי מספר הבאריונים הממוצע יישמר. ישנם שני אופנים בהם לתהליך ייצור באריונים קיים תהליך הופכי לייצור אנטי-באריונים. תהליכים אלו לייצור אנטי-באריונים נקראים בשפה המקצועית תהליכים סימטריים לסימטריות C ו-CP, כאשר סימטריית C פירושה להפוך את כל המטענים החיובים לשליליים וההפך, וסימטריית CP הא שילוב של סימטריית C יחד עם שיקוף מערכת הצירים במראה. על מנת שתהליכים אלו לא יוכלו להתרחש חוקי הפיזיקה צריכים להיות לא סימטרים לסימטריות C ו-CP, ולכן תנאי סחרוב השני קובע כי הסימטריות C ו-CP אינן סימטריות של הטבע - במקרים מסוימים, הן נשברות ולא מתקיימות. שבירת סימטריית C התגלתה בניסויים בנייטרינו ושבירת סימטריית CP התגלתה בניסויים בחלקיקים הקרויים קאונים בשנת 1964 - גילוי שעליו ניתן פרס נובל.
3. אי שיווי משקל תרמודינמי – שיווי משקל תרמודינמי הוא מונח המתאר מערכת פיזיקלית מבודדת מהסביבה שאינה משנה את תכונותיה. עבור כל תהליך המתרחש במערכת הנמצאת בשיווי משקל תרמודינמי מתרחש תהליך זהה בקצבו אך הפוך בכיוונו. לדוגמה תהליך בו שני חלקיקים שאינם באריונים המתנגשים אחד בשני והופכים לבאריון. במערכת הנמצאת בשיווי משקל תרמודינמי, מספר הפעמים שתהליך זה מתרחש בפרק זמן מסוים זהה למספר הפעמים בהם באריון מתפרק לשני חלקיקים באותו פרק זמן. על מנת לאפשר תהליך בו באריונים נוצרים בקצב מהיר יותר מהקצב בו באריונים מתפרקים לחלקיקים אחרים, תנאי סחרוב השלישי קובע כי המערכת תהיה מחוץ לשיווי משקל תרמודינמי בזמן התרחשות תהליך הבאריוגנזה.

תצפיות ומדידות של אסימטריה באריונית

אישושים תצפיתיים ומדידות לאסימטריה באריונית מתקבלים מניסויים וחישובים שונים. על מנת למדוד אסימטריה באריונית עלינו להגדיר את פרמטר האסימטריה:

$\eta _{B}\equiv {\frac {n_{B}-n_{\bar {B}}}{n_{\gamma }}}$

כאשר $n_{B}$ הוא מספר הבאריונים, $n_{\bar {B}}$ הוא מספר האנטי-באריונים ו - $n_{\gamma }$ הוא מספר הפוטונים. ביקום סימטרי לחלוטין $\eta _{B}=0$. ביקום אסימטרי הוא יהיה מספר כלשהו שונה מאפס.

ישנן שתי דרכים עיקריות למדידת $\eta _{B}$ אשר אינן תלויות זו בזו:

1. סינתזה גרעינית קדמונית היא השלב הבא בהתפתחות היקום לאחר היווצרות הבאריונים. שלב זה של ההיסטוריה של היקום מתחיל כשנייה אחת לאחר המפץ הגדול, כאשר טמפרטורת היקום יורדת אל מתחת למיליארד מעלות קלווין, ומסתיים כשלוש דקות לאחר מכן. בשלב זה מתרחשות ראקציות גרעיניות: נייטרונים ופרוטונים עוברים תהליך של היתוך גרעיני ויוצרים את היסודות הקלים המרכיבים את היקום המוקדם. היסודות שנוצרים בשלב זה הם דאוטריום (איזוטופ של מימן), הליום-4 והליום-3, וליתיום. בנוסף ליסודות שנוצרו, היסוד העיקרי שמרכיב את היקום הוא מימן, שהוא בעצם פרוטון בודד שלא עבר ראקציה גרעינית. חישובים מראים כי היחס בין מספר אטומי היסודות החדשים לבין מספר אטומי המימן תלוי בעיקר בפרמטר האסימטריה $\eta _{B}$. מתוך תצפיות אסטרופיזיקליות ניתן למדוד את היחס בין היסודות השונים, ומכאן לחשב את פרמטר האסימטריה $\eta _{B}$.
2. קרינת הרקע הקוסמית היא קרינה הנפלטת מכל כיוון ואל כל כיוון ביקום. קרינה זו התחילה להתפשט כ-380,000 שנה לאחר המפץ הגדול, כאשר טמפרטורת היקום ירדה מתחת ל-4000 מעלות קלווין. בשלב זה של התפתחות היקום אטומי מימן התחברו לאלקטרונים ויצרו לראשונה בתולדות היקום מימן נייטרלי. מכיוון שאור אינו יכול לעבור דרך חלקיקים טעונים, לפני שלב זה היקום היה אטוּם לאור וניתן היה לתאר אותו כבליל של חומר וקרינה, בעוד שלאחר שלב זה היקום נהפך לשקוף וקרינת הרקע הקוסמית התחילה להתפשט לכל עבר. קרינת הרקע הקוסמית היא כמעט אחידה לחלוטין, כלומר אל כל כיוון אליו נסתכל בשמיים אורך הגל של הקרינה זהה. החל משנות התשעים נשלחו לחלל מספר לוויינים רגישים במיוחד, אשר לראשונה הצליחו למדוד את אי האחידות המזערית של קרינה זו. אי האחידות של הקרינה נובעת מגלי קול שהתפשטו ביקום במהלך היותו בליל של קרינה וחומר. כיום בעזרת מדידת אי האחידות של הקרינה ניתן לחשב את אורך הגל של אותם גלי קול. ישנו קשר בין תכונות גלי הקול שהתפשטו ביקום המוקדם לבין האסימטריה הבאריונית ממנו ניתן לחשב את פרמטר האסימטריה.

על אף ששיטת המדידה הראשונה תלויה בהרכבו הכימי של היקום ושיטת המדידה השנייה תלויה בתכונות הקרינה של היקום, שתי המדידות נותנות את אותה התוצאה עבור פרמטר האסימטריה:$$5.7\times 10^{-10}<\eta _{B}<6.7\times 10^{-10}$$

באריוגנזה במודל הסטנדרטי

המודל הסטנדרטי של פיזיקת החלקיקים, הוא מודל המתאר את כל החלקיקים היסודיים המוכרים למדע כיום ואת הכוחות הפועלים ביניהם. על אף שהמודל הסטנדרטי מקיים את שלושת תנאי סחרוב, המודל אינו מצליח לנבא אסימטריה כל כך גדולה כמו זו הנמדדת בטבע. אי התאמה זו, בין הניבוי של המודל הסטנדרטי לבין הערך הנמדד של $\eta _{B}$, נוצרת מכיוון שהמודל הסטנדרטי מקיים את תנאי סחרוב באופן חלקי בלבד:

1. אי שימור מספר באריוני – אי שימור מספר באריוני מופר במודל הסטנדרטי בצורה לא טריוויאלית. על אף שנראה כי המספר הבאריוני $B$ הוא גודל שמור של הלגרנז'יאן, סימטריה זו נשברת על ידי אנומליה קוונטית. באופן דומה נשבר גם שימור מספר לפטוני $L$, אך הגודל $B-L$ חייב להישמר מתוך שימור המטען החשמלי. המשמעות של אנומליה זו היא שלתורת השדה הקוונטית יש ואקומים שונים אשר נבדלים אחד מהשני במספר הבאריונים והלפטונים שלהם, אך לכל אותם ואקומים יש מטען חשמלי זהה. המעבר מוואקום אחד לשני נעשה על ידי קונפיגורציה לא הפרעתית הנקראת ספלארון ומתרחש בטמפרטורות הגבוהות מ $10^{13}$ קלווין.
2. אי שיווי משקל תרמודינמי – בעבר הייתה ההשערה שיציאה משיווי משקל תרמי נעשית בעזרת מעבר פאזה מסדר שני של שדה ההיגס. מעבר פאזה מסדר שני אינו אפשרי עבור חלקיק היגס הכבד מ-$70GeV$. בשנת 2012 הוכרז על גילוי חלקיק היגס שמסתו $125GeV$. עבור מסה כה גדולה מעבר הפאזה הוא מעבר פאזה מסדר ראשון ולכן אי השיווי התרמודינמי אינו גדול מספיק כדי לאפשר באריוגנזה.
3. שבירת סימטריות C ו-CP – במודל הסטנדרטי סימטריית C וסימטריית CP הן סמטריות שבורות. סימטרית C שבורה באופן מפורש על ידי בוזוני כיול. לעומתה סימטרית CP שבורה על ידי פאזת קוביאשי-מאסקווה, אך היא שבורה באופן חלש מידי על מנת לאפשר יצירת חומר בכמות הנצפית ביקום.

אי התאמה זו בין הניבוי של המודל הסטנדרטי לבין הערך הנמדד של $\eta _{B}$, הנובעת מכך ששלושת תנאי סחרוב מתקיימים רק באופן חלקי, היא אחת מנקודות התורפה הבודדות של המודל הסטנדרטי המעידות כי הוא אינו מהווה תיאור מדויק של הטבע.

פיזיקה חדשה

העובדה שהמודל הסטנדרטי אינו מצליח להסביר את היווצרות הבאריונים ביקום היא אחת האינדיקציות לכך שישנו מודל מורכב יותר, המכיל חלקיקים ואינטראקציות חדשות שאינן מוכרות לנו כיום. שתי תאוריות מרכזיות המצליחות להסביר באריוגנזה הן סימטריית על והתאוריה המאוחדת הגדולה (GUT). על פי התאוריה המאוחדת הגדולה, לפטונים ובאריונים נמצאים באותה הצגה ולכן באנרגיות גבוהות מספר באריוני אינו מספר שמור.

ראו גם

• המפץ הגדול
• אינפלציה קוסמית
• סינתזה גרעינית קדמונית
• באריון
• לפטון
• לפטוגנזה
• סימטריית CPT

לקריאה נוספת

• סטיבן ויינברג, שלוש הדקות הראשונות (Basic Books, 1977).

קישורים חיצוניים

• מבוא לבאריוגנזה, דניס פרפליסטה, באתר אוניברסיטת קולומביה (אנגלית)
• באריוגנזה דרך לפטוגנזה, אלסנדרו סטרומיה, arXiv:hep-ph/0608347
• אסימטריה באריונית מתוך קרינת הרקע הקוסמית, ווין הו וסקוט דודלסון, Ann.Rev.Astron.Astrophys.40:171-216,2002
• סקירה בנושאים של קוסמולוגיה, סינתזה גרעינית קדמונית וקרינה קוסמית, J. Beringer et al. Particle Data Group, Phys. Rev. D86, 010001 2012 and 2013 partial update for the 2014 edition