Narušení CP symetrie (viz předchozí část, poslední tři odstavce) nám poskytuje možnost pochopit, proč je ve vesmíru více hmoty než antihmoty, přestože jich na počátku nejspíš bylo stejně, či téměř stejně. Jak se vesmír vyvíjel, příslušná asymetrie se v něm mohla výrazně projevit. Alternativou k tomu je představa, že se vesmír náhodně vynořil z prvotní kvantové polévky s přebytkem hmoty nad antihmotou v dnes pozorovaném poměru, který vychází z neobjasněných počátečních podmínek. Lucifer
Jako první přišel s představou možné souvislosti mezi přebytkem hmoty nad antihmotou a narušením CP invariance ruský fyzik a mírový aktivista Andrej Sacharov. V roce 1967, pouhé tři roky po Croninově a Fitchově objevu narušení CP symetrie, napsal Sacharov prorocký článek, v němž zformuloval tři podmínky, za nichž se v raném vesmíru mohl přirozeným způsobem vytvořit přebytek hmoty nad antihmotou. Je k tomu nezbytné, aby interakce mezi částicemi vygenerovaly více kvarků než antikvarků a aby se tento nepoměr při následné expanzi vesmíru nezměnil. Konkrétně je nutné splnit následující tři podmínky: 1. Nesmí platit zákon zachování baryonového čísla. Baryon je částice, která reaguje na silnou interakci a má poločíselný spin. Baryony, mezi něž patří proton a neutron, jsou tedy současně hadrony a fermiony (viz Baryon). Proton a neutron mají baryonové číslo +1. Jejich antičástice mají baryonové číslo -1. Aby interakce mezi částicemi vytvořily více baryonů než antibaryonů, je zjevně nezbytné porušit zákon zachování baryonového čísla. Bude-li baryonové číslo narůstat, dostaneme přebytek baryonů, a naopak. 2. Symetrie nábojového sdružení a CP symetrie musí být narušeny. Nestačí jenom vytvořit více baryonů než antibaryonů. Potřebujeme též převládající tendenci baryonů. Toho lze dosáhnout narušením C a CP. Míra narušení těchto symetrií je podstatná pro kvantitativní stanovení výsledné míry asymetrie mezi hmotou a antihmotou. 3. Musí panovat tepelná nerovnováha. V tepelné rovnováze zůstává všechno v průměru stejné. Kdyby byl raný vesmír, když se v něm vytvářel přebytek baryonů, tepelné rovnováze, vznikly by nakonec i antibaryony a rozdíl mezi nimi by se smazal. Aby byl přebytek baryonů vzniklých za podmínek 1 a 2 zachován, musel vesmír po jistou dobu zůstat mimo tepelnou rovnováhu. Jak se však vesmír mohl ocitnout ve stavu tepelné nerovnováhy? Expanduje-li vesmír rychleji, než se v něm částice stačí srážet, nedokážou si vyměňovat informace a uchovají si své individuální odlišné teploty. Rozpínání vesmíru je od sebe vzdaluje velmi rychle a reakce pak probíhají mimo rovnováhu. Stačí-li naopak částice při pomalejší expanzi vesmíru vzájemně interagovat, docílí se tepelné rovnováhy. Bylo možné ve velmi raném vesmíru splnit současně všechny tři uvedené podmínky? Odpověď zní, že možná ano. První modely baryogeneze, které se pokoušely objasnit "zrození baryonů" aplikací tří Sacharových podmínek, byly zformulovány v kontextu teorií velkého sjednocení GUT (Grand Unified Theories), které se v polovině 70. let minulého století snažily sjednotit silnou, slabou a elektromagnetickou sílu. Silné interakce popisují vzájemné působení kvarků pomocí výměny gluonů, zatímco slabé interakce jsou zodpovědné za radioaktivní rozpady prostřednictvím procesů zahrnujících slabé kalibrační bosony, jež narušují C a CP symetrii. Ke sjednocení zmíněných sil je nutné zrušit rozdíly mezi kvarky a leptony (viz odkazy u Baryon). Jinak řečeno, ve světě velkého sjednocení se mohou kvarky přeměňovat na leptony a naopak. Důsledkem je, že proton by nebyl stabilní částicí: diamanty by nebyly věčné. Původní model GUT, který v roce 1974 předložili Sheldon Glashow a Howard Georgi, předpovídal, že proton by se rozpadal na časové škále 1030 let, což je doba bilion miliardkrát delší, než je stáří vesmíru. Jenže tahle doba rozpadu představuje statistickou pravděpodobnost, v objemu s 1030 protony bychom měli očekávat alespoň jeden rozpad za rok. Experimentální fyzici, dychtiví potvrdit teorie GUT, shromáždili v podzemních tancích obrovská kvanta čisté vody (více než deset tisíc tun) a umístili do nich senzory schopné zaznamenat protonové rozpady. Po celé zeměkouli bylo provedeno několik takových experimentů. Žádný proton se ale nerozpadl. Všechny GUT modely velkého sjednocení jsou dnes mrtvé. Ockhamova břitva v tomto případě zjevně nefunguje. Některé modely GUT stále ještě procházejí limity stanovenými současnými experimenty. Cena za to je ale veliká. Buď musejí vše komplikovaně naaranžovat, anebo jsou nuceny sáhnout po nové symetrii přírody, jež se nazývá supersymetrie, která přeměňuje částice hmoty na částice sil, tedy interakcí. Vynořila se po roce 1970, a kdyby byla pravdivá, byla by to nejgrandióznější symetrie ze všech, neboť by propojila všechny známé druhy částic. Není se co divit, že Sjednotitelé supersymetrii oddaně vzývají a familiárně ji označují akronymem SUSY. SUSY teorie činí dalekosáhlé předpovědi ohledně hmotného obsahu vesmíru. Konkrétně to znamená, že každé známé částici hmoty by měl existovat její supersymetrický partner. Například foton by měl "fotino", gluon "gluino", kvark "skvark" a tak dále. Bude-li SUSY opravdu potvrzena, počet elementárních částic se automaticky zdvojnásobí, asi tak jako se to stalo po objevu antihmoty. Na rozdíl od antihmoty jsme však žádnou supersymetrickou částici ještě nikdy nezaznamenali. Pokud tedy existují, musí být nesmírně těžké, nebo velmi nestabilní. Jsou-li velice těžké, nedokážeme je v dnešních urychlovačích vyrobit. Jsou-li velice nestabilní, stačí se rozpadnout dřív, než je dokážeme detekovat. Neověřitelné ideje jsou vědě k ničemu. Řada modelů naštěstí předpovídá, že nejlehčí SUSY částice by měla být stabilní. Tato SYSY částice je proto na seznamu celosvětově hledaných částic přírody, hned za Higgsovým bosonem (viz Od mýtů o Stvoření ke kvantovému vesmíru V - Malá oblast podivnosti, druhý odstavec). Bude-li nalezena, prokáže platnost SUSY a učiní z ní hlavního kandidáta na objasnění mnoha záhad soudobé částicové fyziky a kosmologie. Zmíněná částice je především hlavním kandidátem na temnou hmotu. Přes veškeré úsilí investované do desítek experimentů po celém světě však zatím uniká pokusům o detekci. Teoretikové jsou proto nuceni posouvat její hypotetickou hmotnost čím dál výš a zkracovat dosah její interakce. Je-li SUSY skutečnou symetrií přírody, umí se velice dobře skrývat. Je jasné, že je nyní "narušena", tedy že se neuplatňuje při energiích, jež testují dnešní experimenty. Jinak bychom ji už dávno viděli. Podrobnosti narušení supersymetrie neznáme, neboť úzce souvisejí s hmotnostmi hypotetických superpartnerů, tedy supersymetrických partnerů běžných částic hmoty. To umožňuje, aby teoretici neustále zvyšovali energie narušení SUSY dál, vždy za hranice prováděných experimentů, včetně těch, které budou realizovány v blízké budoucnosti. Rozhodně to není potěšitelná situace. Uvážíme-li problémy teorií velkého sjednocení GUT, nezbývá nám než se poohlédnout po jiných způsobech, jimiž by v raném vesmíru mohl vzniknout přebytek hmoty. Naštěstí existuje i jiná možnost. Není třeba čekat na hypotetické velké sjednocení, stačí využít již známého faktu, že slabé interakce C i CP narušují (Sacharova podmínka číslo 2), a pokusit se vytvořit přebytek hmoty nad antihmotou při mnohem nižších energiích, kde byl standardní model fyziky velmi dobře ověřen. Z kosmologického hlediska by se tím éra baryogeneze posunula z jedné biliontiny biliontiny biliontiny sekundy po velkém třesku (v době, kdy nejspíš byly silné, slabé a elektromagnetické interakce sjednoceny, zhruba v období inflace) do jedné biliontiny sekundy. V té době byla slabá interakce ještě unifikována s elektromagnetickou. A tomu se bude věnovat příští část číslo VII. Zdroj: Marcelo Gleiser, Trhlina ve stvoření světa - Nová vize života v nedokonalém vesmíru
09.12.2012, 00:02:16 Publikoval Luciferkomentářů: 0