重子生成

在物理宇宙学当中，重子生成（Baryogenesis，英语又作Baryosynthesis）^[1]^[2]是一个物理上的过程，而一般猜想说这过程发生于宇宙早期且是导致重子不对称的原因，而所谓的重子不对称，指的是在已观测的宇宙中物质（重子）和反物质（反重子）数量不平衡的现象。^[3]

在当代物理学上，一个显著的问题是为何在宇宙中，物质会远多于反物质，也就是做为一个整体，宇宙似乎有著大于零的重子数；而根据宇宙学的假定，我们现今观察到的粒子，应当是透过和跟我们现今所观测到的一样的物理法则产生的，而根据已知的物理法则，宇宙整体的重子数应该是零，也就是说，物质跟反物质应该要一样多，但这不合于观测到的事实。学界目前已提出多种理论机制以解释这落差，而这些机制的目的是在解释味对称的破坏与普通物质（而非反物质）的发生。就目前的观点，这不对称性必须要非常小，小到在大爆炸后远短于一秒的时间单位内，大约每1630000000个粒子才会有一个出现不对称性的程度；^[4]而在物质与反物质相互湮灭后，剩下来的重子，以及为数更加庞大的玻色子，构成了现今宇宙所有的重子物质和其他的东西；然而2010年费米实验室的报告指出，重子物质间的不对称性，可能远比之前预想的更大。^[5]相关实验包括了一系列的粒子对撞实验，而在这些粒子对撞实验中生成的物质，比反物质还多出1%，而迄今为止造成此落差的原因尚属未知。

多数的大统一理论都蓄意打破重子数对称，因为是解释物质与反物质数量不对称的方法之一，而在这些模型中，重子数对称的破坏，往往都涉及质量非常大的X玻色子（
X
）或者质量也相当大的希格斯玻色子（
H0
），^[6] 而这类事件发生的速率，取决于作为中介粒子的
X
和
H0
的质量，因此在假定这些反应是造成宇宙中的重子数的主要原因的情况下，可以计算出这些粒子的质量上限，而这是因为若这些粒子的质量太大的话，相关反应的速率就会太慢，以致无法解释现今观察到的重子数所致^[7]；而根据这些模型的预测，若能取得大量的物质，就能偶尔观察到质子衰变的现象，但迄今学界尚未观察到质子衰变，因此物质与反物质数量出现不对称的原因，至今依旧是个谜。

重子生成的理论是奠基于对粒子交互作用的两种描述之上的，其中第一种是电弱交互作用（也就是标准模型描述的范围）的框架下的重子生成，这种重子生成会在电弱时期时出现；另一种是大统一理论框架下的重子生成，这种重子生成会在大一统时期时或这段时间后不久出现；而量子场论与统计物理学（英语：Statistical physics）是描述这些现象可能机制的工具。

在重子生成后，接著发生的是太初核合成，在其中原子核开始形成。

未解决的物理学问题：为何可观测宇宙中的物质多于反物质？

背景

绝大多数的普通物质都可在原子核中找到，而原子核是以质子和中子构成的；而质子和中子又都是以夸克所组成的；而1928年提出的狄拉克方程式又预测了这些粒子的反粒子存在；^[8]而在那之后，每种反夸克的存在都在实验中得到证实；此外，根据目前关于宇宙创生的理论的预测，宇宙应该会有数量几近相等的夸克与反夸克，^[9]

而在宇宙冷却到大约7012200000000000000♠2×10¹² K的临界温度后，^[3]夸克开始形成普通物质与反物质并开始彼此湮灭，但其起始条件中，有极其微小的不对称（一说认为这不对称的程度大约为五百亿分之一），因此湮灭会剩下少量的粒子，而这些粒子最终组成了我们生活周遭的各种物质；^[3]然而迄今为止，人们尚未在实验中观察到自由夸克与反夸克─夸克与反夸克总是都以三个组成一颗粒子的型态（重子）出现，或一个夸克与反夸克成对组成一颗粒子的型态（介子）出现；此外，迄今为止也没有任何实验证据显示可观测宇宙中有显著地以反物质组成的部分。

对于这种不平衡，有两种主要的解释：要不然宇宙的起始条件包含了微小的不平衡（也就是宇宙的总重子数不是零）；要不就是宇宙开始时是完美对称的，但因为一些原因，一系列的现象导致了物质多于反物质的微小不平衡。这其中第二种解释较受到物理学家的青睐，但迄今为止，并没有实证上的理由认为这两种解释中有其中一种比较正确。

萨哈罗夫要件下的大统一重子生成

1967年，安德烈·德米特里耶维奇·萨哈罗夫提出了三个要件，^[10]而所有产生重子且使得物质和反物质有不同生成速率的交互作用，都必须满足这些条件，萨哈罗夫是受到当时新近发现的宇宙背景辐射^[11]与K介子系统中出现的CP破坏^[12]的启发，而出现这些想法的。

以下是萨哈罗夫提出的三个要件：

重子数（ $B$ ）守恒的破坏。
电荷共轭对称与CP对称的破坏。
在热力学平衡之外的交互作用。

一般认为，重子数守恒的破坏是让重子的产生得以远多于反重子的必要关键，但电荷共轭对称的破坏也是必要的，而电荷共轭对称的破坏，使得生成重子多于反重子的交互作用，不至于受到生成反重子多于重子的交互作用所抵销；类似地，CP破坏也是必要的，不然的话，宇宙应该会生成数量相等的左手性重子与右手性反重子。最后，这些交互作用必须在不处于热平衡的条件下进行，不然的话CPT对称会使得增加和减少重子数的交互作用彼此补偿。^[13]

截至目前为止，尚未有实证证据显示说在某些交互作用中，重子数守恒会因微扰而受到破坏，而这显示说任何观察到的粒子交互作用，在之前和之后都有一样的重子数；而在数学上，（微扰）标准模型的哈密顿算符与重子数量子算符的交换子为零： $[B,H]=BH-HB=0$ ；然而，已知标准模型中重子数守恒只会在非微扰的状况下受到破坏：全局U(1)反常。^[14]为了解释重子生成时的重子数守恒破坏，大统一理论（GUTs）和超对称模型（SUSY）等常常会假定此类的事件（包括质子衰变）可透过X玻色子等假想的高质量玻色子发生。

这其中第二个条件，也就是CP对称的破坏，已于1964年发现（直接的CP破坏，也就是CP对称的破坏，则之后在1999年发现）；^[15]而由于CPT对称的缘故，CP对称的破坏也必然导致时间反演对称的破坏。

在最后一个条件，也就是热力学不平衡的场景中，^[16]生成重子不对称的反应，其速率必须低于宇宙膨胀的速率，在这情境下，粒子与其对应的反粒子会因为宇宙快速膨胀的缘故，而无法达到热平衡，并进而导致成对湮灭发生的可能降低。

标准模型框架下的重子生成

标准模型可以包含重子生成；然而这框架下的总重子数可能不足以解释观察到的重子不对称，而就目前观察到的状况，宇宙早期的夸克数要大约多于夸克─反夸克对的十亿分之一，才能解释宇宙中所有观察到的物质；^[3] 截至目前为止，如何在标准模型中产生足够的正反粒子不对称已经得到初步解释，细节仍有待进一步研究^[17] ^[18] 。

若要在标准模型框架下容纳重子生成，那么电弱对称性破坏就必须是一个一级相变，而这是因为若非如此的话，那滑子就会减少因此产生的重子数不对称；而在此之外，任何重子数不守恒的交互作用都是可忽略的。^[19]

相变发生处的领域墙（英语：Domain wall (string theory)）会自发性地破坏宇称守恒，而这使得破坏CP对称的交互作用，得以在墙的两边同时破坏电荷共轭对称，其中夸克倾向在发生对称破缺的相的一边累积，而反夸克则倾向在没发生对称破缺的相的一边累积；^[13]由于导致CP破坏的电弱交互作用之故，一些涉及夸克的放大机制与一些涉及反夸克的相应机制彼此不相等，但有著相反的相（见卡比博-小林-益川矩阵与K介子）；而由于时间反演会将这放大机制变成其复共轭之故，因此在整个过程中，CPT守恒依旧成立。

尽管有些放大机制有著相反的相，但由于夸克与反夸克都有著正能量之故，因此随著其于时空中的移动，夸克跟反夸克都会得到相同的相；而其相也取决于其质量，夸克跟反夸克的质量取决于希格斯真空期望值等会随著领域墙而变的数值与其味，但此外夸克跟相应的反夸克质量相等，^[20]因此夸克放大机制的特定和与反夸克相应机制的和，其绝对值会有所不同。总之，夸克与反夸克在通过领域墙时，可能有著不同的反映与不同的传输机率，而观察到的结果就是，比起反夸克，有更多夸克从没发生对称破缺的相成功转移至另一边。

因此总地而言，有道重子流通过领域墙；而由于在没发生对称破缺的相一端常见的滑子过渡机制之故，因此在没有发生对称破缺的相一端、以反重子形式存在的反重子物质会变成轻子；^[21]然而，在发生对称破缺的相的一端，滑子本身相当少见，因此无法有效减少这里多馀的重子，因此这机制的净效应就是产生更多的重子（与轻子）。

在这场景当中，非微扰性的电弱交互作用（像例如滑子）是重子数对称破坏的主因，而微扰性的弱交互作用在拉格朗日量则是造成CP破坏的主因，而领域墙的存在则是热力学不平衡与宇称守恒破坏的主因，此点与CP破坏一起在领域墙的两边导致了电荷共轭对称的破坏。^[22]

宇宙中的重子物质

重子生成的核心问题是什么导致了宇宙中物质多于反物质，以及这不平衡的程度，这其中一个重要的量化指标是“不平衡参数”，其公式如下：

\eta ={\frac {n_{B}-n_{\bar {B}}}{n_{\gamma }}}

在此 $n B$ 与 $n B$ 分别表示重子与反重子的数量密度，而 $n γ$ 则是宇宙背景辐射光子的数量密度。^[23]

根据大爆炸模型，在绝对温度大约7003300000000000000♠3000K时候，物质与宇宙背景辐射退耦合，而这表示当时的平均动能大约为7003300000000000000♠3000 K / (7004100800000000000♠10.08×10³ K/eV) = 6980480652946099999♠0.3 eV；在退耦合后，宇宙背景辐射的总光子数大致保持恒定，因此随著时空的膨胀，其光子密度降低，而在平衡温度 $T$ 下每立方公分的光子密度由下式给出：

n_{\gamma }={\frac {1}{\pi ^{2}}}{\left({\frac {k_{B}T}{\hbar c}}\right)}^{3}\int _{0}^{\infty }{\frac {x^{2}}{e^{x}-1}}\operatorname {d} x={\frac {2\zeta (3)}{\pi ^{2}}}{\left({\frac {k_{B}T}{\hbar c}}\right)}^{3}\approx 20.3\left({\frac {T}{1{\text{K}}}}\right)^{3}{\text{cm}}^{-3}

在其中， $k B$ 是波兹曼常数， $ħ$ 是普朗克常数除以2 $π$ 与真空中的光速 $c$ 后的值，而 $ζ$ (3)则是阿培里常数。^[23]由于当今宇宙背景辐射的温度为7000272500000000000♠2.725 K之故，因此当今宇宙背景辐射光子的密度 $n γ$ 大约为每立方公分有411颗宇宙背景辐射光子。

由于这些理由，因此可以认为，上面给出的不平衡参数 $η$ 不是“最好”的参数，而更好的不平衡参数涉及熵密度 $s$ ，其公式如下：

\eta _{s}={\frac {n_{B}-n_{\bar {B}}}{s}}

熵密度在宇宙演化的过程中相对保持恒定，而宇宙的熵密度可由下式给出：

s\ {\stackrel {\mathrm {def} }{=}}\ {\frac {\mathrm {entropy} }{\mathrm {volume} }}={\frac {p+\rho }{T}}={\frac {2\pi ^{2}}{45}}g_{\text{⁎}}(T)T^{3}

在其中， $p$ 与 $ρ$ 分别为能量密度张量 $T μν$ 给出的压力与密度；而 $g ⁎$ 则是在温度为 $T$ （至少在于 $mc$ ² ≪ $k B T$ 的情况下）时的“无质量”粒子的有效自由度数量，此外，对于在温度分别为 $T i$ 与 $T j$ 时，有著 $g i$ 与 $g j$ 的自由度的玻色子和费米子而言，

g_{\text{⁎}}(T)=\sum _{\mathrm {i=bosons} }g_{i}{\left({\frac {T_{i}}{T}}\right)}^{3}+{\frac {7}{8}}\sum _{\mathrm {j=fermions} }g_{j}{\left({\frac {T_{j}}{T}}\right)}^{3}

在当下， $s$ = 7000704000000000000♠7.04 $n γ$ 。^[23]

进行中的研究

与暗物质间的关联

对于重子生成的原因，一个可能解释是B介子生成，这现象指出，在宇宙的早期，像是B介子等粒子会衰变成一个标准模型重子与一个现在的科技尚不能观察到的反暗重子，^[24]这程序假定在大爆炸核合成开始前的早期宇宙中，曾存在有一种高质量且长寿的标量粒子 $\Phi$ 子，^[25] $\Phi$ 子实际的行为尚属未知，但一般假定说在热力学不平衡的条件下，这粒子会衰变成底夸克与反夸克，因此这满足萨哈罗夫要件；而这些底夸克构成B介子，并马上发生强子化，进入震荡CP破坏态 $B_{s}^{0}-{\bar {B}}_{s}^{0}$ ，因此这满足了另一个萨哈罗夫要件；^[26]之后这些震荡介子衰变成上述的重子与反暗重子对，其方程式为 $B\rightarrow \psi {\mathcal {B}}{\mathcal {M}}$ ，其中 $B$ 是作为母体的B介子， $\psi$ 是反暗重子，而 ${\mathcal {B}}$ 则是普通重子，而 ${\mathcal {M}}$ 则是在这粒子衰变过程中，满足其他守恒律且质量较轻的额外介子。^[24]若这过程发生的够快，那CP破坏效果就会在暗物质部份上延续；然而这样违背萨哈罗夫要件中至少最后一条（或至少对之构成挑战），因为在可见宇宙中的物质偏好，受到在暗物质中的新的反物质偏好所平衡，而这使得总重子数守恒。^[25]

B介子生成会导致衰变过程初始状态与最终状态间的能量缺失，若这现象确实受到纪录，就可为暗物质提供一个实证解释，诸如贝尔实验跟BaBar实验等装置了B介子工厂的粒子实验室对B介子衰变极为敏感，且目前有能力侦测到B介子透过 $B\rightarrow \psi {\mathcal {B}}{\mathcal {M}}$ 这条管道的衰变；^[27]^[28]此外，大型强子对撞机也有能力探索这类的衰变，而这是因为大型强子对撞机能够产生多于贝尔实验跟BaBar实验几个数量级的B介子所致；然而，大型强子对撞机在加速器中控制B介子的初始能量的方面也面临著更多的挑战。^[24]

参见

参考资料

文章

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查论编宇宙年表
宇宙年表	大爆炸普朗克时期大一统时期电弱时期（暴胀时期、再加热、重子生成）夸克时期强子时期轻子时期光子时期（太初核合成、物质主导、复合）黑暗时期再电离
宇宙的终极命运	大挤压大撕裂热寂
大爆炸时间线图（英语：Graphical timeline of the Big Bang）