Бариогенез

Гипотетический процесс в ранней Вселенной

В физической космологии бариогенез ( также известный как бариосинтез ^{[1] [2]} ) — это физический процесс, который, как предполагается, имел место в ранней Вселенной и привел к возникновению барионной асимметрии , то есть дисбаланса материи ( барионов ) и антиматерии (антибарионов). в наблюдаемой Вселенной . ^[3]

Одной из важнейших проблем современной физики является преобладание материи над антиматерией во Вселенной . Вселенная в целом, по-видимому, имеет ненулевую положительную плотность барионного числа. Поскольку в космологии предполагается , что частицы, которые мы видим, были созданы с использованием той же физики, которую мы измеряем сегодня, обычно ожидается, что общее барионное число должно быть равно нулю, поскольку материя и антиматерия должны были быть созданы в равных количествах. Для объяснения этого несоответствия предлагается ряд теоретических механизмов, а именно определение условий, которые способствуют нарушению симметрии и созданию нормальной материи (в отличие от антиматерии). Этот дисбаланс должен быть исключительно малым, порядка 1 на каждый1 630 000 000 (≈2 × 10 ⁹ ) частиц через малую долю секунды после Большого взрыва. ^[4] После того, как большая часть материи и антиматерии была уничтожена, в нынешней Вселенной осталась вся барионная материя, а также гораздо большее количество бозонов . Однако эксперименты, о которых сообщалось в 2010 году в Фермилабе , похоже, показывают, что этот дисбаланс намного больше, чем предполагалось ранее. ^[5] Эти эксперименты включали серию столкновений частиц и обнаружили, что количество сгенерированной материи было примерно на 1% больше, чем количество сгенерированной антиматерии. Причина этого несоответствия пока не известна.

Большинство теорий Великого объединения явно нарушают симметрию барионного числа , которая объясняет это несоответствие, обычно вызывая реакции, опосредованные очень массивными X-бозонами (
Икс
) или массивные бозоны Хиггса (
ЧАС⁰
). ^[6] Скорость, с которой происходят эти события, во многом определяется массой промежуточного продукта.
Икс
или
ЧАС⁰
частиц, поэтому, если предположить, что эти реакции ответственны за большую часть барионного числа, наблюдаемого сегодня, можно рассчитать максимальную массу, выше которой скорость будет слишком медленной, чтобы объяснить присутствие материи сегодня. ^[7] Эти оценки предсказывают, что в большом объеме материала будет иногда наблюдаться спонтанный распад протона , который не наблюдался. Поэтому дисбаланс между материей и антиматерией остается загадкой.

Теории бариогенеза основаны на различных описаниях взаимодействия фундаментальных частиц. Две основные теории — это электрослабый бариогенез ( Стандартная модель ), который произойдет во время электрослабого фазового перехода , и бариогенез Великого объединения , который произойдет во время или вскоре после эпохи Великого объединения . Квантовая теория поля и статистическая физика используются для описания таких возможных механизмов.

За бариогенезом следует первичный нуклеосинтез , когда начали формироваться атомные ядра .

Нерешенная задача по физике :

Почему в наблюдаемой Вселенной материи больше, чем антиматерии?

(еще нерешенные задачи по физике)

Фон

Большая часть обычной материи во Вселенной находится в атомных ядрах , которые состоят из нейтронов и протонов . Эти нуклоны состоят из более мелких частиц, называемых кварками, и существование эквивалентов антивещества для каждого из них было предсказано уравнением Дирака в 1928 году. ^[8] С тех пор каждый вид антикварков был экспериментально подтвержден. Гипотезы, исследующие первые несколько мгновений существования Вселенной, предсказывают ее состав с почти равным количеством кварков и антикварков. ^[9] Как только Вселенная расширилась и остыла до критической температуры примерно2 × 10 ¹²  К , ^[3] кварки объединились в нормальную материю и антиматерию и приступили к аннигиляции вплоть до небольшой начальной асимметрии примерно в одну часть из пяти миллиардов, оставив материю вокруг нас. ^[3] Свободные и отдельные отдельные кварки и антикварки никогда не наблюдались в экспериментах — кварки и антикварки всегда встречаются группами по три ( барионы ) или связаны в пары кварк-антикварк ( мезоны ). Точно так же нет экспериментальных доказательств того, что в наблюдаемой Вселенной существуют какие-либо значительные концентрации антивещества.

Есть две основные интерпретации этого несоответствия: либо Вселенная возникла с небольшим предпочтением материи (полное барионное число Вселенной отличалось от нуля), либо Вселенная изначально была идеально симметричной, но каким-то образом ряд явлений способствовал небольшому дисбалансу. в пользу материи во времени. Предпочтительна вторая точка зрения, хотя четких экспериментальных доказательств, указывающих на правильность какой-либо из них, нет.

Бариогенез GUT в условиях Сахарова

В 1967 году Андрей Сахаров предложил ^[10] набор из трёх необходимых условий, которым должно удовлетворять взаимодействие, генерирующее барионы , чтобы производить материю и антивещество с разной скоростью. Эти условия были вдохновлены недавними открытиями космического микроволнового фона ^[11] и CP-нарушения в системе нейтральных каонов . ^[12] Тремя необходимыми «условиями Сахарова» являются:

• Нарушение барионного числа . ${\displaystyle B}$
• Нарушение C-симметрии и CP-симметрии .
• Взаимодействия вне теплового равновесия .

Нарушение барионного числа является необходимым условием образования избытка барионов над антибарионами. Но нарушение C-симметрии также необходимо для того, чтобы взаимодействия, которые производят больше барионов, чем антибарионов, не были уравновешены взаимодействиями, которые производят больше антибарионов, чем барионов. Нарушение CP-симметрии также необходимо, потому что в противном случае было бы произведено равное количество левых барионов и правых антибарионов, а также равное количество левых антибарионов и правых барионов. Наконец, взаимодействия должны находиться вне теплового равновесия, поскольку в противном случае CPT-симметрия обеспечивала бы компенсацию между процессами увеличения и уменьшения барионного числа. ^[13]

В настоящее время нет экспериментальных доказательств взаимодействий частиц, при которых сохранение барионного числа нарушается пертурбативно : это, по-видимому, предполагает, что все наблюдаемые реакции частиц имеют одинаковое барионное число до и после. Математически коммутатор квантового оператора барионного числа с (пертурбативным) гамильтонианом Стандартной модели равен нулю: . Однако известно, что Стандартная модель нарушает сохранение барионного числа только непертурбативно: глобальная аномалия U (1). ^[14] Чтобы объяснить барионное нарушение в бариогенезе, такие события (включая распад протона) могут происходить в теориях Великого объединения (GUT) и суперсимметричных (SUSY) моделях через гипотетические массивные бозоны, такие как X-бозон . ${\displaystyle [B,H]=BH-HB=0}$

Второе условие – нарушение CP-симметрии – было обнаружено в 1964 г. (прямое CP-нарушение, то есть нарушение CP-симметрии в процессе распада, было обнаружено позже, в 1999 г.). ^[15] Из-за симметрии CPT нарушение CP-симметрии требует нарушения симметрии инверсии времени или T-симметрии .

В сценарии неравновесного распада ^[16] последнее условие гласит, что скорость реакции, порождающей барионную асимметрию, должна быть меньше скорости расширения Вселенной. В этой ситуации частицы и соответствующие им античастицы не достигают теплового равновесия из-за быстрого расширения, уменьшающего вероятность парной аннигиляции.

Бариогенез в рамках Стандартной модели

Стандартная модель может включать бариогенез, хотя количество созданных таким образом чистых барионов (и лептонов) может оказаться недостаточным для объяснения нынешней барионной асимметрии. В ранней Вселенной необходим один лишний кварк на миллиард пар кварк-антикварк, чтобы обеспечить всю наблюдаемую материю во Вселенной. ^[3] Эта недостаточность еще не объяснена ни теоретически, ни каким-либо иным образом.

Бариогенез в рамках Стандартной модели требует, чтобы нарушение электрослабой симметрии было космологическим фазовым переходом первого рода , поскольку в противном случае сфалероны стирают любую барионную асимметрию, которая произошла до фазового перехода. Помимо этого, оставшееся количество несохраняющих барионы взаимодействий незначительно. ^[17]

Доменная стенка фазового перехода спонтанно нарушает P-симметрию , позволяя взаимодействиям, нарушающим CP-симметрию, нарушать C-симметрию с обеих ее сторон. Кварки имеют тенденцию накапливаться на стороне нарушенной фазы доменной стенки, тогда как антикварки имеют тенденцию накапливаться на ее ненарушенной фазовой стороне. ^[13] Из-за CP-симметрии, нарушающей электрослабые взаимодействия, некоторые амплитуды с участием кварков не равны соответствующим амплитудам с участием антикварков, а имеют противоположную фазу (см. матрицу CKM и Kaon ); поскольку при обращении времени амплитуда преобразуется в комплексно-сопряженную величину, CPT-симметрия сохраняется во всем этом процессе.

Хотя некоторые из их амплитуд имеют противоположные фазы, и кварки, и антикварки имеют положительную энергию и, следовательно, приобретают одну и ту же фазу при движении в пространстве-времени. Эта фаза также зависит от их массы, которая одинакова, но зависит как от аромата , так и от VEV Хиггса , изменяющегося вдоль доменной стенки. ^[18] Таким образом, некоторые суммы амплитуд кварков имеют разные абсолютные значения по сравнению с суммами амплитуд антикварков. В целом кварки и антикварки могут иметь разные вероятности отражения и прохождения через доменную стенку, и оказывается, что передается больше кварков, пришедших из неразрывной фазы, чем антикварков.

Таким образом, через доменную стенку существует чистый поток барионов. Из-за сфалеронных переходов, которых много в непрерывной фазе, чистое антибарионное содержание непрерывной фазы стирается по мере того, как антибарионы превращаются в лептоны. ^[19] Однако сфалероны в нарушенной фазе достаточно редки, чтобы не стереть там избыток барионов. В общей сложности происходит чистое рождение барионов (а также лептонов).

В этом сценарии непертурбативные электрослабые взаимодействия (т.е. сфалерон) ответственны за B-нарушение, пертурбативный электрослабый лагранжиан отвечает за CP-нарушение, а доменная граница отвечает за отсутствие теплового равновесия и P-нарушения. нарушение; вместе с CP-нарушением оно также создает C-нарушение в каждой из своих сторон. ^[20]

Содержание материи во Вселенной

Центральный вопрос бариогенеза заключается в том, что вызывает предпочтение материи перед антиматерией во Вселенной, а также величину этой асимметрии. Важным квантификатором является параметр асимметрии , определяемый формулой

${\displaystyle \eta ={\frac {n_{\text{B}}-n_{\bar {\text{B}}}}{n_{\gamma }}},}$

где n _B и n _B относятся к плотности числа барионов и антибарионов соответственно, а n _γ — плотность числа фотонов космического фонового излучения . ^[21]

Согласно модели Большого взрыва, материя отделилась от космического фонового излучения (CBR) при температуре примерно3000 кельвинов , что соответствует средней кинетической энергии3000 К /(10,08 × 10 ³  К/эВ ) =0,3 эВ . После развязки общее количество фотонов CBR остается постоянным. Следовательно, из-за расширения пространства-времени плотность фотонов уменьшается. Плотность фотонов при равновесной температуре T определяется выражением

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

где k _B — постоянная Больцмана , ħ — постоянная Планка, деленная на 2 π , c — скорость света в вакууме, а ζ (3) — постоянная Апери . ^[21] При текущей температуре фотонов CBR2,725 К , это соответствует плотности фотонов n _γ около 411 фотонов CBR на кубический сантиметр.

Следовательно, параметр асимметрии η , определенный выше, не является «лучшим» параметром. Вместо этого предпочтительный параметр асимметрии использует плотность энтропии s ,

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

потому что плотность энтропии Вселенной оставалась достаточно постоянной на протяжении большей части ее эволюции. Плотность энтропии

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

где p и ρ — давление и плотность из тензора плотности энергии T _µν , а g _⁎ — эффективное число степеней свободы для «безмассовых» частиц при температуре T (при условии, что mc ² ≪ ​​k _B T ),

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

для бозонов и фермионов со степенями свободы g _i и g _{j при температурах} Ti и T _j соответственно. В современную эпоху s =7,04  н _γ . ^[21]

Текущие исследовательские усилия

Связь с темной материей

Возможным объяснением причины бариогенеза является реакция распада В-мезогенеза. Это явление предполагает, что в ранней Вселенной такие частицы, как B-мезон, распадаются на видимый барион Стандартной модели, а также на темный антибарион , невидимый для современных методов наблюдения. ^[22] Процесс начинается с предположения о массивной, долгоживущей скалярной частице , существовавшей в ранней Вселенной до нуклеосинтеза Большого взрыва. ^[23] Точное поведение пока неизвестно, но предполагается, что он распадается на b- кварки и антикварки в условиях вне теплового равновесия, удовлетворяя тем самым одному условию Сахарова. Эти b- кварки образуют B-мезоны, которые немедленно адронизируются в осциллирующие состояния, нарушающие CP, удовлетворяя таким образом еще одному условию Сахарова. ^[24] Эти осциллирующие мезоны затем распадаются на ранее упомянутую пару барион-темный антибарион, где — родительский B-мезон, — темный антибарион, — видимый барион, и есть ли какие-либо дополнительные легкие дочерние мезоны, необходимые для соблюдения других законов сохранения законы распада этой частицы. ^[22] Если этот процесс происходит достаточно быстро, эффект CP-нарушения переносится в сектор темной материи. Однако это противоречит (или, по крайней мере, бросает вызов) последнему условию Сахарова, поскольку ожидаемое предпочтение материи в видимой Вселенной уравновешивается новым предпочтением антиматерии в темной материи Вселенной, и полное барионное число сохраняется. ^[23] ${\displaystyle \Phi }$ ${\displaystyle \Phi }$ ${\displaystyle B_{s}^{0}-{\bar {B}}_{s}^{0}}$ ${\displaystyle B\rightarrow \psi {\mathcal {B}}{\mathcal {M}}}$ ${\displaystyle B}$ ${\displaystyle \psi }$ ${\displaystyle {\mathcal {B}}}$ ${\displaystyle {\mathcal {M}}}$

B-мезогенез приводит к недостатку энергии между начальным и конечным состояниями процесса распада, что, если оно будет зафиксировано, может предоставить экспериментальное свидетельство существования темной материи. Лаборатории частиц, оснащенные фабриками по производству B-мезонов, такие как Belle и BaBar, чрезвычайно чувствительны к распадам B-мезонов, связанным с потерей энергии, и в настоящее время имеют возможность обнаружить этот канал. ^{[25] [26]} БАК также способен искать это взаимодействие, поскольку он производит на несколько порядков больше B-мезонов, чем Belle или BaBar, но есть больше проблем из-за снижения контроля над начальной энергией B-мезона в ускорителе . . ^[22] ${\displaystyle B\rightarrow \psi {\mathcal {B}}{\mathcal {M}}}$

Смотрите также

• Механизм Аффлека-Дайна
• Антропный принцип
• Большой взрыв
• Хронология Вселенной
• нарушение CP
• Лептогенез (физика)
• Лептон

Рекомендации

Статьи

1. Барроу, Джон Д; Тернер, Майкл С. (11 июня 1981 г.). «Бариосинтез и происхождение галактик». Физика природы . 291 (5815): 469–472. Бибкод : 1981Natur.291..469B. дои : 10.1038/291469a0. S2CID  4243415 . Проверено 24 декабря 2021 г.
2. Тернер, Майкл С. (1981). «Биг-зонный бариосинтез и великое объединение». Материалы конференции AIP . 72 (1): 224–243. Бибкод : 1981AIPC...72..224T. дои : 10.1063/1.33002 . Проверено 24 декабря 2021 г.
3. Лиддл, Эндрю (2015). Введение в современную космологию (3-е изд.). Хобокен: Уайли. ISBN 978-1-118-69027-7. ОКЛК  905985679.
4. Перес, Павел Филевье; Мурги, Клара; Пласенсия, Алексис Д. (24 марта 2021 г.). «Бариогенез через лептогенез: спонтанное нарушение B и L». Физический обзор D . 104 (5): 055007. arXiv : 2103.13397 . Бибкод : 2021PhRvD.104e5007F. doi :10.1103/PhysRevD.104.055007. S2CID  232352805.
5. В.М. Абазов; и другие. (2010). «Доказательства аномальной асимметрии заряда димюонов одного знака». Физический обзор D . 82 (3): 032001. arXiv : 1005.2757 . Бибкод : 2010PhRvD..82c2001A. doi :10.1103/PhysRevD.82.032001. PMID  20868090. S2CID  10661879.
6. Гош, Авируп; Гош, Дип; Мухопадхьяй, Сатьянараян (05 марта 2021 г.). «Возвращаясь к роли CP-сохраняющих процессов в космологических асимметриях частиц и античастиц». Европейский физический журнал C . 81 (11): 1038. arXiv : 2103.03650 . Бибкод : 2021EPJC...81.1038G. doi : 10.1140/epjc/s10052-021-09848-5. S2CID  244400805.
7. Басс, Стивен Д.; Де Роек, Альберт; Кадо, Маруми (14 апреля 2021 г.). «Последствия бозона Хиггса и перспективы будущих открытий». Обзоры природы Физика . 3 (9): 608–624. arXiv : 2104.06821 . дои : 10.1038/s42254-021-00341-2. S2CID  233231660.
8. ПАМ Дирак (1928). «Квантовая теория электрона». Труды Лондонского королевского общества А. 117 (778): 610–624. Бибкод : 1928RSPSA.117..610D. дои : 10.1098/rspa.1928.0023 .
9. Саркар, Утпал (2007). Физика элементарных частиц и астрочастиц . ЦРК Пресс . п. 429. ИСБН 978-1-58488-931-1.
10. А.Д. Сахаров (1967). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной». Журнал экспериментальной и теоретической физики . 5 : 24–27.и на русском языке А.Д. Сахаров (1967). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной». ЖЭТФ Письма . 5 : 32–35. Архивировано из оригинала 6 июня 2019 г. Проверено 28 сентября 2017 г.переиздан как А.Д. Сахаров (1991). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрии и барионной асимметрии Вселенной». Успехи советской физики (на русском и английском языках). 34 (5): 392–393. Бибкод : 1991SvPhU..34..392S. doi : 10.1070/PU1991v034n05ABEH002497.
11. А. А. Пензиас ; Р.В. Уилсон (1965). «Измерение избыточной температуры антенны на частоте 4080 МГц / с». Астрофизический журнал . 142 : 419–421. Бибкод : 1965ApJ...142..419P. дои : 10.1086/148307 .
12. Дж. В. Кронин ; В.Л. Фитч ; и другие. (1964). «Доказательства 2π-распада мезона K02». Письма о физических отзывах . 13 (4): 138–140. Бибкод : 1964PhRvL..13..138C. дои : 10.1103/PhysRevLett.13.138 .
13. М. Е. Шапошников; Г. Р. Фаррар (1993). «Барионная асимметрия Вселенной в минимальной стандартной модели». Письма о физических отзывах . 70 (19): 2833–2836. arXiv : hep-ph/9305274 . Бибкод : 1993PhRvL..70.2833F. doi : 10.1103/PhysRevLett.70.2833. PMID  10053665. S2CID  15937666.
14. Бубакир, А.; Айсауи, Х.; Мебарки, Н. (18 февраля 2021 г.). «Сильный фазовый переход первого рода и B-нарушение в компактной модели 341». Международный журнал современной физики А. 36 (33). arXiv : 2102.09931 . Бибкод : 2021IJMPA..3650244B. дои : 10.1142/S0217751X21502444. S2CID  231979493.
15. Гриффитс, Дэвид Дж. (2008). Введение в элементарные частицы (2-е изд.). Вайнхайм [Германия]: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40601-2. ОСЛК  248969635.
16. А. Риотто; М. Тродден (1999). «Недавний прогресс в бариогенезе». Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 49 : 46. arXiv : hep-ph/9901362 . Бибкод : 1999ARNPS..49...35R. дои : 10.1146/annurev.nucl.49.1.35 . S2CID  10901646.
17. В. А. Кузьмин ; В.А. Рубаков; М. Е. Шапошников (1985). «Об аномальном несохранении электрослабого барионного числа в ранней Вселенной». Буквы по физике Б. 155 (1–2): 36–42. Бибкод : 1985PhLB..155...36K. дои : 10.1016/0370-2693(85)91028-7.
18. Крун, Джуна; Ховард, Джессика Н.; Ипек, Сейда; Тейт, Тимоти, член парламента (31 марта 2020 г.). «КХД-бариогенез». Физический обзор D . 101 (5): 055042. arXiv : 1911.01432 . Бибкод : 2020PhRvD.101e5042C. doi : 10.1103/PhysRevD.101.055042 . ISSN  2470-0010.
19. Фудзикура, Кохей; Харигая, Кейсуке; Накаи, Юичиро; Ван, Жоцюань (08 марта 2021 г.). «Электрослабый бариогенез с новой хиральной материей». Журнал физики высоких энергий . 2021 (7): 224. arXiv : 2103.05005 . Бибкод : 2021JHEP...07..224F. doi : 10.1007/JHEP07(2021)224. S2CID  232168718.
20. Кертин, Дэвид; Джайсвал, Прерит; Мид, Патрик (1 августа 2012 г.). «Исключение электрослабого бариогенеза в МССМ». Журнал физики высоких энергий . 2012 (8): 5. arXiv : 1203.2932 . Бибкод : 2012JHEP...08..005C. doi : 10.1007/JHEP08(2012)005. ISSN  1029-8479. S2CID  118747227.
21. Клайн, Джеймс М. (22 ноября 2006 г.). «Бариогенез». arXiv : hep-ph/0609145 .
22. Алонсо-Альварес, Гонсало; Элор, Гилли; Эскудеро, Мигель (07 января 2021 г.). «Коллайдерные сигналы бариогенеза и темной материи от B-мезонов: путь к открытию». Физический обзор D . 104 (3): 035028. arXiv : 2101.02706 . Бибкод : 2021PhRvD.104c5028A. doi : 10.1103/PhysRevD.104.035028. S2CID  231419063.
23. Элор, Гилли; Эскудеро, Мигель; Нельсон, Энн Э. (20 февраля 2019 г.). «Бариогенез и темная материя из $B$-мезонов». Физический обзор D . 99 (3): 035031. arXiv : 1810.00880 . Бибкод : 2019PhRvD..99c5031E. дои : 10.1103/PhysRevD.99.035031 . ISSN  2470-0010.
24. Группа данных о частицах; Танабаши, М.; Хагивара, К.; Хикаса, К.; Накамура, К.; Сумино, Ю.; Такахаши, Ф.; Танака, Дж.; Агаше, К.; Айелли, Г.; Амслер, К. (17 августа 2018 г.). «Обзор физики элементарных частиц». Физический обзор D . 98 (3): 030001. Бибкод : 2018PhRvD..98c0001T. doi : 10.1103/PhysRevD.98.030001 . hdl : 10044/1/68623 .
25. Сотрудничество БАБАР; Лиз, JP; Пуаро, В.; Тиссеран, В.; Граугес, Э.; Палано, А.; Эйген, Г.; Стюгу, Б.; Браун, Д.Н.; Керт, LT; Коломенский, Ю. Г. (05.06.2013). "Поиск $B\ensuremath{\rightarrow}{K}^{\mathbf{(}*\mathbf{)}}\ensuremath{\nu}\overline{\ensuremath{\nu}}$ и невидимых распадов кваркония" . Физический обзор D . 87 (11): 112005. doi : 10.1103/PhysRevD.87.112005 . hdl : 2445/131838 .
26. Сотрудничество Белль; Лутц, О.; Нойбауэр, С.; Черт возьми, М.; Кур, Т.; Зупанц, А.; Адачи, И.; Айхара, Х.; Аснер, DM; Аушев Т.; Азиз, Т. (27 июня 2013 г.). "Найдите $B\ensuremath{\rightarrow}{h}^{(*)}\ensuremath{\nu}\overline{\ensuremath{\nu}}$ с полным кодом Belle $\ensuremath{\Upsilon}(4S )$ образец данных". Физический обзор D . 87 (11): 111103. arXiv : 1303.3719 . дои : 10.1103/PhysRevD.87.111103 .

Учебники

• Э. В. Колб и М. С. Тернер (1994). Ранняя Вселенная . Издательство Персей . ISBN 978-0-201-62674-2.

Препринты

• А.Д. Долгов (1997). «Бариогенез, 30 лет спустя». Обзоры по физике высоких энергий . 13 (1–3): 83–117. arXiv : hep-ph/9707419 . Бибкод : 1998SHEP...13...83D. дои : 10.1080/01422419808240874. S2CID  119499400.
• А. Риотто (1998). «Теории бариогенеза». Физика высоких энергий и космология : 326. arXiv : hep-ph/9807454 . Бибкод : 1999hepc.conf..326R.
• М. Тродден (1999). «Электрослабый бариогенез». Обзоры современной физики . 71 (5): 1463–1500. arXiv : hep-ph/9803479 . Бибкод : 1999RvMP...71.1463T. doi : 10.1103/RevModPhys.71.1463. S2CID  17275359.