Бариогенезис

Предполагаемый процесс 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 нерешенных 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 можно было бы ожидать, 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 благоприятствуют нарушению симметрии и созданию нормальной материи (в отличие от антиматерии). Этот дисбаланс должен быть исключительно малым, порядка 1 в каждом1 630 000 000 (≈2 × 10 ⁹ ) частиц за малую долю секунды после Большого взрыва. ^[4] После того, как большая часть материи и антиматерии была уничтожена, то, что осталось, было всей барионной материей в текущей Вселенной, вместе с гораздо большим количеством бозонов . Эксперименты, представленные в 2010 году в Фермилабе , однако, по-видимому, показывают, что этот дисбаланс намного больше, чем предполагалось ранее. ^[5] Эти эксперименты включали серию столкновений частиц и обнаружили, что количество образовавшейся материи было примерно на 1% больше, чем количество образовавшейся антиматерии. Причина этого расхождения пока неизвестна.

Большинство теорий великого объединения явно нарушают симметрию барионного числа , что могло бы объяснить это несоответствие, обычно вызывая реакции, опосредованные очень массивными X-бозонами (
Х
) или массивные бозоны Хиггса (
ЧАС⁰
). ^[6] Скорость, с которой происходят эти события, в значительной степени определяется массой промежуточного
Х
или
ЧАС⁰
частицы, поэтому, предполагая, 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 большой объем материала будет время от времени демонстрировать спонтанный распад протона , который не наблюдался. Таким образом, дисбаланс между материей и антиматерией остается загадкой.

Теории бариогенезиса основаны на различных описаниях взаимодействия между фундаментальными частицами. Две основные теории — это электрослабый бариогенезис ( Стандартная модель ), который происходит во время электрослабого фазового перехода , и бариогенезис GUT , который происходит 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 начинают формироваться атомные ядра .

Нерешенная задача по физике :

Почему в наблюдаемой Вселенной материи больше, чем антиматерии?

(еще нерешенные проблемы 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 антиматерии для каждого из них предсказано уравнением Дирака в 1928 году. ^[8] С тех пор каждый вид антикварка был экспериментально проверен. Гипотезы, исследующие первые несколько мгновений Вселенной, предсказывают состав с почти равным количеством кварков и антикварков. ^[9] После того, как Вселенная расширилась и охладилась до критической температуры приблизительно2 × 10 ¹²  K , ^[3] кварки объединились в обычную материю и антиматерию и продолжили аннигилировать до небольшой начальной асимметрии около одной части на пять миллиардов, оставив материю вокруг нас. ^[3] Свободные и отдельные индивидуальные кварки и антикварки никогда не наблюдались в экспериментах — кварки и антикварки всегда находятся в группах по три ( барионы ) или связаны в пары кварк-антикварк ( мезоны ). Аналогично, нет никаких экспериментальных доказательств того, что в наблюдаемой Вселенной есть какие-либо значительные концентрации антиматерии.

Существует два основных толкования этого несоответствия: либо Вселенная началась с небольшого предпочтения материи (общее барионное число Вселенной отлично от нуля), либо Вселенная изначально была идеально симметричной, но каким-то образом ряд явлений способствовал небольшому дисбалансу в пользу материи с течением времени. Вторая точка зрения предпочтительнее, хотя нет четких экспериментальных доказательств, указывающих на то, что какая-либо из них является правильной.

Бариогенез GUT в условиях Сахарова

В 1967 году Андрей Сахаров предложил ^[10] набор из трех необходимых условий, которым должно удовлетворять взаимодействие, порождающее барионы , чтобы производить материю и антиматерию с разной скоростью. Эти условия были вдохновлены недавними открытиями космического микроволнового фона ^[11] и нарушения CP-симметрии в нейтральной каонной системе. ^[12] Три необходимых «условия Сахарова» таковы:

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

Нарушение барионного числа является необходимым условием для создания избытка барионов над антибарионами. Но нарушение C-симметрии также необходимо, 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 левосторонних барионов и правосторонних антибарионов, а также равное количество левосторонних антибарионов и правосторонних барионов. Наконец, взаимодействия должны быть вне теплового равновесия, так как в противном случае симметрия CPT обеспечивала бы компенсацию между процессами увеличения и уменьшения барионного числа. ^[13]

В настоящее время нет экспериментальных доказательств взаимодействия частиц, в 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 учесть нарушение барионного числа в бариогенезисе, 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 открыто в 1964 году (прямое CP-нарушение, то есть нарушение CP-симметрии в процессе распада, было открыто позже, в 1999 году). ^[15] В силу CPT-симметрии нарушение CP-симметрии требует нарушения симметрии относительно обращения времени, или T-симметрии .

В сценарии неравновесного распада ^[16] последнее условие гласит, что скорость реакции, которая генерирует 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 возникновение парной аннигиляции.

Бариогенез в рамках Стандартной модели

Стандартная модель может включать бариогенезис, хотя количество чистых барионов (и лептонов), созданных таким образом, может быть недостаточным для объяснения нынешней барионной асимметрии. Требуется один избыточный кварк на миллиард пар кварк-антикварк в ранней Вселенной, чтобы обеспечить всю наблюдаемую материю во Вселенной. ^[3] Этот недостаток пока не был объяснен ни теоретически, ни иным образом.

Бариогенезис в рамках Стандартной модели требует, чтобы нарушение электрослабой симметрии было космологическим фазовым переходом первого порядка , поскольку в противном случае сфалероны стирают любую барионную асимметрию, которая произошла до фазового перехода. За пределами этого оставшееся количество барионных несохраняющих взаимодействий пренебрежимо мало. ^[17]

Фазовый переход доменной стенки спонтанно нарушает P-симметрию , позволяя нарушающим CP-симметрию взаимодействиям нарушать C-симметрию с обеих ее сторон. Кварки имеют тенденцию накапливаться на нарушенной фазовой стороне доменной стенки, в то время как антикварки имеют тенденцию накапливаться на ее ненарушенной фазовой стороне. ^[13] Из-за нарушения CP-симметрии электрослабыми взаимодействиями некоторые амплитуды с участием кварков не равны соответствующим амплитудам с участием антикварков, а скорее имеют противоположную фазу (см. матрицу CKM и Каон ); поскольку обращение времени переводит амплитуду в ее комплексное сопряжение, 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 по мере своего движения в пространстве-времени. Эта фаза также зависит от их массы, которая идентична, но зависит как от аромата , так и от ВЭВ Хиггса, которая изменяется вдоль доменной стенки. ^[18] Таким образом, определенные суммы амплитуд для кварков имеют разные абсолютные значения по сравнению с таковыми для антикварков. В целом, кварки и антикварки могут иметь разные вероятности отражения и прохождения через доменную стенку, и оказывается, что больше кварков, приходящих из ненарушенной фазы, передается по сравнению с антикварками.

Таким образом, через доменную стенку существует чистый барионный поток. Из-за переходов сфалеронов, которые в изобилии присутствуют в неразрушенной фазе, чистое антибарионное содержимое неразрушенной фазы стирается, поскольку антибарионы преобразуются в лептоны. ^[19] Однако сфалероны достаточно редки в разорванной фазе, чтобы не стирать избыток барионов там. В общей сложности, происходит чистое создание барионов (а также лептонов).

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

Содержание материи во вселенной

Центральный вопрос бариогенеза заключается в том, что вызывает предпочтение материи над антиматерией во Вселенной, а также величина этой асимметрии. Важным квантификатором является параметр асимметрии , заданный как

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

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 (КРИ) при температуре примерно3000 кельвинов , что соответствует средней кинетической энергии3000 К / (10,08 × 10 ³  К/эВ ) =0,3 эВ . После развязки общее число фотонов CBR остается постоянным. Поэтому из-за расширения пространства-времени плотность фотонов уменьшается. Плотность фотонов при равновесной температуре T определяется как

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

где k _B — постоянная Больцмана , ħ — постоянная Планка , деленная на 2π , а 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.

Поэтому параметр асимметрии η , как определено 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 равна

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

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 (поскольку выполняется 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 с g _i и g _j степенями свободы при температурах T _i и T _j соответственно. В настоящую эпоху s =7,04  н _γ . ^[21]

Текущие исследования

Связь с темной материей

Возможным объяснением причины бариогенезиса является реакция распада B-мезогенезиса. Это явление предполагает, что в ранней Вселенной частицы, такие как B-мезон, распадаются на видимый барион Стандартной модели, а также на темный антибарион , который невидим для современных методов наблюдения. ^[22] Процесс начинается с предположения о массивной, долгоживущей скалярной частице , которая существовала в ранней Вселенной до нуклеосинтеза Большого взрыва. ^[23] Точное поведение пока неизвестно, но предполагается, что она распадается на b- кварки и антикварки в условиях вне теплового равновесия, таким образом удовлетворяя одному условию Сахарова. Эти b- кварки образуют B-мезоны, которые немедленно адронизируются в осциллирующие CP-нарушающие состояния, таким образом удовлетворяя другому условию Сахарова. ^[24] Эти колеблющиеся мезоны затем распадаются на ранее упомянутую пару барион-темный антибарион, , где - родительский B-мезон, - темный антибарион, - видимый барион, и - любые дополнительные легкие дочерние мезоны, необходимые для удовлетворения других законов сохранения в этом распаде частицы. ^[22] Если этот процесс происходит достаточно быстро, эффект нарушения CP 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 общее число барионов 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 отсутствию энергии между начальным и конечным состояниями процесса распада, что, если будет зарегистрировано, может предоставить экспериментальное доказательство существования темной материи. Лаборатории частиц, оснащенные фабриками B-мезонов , такими как Belle и BaBar, чрезвычайно чувствительны к распадам B-мезонов, включающим отсутствующую энергию, и в настоящее время имеют возможность обнаружить канал. ^{[25] [26]} LHC 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-мезонов в ускорителе. ^[22] ${\displaystyle B\rightarrow \psi {\mathcal {B}}{\mathcal {M}}}$

Смотрите также

• Механизм Аффлека–Дайна
• Антропный принцип
• Большой взрыв
• Хронология вселенной
• нарушение КП
• Лептогенез (физика)
• Лептон

Ссылки

Статьи

1. Барроу, Джон Д.; Тернер, Майкл С. (11 июня 1981 г.). «Бариосинтез и происхождение галактик». Nature Physics . 291 (5815): 469–472. Bibcode :1981Natur.291..469B. doi :10.1038/291469a0. S2CID  4243415 . Получено 24 декабря 2021 г. .
2. Тернер, Майкл С. (1981). «Большой бариосинтез и великое объединение». Труды конференции AIP . 72 (1): 224–243. Bibcode : 1981AIPC...72..224T. doi : 10.1063/1.33002 . Получено 24 декабря 2021 г.
3. Лиддл, Эндрю (2015). Введение в современную космологию (3-е изд.). Hoboken: Wiley. ISBN 978-1-118-69027-7. OCLC  905985679.
4. Перес, Павел Филевиез; Мургуи, Клара; Пласценсия, Алексис Д. (2021-03-24). «Бариогенез через лептогенез: спонтанное нарушение B и L». Physical Review D. 104 ( 5): 055007. arXiv : 2103.13397 . Bibcode : 2021PhRvD.104e5007F. doi : 10.1103/PhysRevD.104.055007. S2CID  232352805.
5. В. М. Абазов и др. (2010). «Доказательства аномальной асимметрии заряда димюона одинакового знака». Physical Review D. 82 ( 3): 032001. arXiv : 1005.2757 . Bibcode : 2010PhRvD..82c2001A. doi : 10.1103/PhysRevD.82.032001. PMID  20868090. S2CID  10661879.
6. Гош, Авируп; Гош, Дип; Мукхопадхай, Сатьянараян (2021-03-05). «Пересмотр роли процессов сохранения CP в космологических асимметриях частиц и античастиц». The European Physical Journal C. 81 ( 11): 1038. arXiv : 2103.03650 . Bibcode : 2021EPJC...81.1038G. doi : 10.1140/epjc/s10052-021-09848-5. S2CID  244400805.
7. Басс, Стивен Д.; Де Рок, Альберт; Кадо, Маруми (14.04.2021). «Последствия бозона Хиггса и перспективы будущих открытий». Nature Reviews Physics . 3 (9): 608–624. arXiv : 2104.06821 . Bibcode : 2021NatRP...3..608B. doi : 10.1038/s42254-021-00341-2. S2CID  233231660.
8. PAM Dirac (1928). «Квантовая теория электрона». Труды Лондонского королевского общества A. 117 ( 778): 610–624. Bibcode :1928RSPSA.117..610D. doi : 10.1098/rspa.1928.0023 .
9. Саркар, Утпал (2007). Физика частиц и астрочастиц . CRC Press . стр. 429. ISBN 978-1-58488-931-1.
10. А. Д. Сахаров (1967). «Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрия и барионная асимметрия Вселенной». Письма в Журнал экспериментальной и теоретической физики . 5 : 24–27.и на русском языке, А. Д. Сахаров (1967). «Нарушение CP-инвариантности, С-асимметрия и барионная асимметрия Вселенной». ЖЭТФ Письма . 5 : 32–35. Архивировано из оригинала 2019-06-06 . Получено 2017-09-28 .переиздано как AD Sakharov (1991). "Нарушение CP-инвариантности, C-асимметрия и барионная асимметрия Вселенной". Успехи физических наук (на русском и английском языках). 34 (5): 392–393. Bibcode :1991SvPhU..34..392S. doi :10.1070/PU1991v034n05ABEH002497.
11. AA Penzias ; RW Wilson (1965). "Измерение избыточной температуры антенны на частоте 4080 МГц". Astrophysical Journal . 142 : 419–421. Bibcode :1965ApJ...142..419P. doi : 10.1086/148307 .
12. JW Cronin ; VL Fitch ; et al. (1964). «Доказательства распада 2π мезона K02». Physical Review Letters . 13 (4): 138–140. Bibcode :1964PhRvL..13..138C. doi : 10.1103/PhysRevLett.13.138 .
13. ME Shaposhnikov; GR Farrar (1993). "Барионная асимметрия Вселенной в минимальной стандартной модели". Physical Review Letters . 70 (19): 2833–2836. arXiv : hep-ph/9305274 . Bibcode : 1993PhRvL..70.2833F. doi : 10.1103/PhysRevLett.70.2833. PMID  10053665. S2CID  15937666.
14. Бубакир, А.; Айссауи, Х.; Мебарки, Н. (2021-02-18). «Сильный фазовый переход первого порядка и нарушение B в компактной модели 341». Международный журнал современной физики A. 36 ( 33). arXiv : 2102.09931 . Bibcode :2021IJMPA..3650244B. doi :10.1142/S0217751X21502444. S2CID  231979493.
15. Гриффитс, Дэвид Дж. (2008). Введение в элементарные частицы (2-е изд.). Weinheim [Германия]: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40601-2. OCLC  248969635.
16. A. Riotto; M. Trodden (1999). "Последние достижения в бариогенезе". Annual Review of Nuclear and Particle Science . 49 : 46. arXiv : hep-ph/9901362 . Bibcode : 1999ARNPS..49...35R. doi : 10.1146/annurev.nucl.49.1.35 . S2CID  10901646.
17. VA Kuzmin ; VA Rubakov ; ME Shaposhnikov (1985). "Об аномальном электрослабом несохранении барионного числа в ранней Вселенной". Physics Letters B . 155 (1–2): 36–42. Bibcode :1985PhLB..155...36K. doi :10.1016/0370-2693(85)91028-7.
18. Croon, Djuna; Howard, Jessica N.; Ipek, Seyda; Tait, Timothy MP (31.03.2020). "QCD Baryogenesis". Physical Review D. 101 ( 5): 055042. arXiv : 1911.01432 . Bibcode : 2020PhRvD.101e5042C. doi : 10.1103/PhysRevD.101.055042 . ISSN  2470-0010.
19. Фудзикура, Кохей; Харигая, Кейсуке; Накаи, Юичиро; Ван, Руоцюань (2021-03-08). «Бариогенез, подобный электрослабому, с новой хиральной материей». Журнал физики высоких энергий . 2021 (7): 224. arXiv : 2103.05005 . Bibcode : 2021JHEP...07..224F. doi : 10.1007/JHEP07(2021)224. S2CID  232168718.
20. Кертин, Дэвид; Джайсвал, Прерит; Мид, Патрик (2012-08-01). «Исключая электрослабый бариогенез в MSSM». Журнал физики высоких энергий . 2012 (8): 5. arXiv : 1203.2932 . Bibcode : 2012JHEP...08..005C. doi : 10.1007/JHEP08(2012)005. ISSN  1029-8479. S2CID  118747227.
21. Клайн, Джеймс М. (2006-11-22). "Бариогенез". arXiv : hep-ph/0609145 .
22. Алонсо-Альварес, Гонсало; Элор, Джилли; Эскудеро, Мигель (2021-01-07). «Коллайдерные сигналы бариогенеза и темной материи от B-мезонов: дорожная карта к открытию». Physical Review D. 104 ( 3): 035028. arXiv : 2101.02706 . Bibcode : 2021PhRvD.104c5028A. doi : 10.1103/PhysRevD.104.035028. S2CID  231419063.
23. Elor, Gilly; Escudero, Miguel; Nelson, Ann E. (2019-02-20). "Бариогенез и темная материя из $B$-мезонов". Physical Review D. 99 ( 3): 035031. arXiv : 1810.00880 . Bibcode : 2019PhRvD..99c5031E. doi : 10.1103/PhysRevD.99.035031 . ISSN  2470-0010.
24. Particle Data Group; Танабаши, М.; Хагивара, К.; Хикаса, К.; Накамура, К.; Сумино, И.; Такахаши, Ф.; Танака, Дж.; Агаше, К.; Айелли, Г.; Амслер, К. (2018-08-17). "Обзор физики элементарных частиц". Physical Review D. 98 ( 3): 030001. Bibcode : 2018PhRvD..98c0001T. doi : 10.1103/PhysRevD.98.030001 . hdl : 10044/1/68623 .
25. BABAR Collaboration; Lees, JP; Poireau, V.; Tisserand, V.; Grauges, E.; Palano, A.; Eigen, G.; Stugu, B.; Brown, DN; Kerth, LT; Kolomensky, Yu. G. (2013-06-05). "Поиск $B\ensuremath{\rightarrow}{K}^{\mathbf{(}*\mathbf{)}}\ensuremath{\nu}\overline{\ensuremath{\nu}}$ и невидимых распадов кваркония". Physical Review D . 87 (11): 112005. doi : 10.1103/PhysRevD.87.112005 . hdl : 2445/131838 .
26. Belle Collaboration; Lutz, O.; Neubauer, S.; Heck, M.; Kuhr, T.; Zupanc, A.; Adachi, I.; Aihara, H.; Asner, DM; Aushev, T.; Aziz, T. (2013-06-27). "Поиск $B\ensuremath{\rightarrow}{h}^{(*)}\ensuremath{\nu}\overline{\ensuremath{\nu}}$ с полной выборкой данных Belle $\ensuremath{\Upsilon}(4S)$". Physical Review D . 87 (11): 111103. arXiv : 1303.3719 . doi : 10.1103/PhysRevD.87.111103 .

Учебники

• EW Kolb & MS Turner (1994). Ранняя Вселенная . Perseus Publishing . ISBN 978-0-201-62674-2.

Препринты

• AD Dolgov (1997). "Бариогенезис, 30 лет спустя". Surveys in High Energy Physics . 13 (1–3): 83–117. arXiv : hep-ph/9707419 . Bibcode :1998SHEP...13...83D. doi :10.1080/01422419808240874. S2CID  119499400.
• А. Риотто (1998). "Теории бариогенезиса". Физика высоких энергий и космология : 326. arXiv : hep-ph/9807454 . Bibcode :1999hepc.conf..326R.
• M. Trodden (1999). «Электрослабый бариогенез». Reviews of Modern Physics . 71 (5): 1463–1500. arXiv : hep-ph/9803479 . Bibcode :1999RvMP...71.1463T. doi :10.1103/RevModPhys.71.1463. S2CID  17275359.