Поч��му CP-нарушение не объясняет барионную ��симметрию Вселенной

Нарушение CP‑инвариантности в слабых взаимодействиях (фаза матрицы CKM) реально наблюдается, но по масштабу и по условиям в Стандартной модели оно слишком мало, чтобы породить текущую барионную асимметрию Вселенной: сочетание слабого CP‑разрыва, отсутствия сильного выхода из равновесия при электрослабом переходе и ограниченных процессов, нарушающих барионное число, даёт асимметрию на порядки меньше наблюдаемой. Чтобы получить наблюдаемый избыток материи, требуются дополнительные механизмы — новые источники CP‑нарушения, реальные B‑нарушения и/или сильные фазовые переходы в ранней Вселенной (лептогенез, электрослабая бариогенез, GUT‑сценарии и т.п.).

---

Содержание

• Почему нарушение CP‑инвариантности в слабых взаимодействиях недостаточно
• Условия Сахарова и барионная асимметрия Вселенной
• Какие дополнительные механизмы или условия необходимы
• Экспериментальные и теоретические пути проверки
• Источники
• Заключение

---

Почему нарушение CP‑инвариантности в слабых взаимодействиях недостаточно

Короткий ответ: фаза CKM даёт CP‑нарушение, но не того масштаба и не в тех условиях, которые нужны для генерации наблюдаемой барионной асимметрии. Наблюдаемое отношение числа барионов к числу фотонов в космическом фоновом излучении — примерно η ≈ 6×10^−10 — требует гораздо большего суммарного эффекта, чем тот, который даёт лишь стандартная CKM‑фаза при электрослабом переходе (см. обзор по барионной асимметрии) [https://en.wikipedia.org/wiki/Baryon_asymmetry].

Почему так происходит? Причины коротко:

• Амплитуда CP‑нарушения в CKM мала и дополнительно подавляется динамикой слабых взаимодействий и массами кварков; количественные оценки показывают, что чисто CKM‑механизм даёт асимметрию на много порядков меньше требуемой (см. технич. разборы) [https://arxiv.org/abs/hep-ph/9312215].
• Второе условие Сахарова (нарушение барионного числа) в рамках СМ реализуется только через неperturbative sphaleron‑процессы при высоких температурах, и их работа зависит от характера электрослабого фазового перехода.
• Третье — выход из термодинамического равновесия — в реальном Стандартном модели при нынешней массе Хиггса электрослабый переход является кроссовером, а не сильным первичным порядком; значит, нет нужного мощного неравновесного процесса, чтобы «зафиксировать» асимметрию и предотвратить её уничтожение sphaleron‑ами (см. обзорные материалы и энциклопедические заметки) [https://bigenc.ru/c/barionnaia-asimmetriia-vselennoi-a3fd19].

Иллюстрация: недавно зафиксированное CP‑нарушение в барионных распадах — важная находка для физики элементарных частиц, но по величине это небольшое дополнение к уже известным эффектам CKM и не меняет общей картины недостаточности СМ для объяснения барионного избытка [https://www.nature.com/articles/s41586-025-09119-3].

---

Условия Сахарова и барионная асимметрия Вселенной

Андрей Сахаров дал простую, но мощную формулу: для генерации барионной асимметрии нужны три условия:

• нарушение барионного числа (B‑violation);
• нарушение симметрий C и CP;
• отклонение от термодинамического равновесия (out‑of‑equilibrium).

Каждое из этих условий можно проиллюстрировать в контексте Стандартной модели и её ограничений:

• B‑нарушение: в СМ есть sphaleron‑процессы, которые нарушают B+L при высоких температурах, но это не то же самое, что простые B‑распады тяжёлых частиц в GUT‑сценариях; sphaleron‑ы работают только в определённом температурном диапазоне и могут и создавать, и уничтожать асимметрию.
• C и CP: СМ удовлетворяет этому требованию формально (есть CP‑фаза в CKM), но её размер и «распределение» по процессам недостаточны.
• Неравновесие: для эффективной бариогенезы нужен сильный первый порядок фазового перехода (например, «пузырь‑образование» при электрослабом переходе), чего в СМ при m_H ≈125 ГэВ нет — переход кроссоверный (см. популярное изложение и академические обзоры) [https://nplus1.ru/material/2021/05/21/sakharov-conditions], [https://ufn.ru/ru/articles/1991/5/h/].

Так что Стандартная модель формально обладает «инструментами», но не сочетанием условий и масштабов, необходимым для создания наблюдаемой barионной асимметрии [https://ru.wikipedia.org/wiki/Барионная_асимметрия_Вселенной].

---

Какие дополнительные механизмы или условия необходимы

Что же может восполнить пробел? Коротко — нужно добавить минимум один из пунктов: реальные B‑нарушения при высоких энергиях, новые эффективные источники CP‑нарушения и/или сильные неравновесные процессы. Ниже — основные конкурирующие идеи (с пояснениями).

Лептогенез

• Идея: распад тяжёлых правых нейтрино (в рамках механизма «seesaw») даёт чистую лептонную асимметрию с CP‑нарушением в нейтринном секторе; sphaleron‑ы частично преобразуют лептонную асимметрию в барионную (сохранение B−L критично).
• Плюс: требуется меньше изменения электрослабой динамики, CP‑фаз в нейтринном секторе может быть значительнее CKM.
• Минус: нужны тяжёлые RH нейтрино и конкретная модель их распадов.

Электрослабая бариогенезa

• Суть: барионная асимметрия рождается при самом электрослабом фазовом переходе в пузырях новой фазы; на границе пузыря CP‑нарушение приводит к разным скоростям рефлексии частиц/античастиц и к накоплению асимметрии, которая затем «фиксируется» после замыкания sphaleron‑ов.
• Требования: сильный первый порядок EW‑переход → обычно это означает расширение скалярного сектора (двойная система Хиггса — 2HDM, добавление синглета, SUSY‑модификации и т.п.) и новые CP‑фазы.
• Ограничения: LHC жёстко ограничивает многие простые расширения, но не все варианты ещё исключены.

GUT‑бариогенез и распады тяжёлых X‑частиц

• В теориях объединения (GUT) существуют тяжёлые бозоны/фермионы, распады которых одновременно нарушают B и CP. Эти процессы происходят при чрезвычайно высоких энергиях (ранняя Вселенная).

Affleck–Dine и другие сценарии

• В SUSY‑моделях скалярные поля вдоль «плоских направлений» могут накапливать большое барионное число и затем перераспределять его в стандартные частицы; часто даёт очень большие асимметрии, но требует тщательно продуманной динамики.

Резонансные и спецэффекты

• Резонансная лептогенезa (почти выровненные массы RH нейтрино) усиливает CP‑эффект.
• Возможные CPT‑нарушения или модификации гравитации — спекулятивны, но обсуждаются как альтернативы.

Практический нюанс: любые новые CP‑фазы часто ограничены экспериментами по EDM (электрические дипольные моменты) и другими прецизионными измерениями, поэтому модельм нужно аккуратно балансировать — дать достаточно CP для барогенеза, но не нарушить низкоэнергетические ограничения.

---

Экспериментальные и теоретические пути проверки

Какие наблюдения помогут понять, где искать ответ?

• Флэйворные эксперименты (LHCb, Belle II и др.) и коллайдеры: поиск новых источников CP‑нарушения в распадах тяжёлых кварков и барионов (открытия в этой области важны, но сами по себе, как показывает пример наблюдения CP в барионных распадах, не гарантируют решение проблемы) [https://www.nature.com/articles/s41586-025-09119-3].
• Нейтринные эксперименты (DUNE, Hyper‑K): измерение δCP в нейтринной матрице PMNS — критично для вопросов лептогенеза.
• Поиски EDM (электронный, нуклонный): сверхчувствительные ограничения на EDM сужают допустимые новые CP‑фазы.
• Коллайдеры (LHC, будущие ускорители): прямой поиск расширенной скалярной сектора, легких суперпартнёров или других BSM‑частиц.
• Космологические наблюдения: точные измерения η и поиск следов сильного первого порядка фазового перехода (например, фон гравитационных волн, доступный в перспективе для LISA), которые могли бы подтвердить электрослабую бариогенезу.

Теоретически важно улучшать моделирование: от решётчатой QCD до кинетических (Boltzmann) расчётов асимметрии, включая многопольные эффекты и переносы через границу пузыря. Без этого трудно связать модели BSM с реальными предсказаниями — и, соответственно, с экспериментами.

---

Источники

1. Observation of charge–parity symmetry breaking in baryon decays
2. Baryon asymmetry - Wikipedia
3. Барионная асимметрия Вселенной — Википедия (ru)
4. Нарушение CP-инвариантности. C-асимметрия и барионная асимметрия Вселенной (Uspekhi)
5. Барионная асимметрия Вселенной. Большая российская энциклопедия
6. Вселенная вместо ничто. Как Андрей Сахаров отвечал на вопрос о причине существования материи (N+1)
7. Standard Model CP-violation and Baryon asymmetry (arXiv)
8. Почему CP в SM недостаточно (обсуждение на Physics.SE)

---

Заключение

Нарушение CP‑инвариантности в слабых взаимодействиях — реальный и важный эффект, но само по себе он не даёт нужной величины асимметрии для объяснения барионной асимметрии Вселенной. Чтобы получить наблюдаемый избыток материи, нужна комбинация: реальные B‑нарушения на ранних этапах, новые и более сильные источники CP‑нарушения, а также значимые отклонения от термодинамического равновесия (первичные фазовые переходы или распады тяжёлых частиц). Вопрос остаётся открытым, и многоплановые поиски — от нейтрино‑экспериментов до детекторов EDM и коллайдеров — продолжают сужать пространство возможных решений.