sábado, 26 de marzo de 2016

EL BIG BANG Y LAS PARTÍCULAS FUNDAMENTALES

Radiación de fondo del Universo obtenida con el satélite Planck
El término Big Bang se queda corto para explicar qué ocurrió en el inicio del Universo. Como ya sabemos, el Big Bang fue ese singular suceso que inició la expansión del Universo y que se considera como una explosión de dimensiones inimaginables. Y es cierto el término inimaginable. 

Al principio, las cuatro fuerzas presentes en la Naturaleza (fuerte, electromagnética, débil y gravitatoria) estaban unidas en una única fuerza. La Ciencia ha ido consiguiendo desarrollar teorías que unifican las tres de las primeras fuerzas. Sin embargo, la teoría cuántica de la gravedad se resiste a la unificación y el problema es que es absolutamente necesaria para comprender las elevadas densidades de ese período inicial con una única fuerza presente. ¿En qué se traduce todo esto?... En que hasta unos 10-43 s después del Big Bang, cuando la temperatura era todavía de 1032 K, no es posible describir lo que estaba pasando. Exacto, no sabemos qué ocurrió en ese breve lapso de tiempo. Se piensa que, en ese momento, la energía media de las partículas creadas sería de unos 1019 GeV. El Universo continuó enfriándose y las tres fuerzas distintas de la gravedad permanecieron unidas (como describen las Teorías de la Gran Unificación). Los quarks y los leptones eran indiscernibles y los números cuánticos de las partículas no se conservaban. Durante este momento se piensa que es cuando se produjo un exceso de quarks sobre los antiquarks, aproximadamente 1 por cada 109, y así resultó el predominio de la materia sobre la antimateria que ahora observamos en el Universo. ¿Esa pequeña diferencia es la responsable de la existencia de materia en el Universo?... Pues parece que sí.

A los 10-35 s, el Universo se había expandido lo suficiente para que la temperatura fuese de 1027 K, en cuyo momento tuvo lugar otra transición de fase y la Fuerza Fuerte se separó del resto. Ahora, solo las Fuerza Débil y Electromagnética se encontraban unificadas en la llamada Fuerza Electrodébil. En este período, los quarks que estaban libres en una densa mezcla comenzaron a combinarse en hadrones y sus antipartículas, incluyendo los nucleones. A los 10-6 s el Universo se había enfriado hasta 1013 K y los hadrones habían desaparecido en su mayor parte. Esta temperatura corresponde a la energía mínima necesaria para crear nucleones y antinucleones a partir de los fotones según las reacciones:

γ →  p+   +    p-                        γ →  n+   +   n- 

Llegados a este punto es importante darse cuenta de los tiempos y temperaturas que estamos manejando... Todavía no ha transcurrido ni un segundo desde el Big Bang y la temperatura es de un 1 seguido por 13 ceros... Pero sigamos... 

Los pares partícula-antipartícula se aniquilaron y no hubo nueva producción que los reemplazara. Solo el ligero exceso previo de quarks sobre antiquarks dio lugar a un ligero exceso de protones y neutrones sobre sus antipartículas. Las aniquilaciones dieron lugar a fotones y leptones y, después de un tiempo de 0,0001 s, estas partículas en números aproximadamente iguales dominaron el universo. Fue la Era de los Leptones.

Cuando el tiempo transcurrido fue de 10 s tras la explosión, la temperatura había descendido hasta los 1010 K. La expansión y el enfriamiento posterior hicieron que la energía media de los fotones fuera inferior a la necesaria para formar un par electrón-positrón. La aniquilación eliminó todos los positrones, como había ocurrido anteriormente con los antiprotones y antineutrones, dejando solo el pequeño exceso de electrones resultante de la conservación de la carga, y comenzó la Era de la Radiación. ¿Cuáles eran las partículas dominantes ahora?... Fotones y Neutrinos. 

Al cabo de unos pocos minutos, la temperatura disminuyó lo suficiente para que protones y neutrones formasen núcleos que no se fotodesintegraran inmediatamente. En este período de nucleosíntesisis se formaron los núcleos ligeros de deuterio, helio y litio, pero la expansión rápida hizo que la temperatura fuese ya demasiado baja para que la fusión continuase. La formación de elementos más pesados tendría que esperar al nacimiento de las estrellas.

Cuando la temperatura descendió a unos 3000 K y el tamaño del Universo era aproximadamente 1/1000 del actual, la energía disminuyó por debajo de los valores típicos de la ionización atómica y se formaron los átomos. Por entonces, la radiación había desplazado hacia el rojo el campo de radiación, de modo que la energía de radiación total era aproximadamente igual a la energía representada por la masa restante. La expansión y el enfriamiento continuaron y la energía de la radiación siguió desplazándose uniformemente hacia el rojo hasta producirse el dominio de la materia en el Universo. Ese "dominio" de la masa en el Universo hace referencia únicamente al 5% del mismo. El otro 95% del mismo hace referencia a la Materia Oscura (20%) y a la Energía Oscura (75%).


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