{"id":2364,"date":"2010-11-15T09:24:13","date_gmt":"2010-11-15T07:24:13","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=2364"},"modified":"2010-11-15T10:24:39","modified_gmt":"2010-11-15T08:24:39","slug":"el-comienzo-de-todo","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2010\/11\/15\/el-comienzo-de-todo\/","title":{"rendered":"El Comienzo de todo"},"content":{"rendered":"

A los 10-34<\/sup> [seg.] despu\u00e9s del principio, cuando termina el periodo inflacionario, la gravedad hab\u00eda empezado a frenar la expansi\u00f3n del universo. La temperatura se manten\u00eda a 1026<\/sup> \u00b0K; las densidades c\u00f3smicas, aunque descendiendo, todav\u00eda eran lo suficientemente grandes como para que una masa equivalente a la de J\u00fapiter pudiera caber en el interior de una pelota de f\u00fatbol. Los bosones<\/a> Higgs<\/a> X, que hab\u00edan hecho su estreno al finalizar la inflaci\u00f3n, completaron la separaci\u00f3n de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza, dividiendo la superfuerza en las fuerzas electromagn\u00e9tica y nuclear d\u00e9bil. En el proceso, leptones<\/a> y antileptones<\/a> evolucionaron a variantes como electrones<\/a> y positrones, que son sensibles al electromagnetismo, y neutrinos<\/a> y antineutrinos, que responden a la fuerza nuclear d\u00e9bil<\/a>.<\/p>\n

Con la expansi\u00f3n controlada y temperaturas inferiores, las colisiones fueron mucho menos energ\u00e9ticas de lo que hab\u00eda sido durante el periodo inflacionario, lo cual dio como resultado cada vez menos masivas part\u00edculas. Los choques aniquiladores entre materia y antimateria produjeron fotones<\/a>, portadores de fuerza electromagn\u00e9tica<\/a>, que se descompusieron en parejas electr\u00f3n-positr\u00f3n casi sin masa.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

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Despu\u00e9s de haber puntualizado algunas cosas que quedaron en el tintero sobre la inflaci\u00f3n y, que me interezaba describir en esta parte de este libro, retomemos nuestro trabajo computacional y entremos a estudiar lo que es la \u00abhadronizaci\u00f3n\u00bb y la correspondiente \u00abera hadr\u00f3nica\u00bb.<\/p>\n

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Hadronizaci\u00f3n: 1014<\/sup> \u00b0K<\/strong><\/p>\n

Quedamos en la secci\u00f3n 06.21<\/a>, que cuando en el universo primigenio desciende la temperatura desde los 1015<\/sup> \u00b0K se rompe la simetr\u00eda electrod\u00e9bil. Al provocarse esa ruptura, el universo est\u00e1 formado por un gas de un n\u00famero aproximadamente igual de electrones<\/a>, quarks<\/a>, sus antipart\u00edculas, gluones<\/a> coloreados y fotones<\/a>, que se crean y destruyen continuamente. De hecho, los quarks<\/a> andan volando libremente de un lado a otro e interactuando con las otras part\u00edculas… un breve per\u00edodo de libertad con m\u00e1s de algunas restricciones.<\/p>\n

Recordemos que la cromodin\u00e1mica cu\u00e1ntica<\/a> (la teor\u00eda relativista del campo cu\u00e1ntico que expresa las interacciones de quarks<\/a> y gluones<\/a> coloreados) tiene la propiedad de la \u00ablibertad asint\u00f3tica<\/a>\u00bb. A niveles de alta energ\u00eda, la fuerza de acoplamiento del glu\u00f3n<\/a> coloreado se debilita, disminuye la fuerza adhesiva de los gluones<\/a>. Alta energ\u00eda equivale a alta temperatura, y a temperaturas superiores a 1014<\/sup> \u00b0K, la fuerza de acoplamiento disminuye tanto, que la interacci\u00f3n fuerte se vuelve d\u00e9bil. A esas temperaturas elevadas, los hadrones<\/a> se despegaron, literalmente, y los quarks<\/a> escaparon del confinamiento al cual estaban sometidos formando junto con los gluones<\/a> un estado de la materia conocido como plasma<\/a> \u00abuna sopa de quarks<\/a> y gluones<\/a>\u00bb. Este estado de la materia, aunque la teor\u00eda lo predec\u00eda y los computadores ratificaban el pron\u00f3stico, recientemente ha sido corroborado en experimentos en el acelerador de part\u00edculas empotrado en los laboratorios del CERN. Con ello, ahora los f\u00edsicos sabemos como pod\u00eda ser la materia del universo cuando este tan s\u00f3lo contaba con diez microsegundos de vida.<\/p>\n

Sin embargo, cuando la temperatura descendi\u00f3 por debajo de los 1014<\/sup> \u00b0K y el universo continu\u00f3 expandi\u00e9ndose, se formaron alrededor de los quarks<\/a> c\u00e1rceles glu\u00f3nicas (las bolsitas que llamamos hadrones<\/a>) que los aprisionaron para todo el futuro. Esta transformaci\u00f3n del gas de part\u00edculas cu\u00e1nticas, que pasa de ser un gas de quarks<\/a> libres y gluones<\/a> coloreados a componerse de quarks<\/a> ligados o hadrones<\/a>, es lo que se denomina hadronizaci\u00f3n, se\u00f1alando con ello el principio de la era hadr\u00f3nica.<\/p>\n

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La Era Hadr\u00f3nica: De 1032<\/sup> \u00b0K a 1012<\/sup> \u00b0K<\/strong><\/p>\n

La era hadr\u00f3nica comprende el per\u00edodo transcurrido entre 10-43<\/sup> y 10-4 <\/sup>segundos, mientras la temperatura desciende desde 1032<\/sup> a 1012<\/sup> \u00b0K y la densidad lo hace desde 1094<\/sup> a 1014<\/sup> [g\/cm3<\/sup>]. Ahora bien, cuando la temperatura baja hasta un nivel inferior a los 1014<\/sup> \u00b0K y la edad del universo es algo superior a los diez microsegundos, los quarks<\/a> est\u00e1n atrapados en los hadrones<\/a> y, estos \u00faltimos, ya forman parte de la sopa cu\u00e1ntica constituida en un solo cocimiento por quarks<\/a>, antiquarks, leptones<\/a> y sus antipart\u00edculas, as\u00ed como fotones<\/a>, todos en equilibrio con densidades num\u00e9ricas similares. Por supuesto, que los quarks<\/a> libres y los gluones<\/a> coloreados ya no se ven por ah\u00ed ni siquiera de muestra. Es como si una pel\u00edcula en color (los gluones<\/a> y quarks<\/a> coloreados) pasara a ser de pronto en blanco y negro (los hadrones<\/a>). No obstante, se ha especulado que en los primeros momentos de esta era pueden haber existido otras part\u00edculas y estructuras m\u00e1s ex\u00f3ticas, las que dar\u00edan origen a los quarks<\/a>.<\/p>\n

Los hadrones<\/a> son las part\u00edculas cu\u00e1nticas asociadas con la fuerza subat\u00f3mica fuerte que mantiene unido e integrado el n\u00facleo at\u00f3mico. Los primeros hadrones<\/a> que descubrieron los f\u00edsicos fueron los nucleones<\/a>: el prot\u00f3n<\/a> y el neutr\u00f3n<\/a>. Luego vinieron los piones<\/a> (part\u00edculas de esp\u00edn<\/a> cero, de vida mucho m\u00e1s corta que el neutr\u00f3n<\/a> y con una masa pr\u00f3xima a un s\u00e9ptimo de la del electr\u00f3n<\/a>) y luego se hallaron much\u00edsimos otros hadrones<\/a> similares. Hoy se considera a todos estos hadrones<\/a> detectados experimentalmente corno sistemas de quarks<\/a> unidos de modo permanente.<\/p>\n

A las elevadas temperaturas de la era hadr\u00f3nica, los fotones<\/a> y, otras part\u00edculas del gas de part\u00edculas cu\u00e1nticas tienen energ\u00eda suficiente para producir pares hadr\u00f3n-antihadr\u00f3n<\/a>. Estas part\u00edculas comparten con las dem\u00e1s part\u00edculas la energ\u00eda total disponible. Debido a ello, aunque salgan a escena nuevas part\u00edculas, el n\u00famero total de ellas, que es proporcional a la entrop\u00eda<\/a>, se mantiene constante. Dado que las diversas part\u00edculas, incluidos todos los hadrones<\/a>, comparten la energ\u00eda disponible a una temperatura dada, esto significa que hay un n\u00famero aproximadamente igual de cada tipo distinto de part\u00edculas.<\/p>\n

Por ejemplo, cuando al iniciarse la era hadr\u00f3nica, la temperatura es suficiente para crear piones<\/a>, hay aproximadamente tantos piones<\/a> como fotones<\/a>, electrones<\/a>, positrones, muones<\/a>, etc. Cuando la temperatura es suficiente para crear nucleones<\/a> (unos 1013<\/sup> \u00b0K), llegamos a la conclusi\u00f3n de que el n\u00famero de nucleones<\/a> y antinucleones<\/a> es aproximadamente el mismo que el de cada una de las dem\u00e1s part\u00edculas; en particular, el n\u00famero de nucleones<\/a> es aproximadamente igual al n\u00famero de fotones<\/a>. Esto es realmente notable, si tenernos en cuenta que los fotones<\/a> superan hoy en n\u00famero a los nucleones<\/a> en una proporci\u00f3n aproximada de 400 millones a uno. Por tanto, al final de la era hadr\u00f3nica, todos aquellos nucleones<\/a> \u00abextra\u00bb se aniquilaron con antinucleones<\/a>, dejando s\u00f3lo una peque\u00f1a fracci\u00f3n de protones<\/a> y neutrones<\/a> supervivientes, que han perdurado hasta hoy. \u00bfPor qu\u00e9 sobrevivieron?<\/p>\n

El modelo est\u00e1ndar tiene una ley de conservaci\u00f3n del n\u00famero bari\u00f3nico rigurosa, seg\u00fan la cual en cualquier interacci\u00f3n de part\u00edculas el n\u00famero de bariones<\/a> menos el de antibariones es constante. Dado que los nucleones<\/a>, el prot\u00f3n<\/a> y el neutr\u00f3n<\/a>, son los bariones<\/a> m\u00e1s ligeros, todos los dem\u00e1s bariones<\/a> pueden desintegrarse convirti\u00e9ndose en ellos, transmitiendo su n\u00famero de carga bari\u00f3nico. El neutr\u00f3n<\/a> puede descomponerse luego en un prot\u00f3n<\/a> y pasarle su n\u00famero bari\u00f3nico. Pero este proceso de desintegraci\u00f3n del neutr\u00f3n<\/a> dura unos mil segundos, per\u00edodo prolongado si se compara con la duraci\u00f3n total de la era hadr\u00f3nica. Eso se debe a que el neutr\u00f3n<\/a> es pr\u00e1cticamente estable durante este per\u00edodo.<\/p>\n

La ley de conservaci\u00f3n exacta del n\u00famero bari\u00f3nico exige, pues, que si terminamos la era hadr\u00f3nica con un peque\u00f1o exceso de bariones<\/a> sobre antibariones, esa diferencia haya tenido que existir desde un principio, desde mucho antes de la era hadr\u00f3nica. Este peque\u00f1o exceso se refleja hoy en la gran entrop\u00eda<\/a> espec\u00edfica del universo: el exceso del n\u00famero de fotones<\/a> sobre el de nucleones<\/a>. La existencia de nucleones<\/a>, la materia visible de las estrellas y de la galaxia, parece un accidente, un residuo afortunado de una era anterior del universo.<\/p>\n

Simplificando lo que hemos querido explicar, es m\u00e1s que aceptable considerar que durante la era hadr\u00f3nica se fija el contenido bari\u00f3nico y la preponderancia de la materia sobre la antimateria. Claro, que tambi\u00e9n se encuentran presente la existencia de una serie de otros enigmas que tienen su respuesta en los eventos de esa era, incluyendo las causas de la homogeneidad e isotrop\u00eda, la causa y naturaleza de la constante cosmol\u00f3gica (si no es nula), y a\u00fan, el origen de las semillas para la formaci\u00f3n de las galaxias que se desarrollan m\u00e1s tarde.<\/p>\n

Pero, pese a intento simplificador que quisimos otorgarle al contenido del p\u00e1rrafo anterior, siempre nos queda en el aire el por qu\u00e9 del peque\u00f1o exceso de materia nuclear sobre la antimateria que justamente debi\u00f3 producirse en esa \u00e9poca del universo. Los f\u00edsicos en sus tentativas de comprender el cosmos, generalmente parten del supuesto de que \u00e9ste comenz\u00f3 en un estado sim\u00e9trico, en el que el n\u00famero bari\u00f3nico era, en realidad, cero. Pero si el modelo est\u00e1ndar es correcto y el n\u00famero bari\u00f3nico se conserva, \u00e9ste ser\u00eda hoy tambi\u00e9n cero: un desastre, porque entonces no habr\u00eda en el universo materia visible. \u00bfQu\u00e9 se ha hecho? Bueno, apelar a la GTU que va m\u00e1s all\u00e1 del modelo est\u00e1ndar y que parte del supuesto de que el n\u00famero bari\u00f3nico no se conserva. Una consecuencia de las GTU es que el fot\u00f3n<\/a> puede desintegrarse… y si puede desintegrarse es que tambi\u00e9n puede crearse. Otra consecuencia, apuntada por el f\u00edsico ruso Andrei Sajarov, antes incluso de que se inventasen las GTU, es que el peque\u00f1o exceso de bariones<\/a> puede crearse realmente a partir de un universo de n\u00famero bari\u00f3nico cero, siempre que el gas de part\u00edculas cu\u00e1nticas interactuantes tenga propiedades especiales. Estas ideas nos llevan bastante m\u00e1s all\u00e1 del modelo est\u00e1ndar. Volveremos a ellas en una secci\u00f3n de otro cap\u00edtulo.<\/p>\n

En mi opini\u00f3n, para poder dilucidar el problema que representa lo expuesto precedentemente, los f\u00edsicos no tienen, por ahora, m\u00e1s que hacerse de mucha paciencia, ya que las energ\u00edas o temperaturas envueltas en los procesos de esta era hadr\u00f3nica, los conocimientos de ellos dependen en gran medida de los progresos realizados en f\u00edsica de las part\u00edculas elementales y, para alcanzar mayores logros, las inversiones de capital son alt\u00edsimas. La capacidad instalada mundial de aceleradores de part\u00edculas, incluido el Relativistic Heavy Ion Collider o el proyectado para el a\u00f1o 2005, llamado Large Hadron Collider, no cuentan con la potencia de investigar energ\u00edas como las que se debieron dar en esta era. Es por lo anterior, que no corresponde m\u00e1s que invertir el proceso. Hoy muchos f\u00edsicos de part\u00edculas se interesan en los procesos cosmol\u00f3gicos para intentar confirmar las predicciones de las teor\u00edas propuestas sobre las part\u00edculas, como veremos m\u00e1s adelante. As\u00ed, el universo primitivo se ha transformado en un verdadero laboratorio de part\u00edculas, en el cual conviven la teor\u00eda de lo m\u00e1s peque\u00f1o, la cu\u00e1ntica, y la teor\u00eda de lo m\u00e1s grande, la de la relatividad<\/a> general. La conexi\u00f3n necesaria con el estado actual del universo radica, por un lado, en conseguir las condiciones que llevan a la nucleos\u00edntesis<\/a> con los resultados conocidos (que veremos en una pr\u00f3xima secci\u00f3n) y, por otro, a la gran homogeneidad e isotrop\u00eda que el universo tiene en la \u00e9poca de recombinaci\u00f3n y posterior formaci\u00f3n de estructuras.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Ahora bien, cuando la era hadr\u00f3nica estaba cerca de su final se da un proceso m\u00e1s que relevante. La acci\u00f3n de las fuerzas glu\u00f3nicas entre quarks<\/a> y antiquarks produjeron la uni\u00f3n de \u00e9stos, confin\u00e1ndolos y formando los nucleones<\/a> comunes que hoy conocemos: neutrones<\/a> y protones<\/a>. Ello se dio as\u00ed, como consecuencia de los altos efectos energ\u00e9ticos que se dieron en ese periodo de la era. Este proceso de \u00abconfinamiento de los quarks<\/a>\u00bb ocurre cuando la edad del universo es de t = 10-6<\/sup> [seg] y su temperatura 1013<\/sup> \u00b0K.<\/p>\n

Al bajar la temperatura durante la era hadr\u00f3nica, se cruzan varios umbrales energ\u00e9ticos, correspondientes a las masas de diversos hadrones<\/a>. Algunos hadrones<\/a> dejan de estar en equilibrio con las otras part\u00edculas, a menos que lo impida una ley de conservaci\u00f3n. Cuando la energ\u00eda t\u00e9rmica decreciente de la radiaci\u00f3n llega a ser menor que la energ\u00eda correspondiente a la masa del hadr\u00f3n<\/a> m\u00e1s ligero, el mes\u00f3n<\/a> p<\/span>, se habr\u00e1n aniquilado la mayor\u00eda de los hadrones<\/a> m\u00e1s pesados (exceptuados neutrones<\/a> y protones<\/a>), lo que se produce cuando el universo tiene una temperatura del orden de 1012<\/sup> \u00b0K y una edad de alrededor de 10-4<\/sup> [seg]; hall\u00e1ndonos, entonces, en el umbral de la era lept\u00f3nica.<\/p>\n

Texto extra\u00eddo de Astrocosmo<\/a><\/em><\/p>\n

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<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>hotmail correo<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>[?]<\/a><\/span><\/td><\/tr><\/table><\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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