8 de noviembre de 2008

La Historia del Universo. Parte 2

La Historia del Universo - parte 2



El modelo estándar

Muchas veces se formula la pregunta, donde en el universo se encuentra el lugar, en el cual se originó el Big-bang. ¿Existe realmente? Aquel que haya leído el capítulo anterior, quizás ya podría dar una respuesta: Un lugar así no existe. Ninguna teoría física puede describir, pero sabemos que con él, recién se originó la materia, el espacio y el tiempo. Cuales de las especulaciones pertinentes, en parte bastante fantasiosas, todo indica que nuestro cosmos comenzó una vez en un estado inconcebiblemente pequeño. Este minúsculo algo en algún momento comenzó a expandir (El concepto algún momento en si ya es engañoso, ya que da una denotación de tiempo. El tiempo, sin embargo, comenzó con el big-bang) y por un agente desencadenante. Nosotros nos encontramos hoy en alguna parte en medio de este suceso, y con esto el lugar del Big-bang, se encuentra en todas las partes del universo, él es el universo.

Démosle ahora una mirada más de cerca de la historia del universo, el modelo estándar de la formación del universo.
Son muchos los fundamentos que hablan a favor del modelo estándar
· Como ya se había hablado el fondo de radiaciones cósmicas (CMB)
· El corrimiento al rojo de las galaxias que indica una continua expansión del universo
· La edad límite de las estrellas más antiguas, no hay estrellas que tengan más de 13 mil millones de años
· Y finalmente la distribución de los elementos en el cosmos (ante todo el Hidrógeno, el Helio y el Deuterio), que concuerda muy bien con las predicciones teoréticas.

Cada expansión debe tener un comienzo, así también nuestro cosmos, que se originó en el tiempo cero. A esto llegamos, si dejamos correr hacia atrás el tiempo como en una película. ¿Todo se contrae, se empequeñece hasta que se forma un punto en el tiempo cero? No, aquí fallan todas las leyes físicas. No podemos describir el estado inicial, que dio el disparo de inicio hace 13,7 mil millones de años. La denominación Big-bang induce a partir de una enorme explosión. Una expansión como la de nuestro universo es, empero, algo totalmente diferente, ya que aquí nada fue destruido por alguna fuerza y lanzada en todas las direcciones.

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¿Un universo cerrado o abierto?

La expansión del universo debe haber sucedido con una enorme violencia, ya que aún dura hasta hoy. El valor de la expansión nos delata la Constante de Hubble, ella depende de toda la masa y energía existente en el cosmos, llamada contenido de energía. Si es lo suficientemente grande, algún lejano día, la expansión se detendrá por la acción gravitacional y volverá atrás (también la energía actúa gravitatoriamente). Entonces comenzará una contracción, que finalmente contraerá toda la materia un solo punto (Big Crunch). Para que esto pueda suceder, la densidad de la energía debe encontrarse por encima de una así llamada densidad crítica de 10 ^-29 [g/cm3]. A un universo así se le llama cerrado, ya que sólo puede expandirse hasta un cierto tamaño, determinado por la gravitación del total de la masa, para luego contraerse nuevamente.

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En relación a esto se opone un universo abierto, si la densidad crítica es menor a la crítica. Expandiría por toda la eternidad y moriría de frío. En algún momento el universo se habrá enfriado al cero absoluto (0 [K] o, -237 [ºC]). Oscuridad absoluta y sin ningún tipo de radiaciones, en 10 elevado a 14 años, se apagarían las últimas estrellas. Aún existirían hoyos negros en el cosmos; estrellas de neutrones frías; enanas negras y naturalmente planetas huérfanos y muertos. Después de 10^64 en un escenario así se disolverían las galaxias y quizás en unos 10 ^600 (!) años se habrá desintegrado el núcleo de hierro más duro. Y para esta época, que también puede durar hasta unos 10^1000 años se evaporan también los hoyos negros más grandes.

Si es alcanzado justo el valor de la densidad crítica, viviríamos en un universo llano. Según esto la gravitación de la materia y energía en el espacio, podría detener en algún momento la expansión del universo, pero no regresarlo a una contracción. También aquí la muerte por el fría sería inevitable. De acuerdo a las mediciones WMAP, la densidad crítica está algo menor, con lo cual el universo es considerado como un universo abierto.

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La Era-Planck

Pero de regreso al Big-bang. En el momento cero del tiempo, interpolamos todo el universo unido como un solo punto, una singularidad. En este estado, la expansión iba de infinitamente pequeño a presión y temperatura hacia infinitamente grande. Bajo estas condiciones no había tiempo ni espacio, ya que el tiempo como un continuo y también el espacio, bajo el tiempo de Plank (10 ^ -43 [s]), respectivamente el largo de Plank (10 ^-35 [m]) pierden sus propiedades
El lapso entre cero y el tiempo de Plank se llama Era de Planck. Eventualmente existió algo así como un vacío quántico de simetría perfecta y con cualquier cantidad de dimensiones. Así como en un vacío familiar para nosotros, pueden aparecer en forma espontánea pares de partículas virtuales, quizás pudo haber sido posible, que en el vacío quántico primordial, que aparecieran quebrantamientos espontáneos de las simetrías – por lo menos esto nos ayuda a evitar la singularidad. Que desarrollos pudieron haber tenido lugar en el cosmos, durante la era de Planck, no es abarcable con los conocimientos de la física actual. Hasta ahora tampoco fue posible enunciar una teoría para esto. Recién con la finalización de la era de Planck comienza el desarrollo cósmico, que es descriptible para nosotros. Ahora se originan muchas fases de desarrollo, seguidas unas tras de otras, cuya observación es altamente interesante para nosotros.

En el tiempo de Plank, el cosmos tiene una temperatura de 10 ^32 [K], y tiene un tamaño de 10 ^ -35 [m] y una densidad de 10^94 [g/cm3]. En base al principio de incertidumbre, afirma que no se puede determinar, simultáneamente y con precisión arbitraria, ciertos pares de variables físicas, como son, por ejemplo, la posición y la cantidad de movimiento de un objeto dado. El universo aún es tan pequeño que no se puede determinar si abarca o no a una partícula. Debe haber estado borroso, totalmente indefinido.

Una mirada profunda del joven cosmos, nos permite esta imagen del telescopio de rayos X, XMM-Newton, en la representación de colores falsos, se pueden observar débiles fuentes de color rojo, su energía es “sólo” 500 veces más alta que en la luz visible. 10 000 veces más claro irradian las fuentes de colores verdes y azules. Estas fuentes de rayos X muestran hoyos negros en galaxias muy alejadas. Aquí es generada radiaciones de rayos X duros, porque materia, por la fricción en los discos de acreción es calentada en extremo. Debido a las altas temperaturas la materia irradia en rayos X.








Con la gentil autorización de G. Hasinger (AIP) et al., XMM-Newton, ESA


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Súper simetría e inflación: La era GUT

Todas las fuerzas naturales (Gravitación; fuerza electromagnética; interacción fuerte; interacción débil), hasta la era de Planck aún están unidas en una sola fuerza original, energía y materia están distorsionadas hasta lo irreconocible. Aquí se habla de una súper simetría del cosmos, porque las distintas fuerzas no son diferenciables. A la edad de 10^ -43 [s] la gravitación se separa de la unión de las fuerzas naturales. Las tres demás fuerzas interactivas, permanecen unidas en forma indistinguible en una sola fuerza, según la llamada GUT (Grand Unified Theory, gran teoría de unificación), designada como fuerza X. Con esto la era GUT le sigue a la era de Planck.


Las distintas fuerzas interactivas son transmitidas por partículas de intercambio, llamadas Bosones. Así por ejemplo, la fuerza electromagnética por fotones, como partículas de intercambio. La fuerza X, que sólo tuvo una alcance extremadamente corto, fue transmitida en parte por los súper pesados Bosones X y Bosones Y. de cada tipo hubo tres partículas distintas como sus respectivas antipartículas. Juntos se las llama Leptoquarks, porque posteriormente se degradan a quarks y leptones (leptones son, por ejemplo, electrones o neutrinos). A la edad de 10^-36 [s], se separa la interacción fuerte, se produce un rompimiento de simetría. Esto uno se lo puede imaginar como un cambio de fase, parecido cuando el agua, al enfriarse se transforma en hielo. No debemos olvidar, que nuestro universo hasta este momento, se compone solamente de “energía pura”, y que es increíblemente compacto y denso

Beginn der Geschichte = Comienzo de la historia
Winziger Bruchteil einer Sekunde = Fracción infima de un secundo
Inflation = Inflación
Jahre = Años
Millarden Jahre = millardos o mil millones de años


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Las fuerzas interactivas fuertes son responsables de la unión de las partículas nucleares. Si enfriamos agua bajo presión, entonces, entonces no se congela ya a los 0 [ºC], si no sigue en estado líquido – está subenfriada. La cristalización es retardada, pero entonces el exceso de energía es liberado en forma espontánea. Algo parecido sucedió también a la edad de 10-36 [s] cuando se desacopló la interacción fuerte. Con este quebramiento de la simetría, se liberó energía, que influenció el llamad vacío quántico. Hasta ahora fue un vacío normal, pero por un subenfriamiento se volcó y se transformó en un falso vacío. La densidad de energía de este vacío no varió, pero su presión se hace negativa y actúa gravitatoriamente rechazante. Esto ahora infla a nuestro cosmos en forma exponencial. Cada 10 ^-35 [s] duplica su tamaño, pero toda esta magia terminó a una edad de 10 ^-33 [s], el falso vacío se volvió nuevamente a un vacío auténtico, y la cuota de expansión se normalizó.

A este período lo llamamos la fase inflacionaria

El modelo inflacionaria del Universo se debe al profesor de física Alan Guth. Entre los períodos de tiempo de 10^-35 [s] y 10^-33 [s], el universo se expande aproximadamente por el factor 1030. Esto significa que en un lapso de sólo 10^-32 [s] se infla de 10^-52 [cm.] a 10 [cm.]. Sin embargo, el universo aún está tan caliente, que según la más famosa fórmula de Einstein E = mc^2, en forma constante partículas y energía (que llena al universo en forma de radiaciones) se transforman unas en otras – Partículas y energía se encuentran en equilibrio térmico.





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El zoológico de partículas

Antes de que avancemos en la historia del universo, es conveniente, que nos familiaricemos con las partículas más importantes, de las cuales esta constituida la materia y que juegan un rol en la naturaleza. ¡Naturalmente no nos referimos aquí las golosinas que nos gusta servirnos junta al café!

Como partículas elementales entendemos partículas diminutas sin una estructura interior medible, estas no son posibles de dividirse en sub-partículas. Una clasificación grosera la podemos realizar a mano del Spin, bajo lo cual nos podemos imaginar una especia de auto impulso de giro, que, sin embargo, es quántico, y que puede tomar valores 0, ½, 1, 2, etc.

Partículas con medio spin – Fermiones
Los fermiones son los cimientos de nuestra acostumbrada materia de spin ½. A cada fermión se opone una antipartícula de carga contraria. Son 12 los fermiones que pertenecen al modelo estándar de la física nuclear, que se dividen en quarks y leptones. Los quarks presentan una carga de colores (rojo, azul y verde, la carga en realidad no tiene nada que ver con un color), mientras que los leptones en cambio no presentan esto:

Los quarks existen en 6 “sabores” (“flavour”) e interactúan por intermedio de esta carga de colores:

· up- Quark (Antiup- Quark)
· down- Quark (Antidown- Quark)
· charm- Quark (Anticharm- Quark)
· strange- Quark (Antistrange- Quark)
· top- Quark (Antitop- Quark)
· bottom- Quark (Antibottom- Quark)
Los leptones no interactúan sobre una carga de colores, pero también aparecen con 6 “sabores”:
· Electron (Positron oder Antielectron)
· Myon (Antimyon)
· Tauon (Antitauon)
· Electron- Neutrino (Antielektron- Neutrino)
· Myon- Neutrino (Antimyon- Neutrino)
· Tau- Neutrino (Antitau- Neutrino)

La supermetría predice nuevos fermiones, de los cuales hasta ahora no se ha podido comprobar ninguno:
· Neutralino una súper partícula compañera de diversas partículas del modelo estándar, un serio candidato para la materia oscura
· Fotino un súper compañero del fotón
· Gravitino (Spin 3/2) un súper compañero del gravitón (que es un bosón)

Partículas con espín de número entero – Bosones

Bosones son partículas de intercambio de las cuatro fuerzas interactivas, a estos pertenecen:
· Fotón (Spin 1) – transmite la fuerza electromagnética
· W+, W- y los Bosones Z (Spin 1) sin las partículas mensajeras de las fuerzas de intercambio débiles, también se les llama Weakones (derivado de weak force = fuerza débil). El boson W+ con carga positiva es la antipartícula del boson W-. Ambas son partículas muy pesadas, con un período de vida extremadamente corto. En oposición al boson Z0 que es eléctricamente neutro y su propia antipartícula, la existencia de los otros dos bosones, está comprobada
· Gluones (Spin 1) transmiten las fuerzas interactivas fuertes. Ellos son los responsables de la cohesión de los quarks, los cuales, por su parte, son los ladrillos de construcción de los hadrones (baryones (protones y neutrones) y mesones). Ellos llevan carga de colores (rojo, verde azul) y por lo tanto pueden interaccionar con otras partículas con cargas de colores, y también entre ellas.
· El Boson de Higgs, hasta ahora sólo pronosticados teóricamente desde el modelo estándar, le da a la partícula su maza. Se tiene la esperanza de poder comprobarlo con el LHC (Large Hadron Collider). Es 100 hasta 250 veces más pesado que el protón, no tiene carga eléctrica y el spin 0.
Nuevas teorías postilan más bosones, cuya evidencia aún esta por verse:

· El gravitón es una partícula mensajera de la gravitación y juega un importante rol en la gravitación quántica. Tiene el spin 2
· El gravifotón es otra súper compañera de gravitón con un spin de 1.
· Como partículas súper compañeras se predicen los así llamados sleptones y squarks.
· Los 3 X- y los 3 anti- X- bosones como los 3 Y – bosones, con sus anti partículas son predichas por la GUT. También se les llama leptoquarks, porque se degradan en leptones y quarks. A pesar de que aún sus presencia no esta comprobada, su existencia es muy probable, ya que al final de la era GUT se degradaron en la partículas mencionadas y así recién pudo haberse formado la materia conocida por nosotros. Con esto, en total tendríamos 24 bosones, 12 del modelo estándar (1 fotón, 3 weakones y 8 gluones) y los 12 bosones pesados, que podrían ser más de mil veces pesados que un protón.
Hasta ahora sólo le hemos dado un vistazo a las partículas elementales, que no son divisibles. Pero en la naturaleza, muchas veces tenemos que ver con partículas, que están formados por estos ladrillos elementales. Ahí están primeramente el grupo de los hadrones, partículas que están sujetas a una fuerte interacción y que están compuestos por quarks. Si se componen de un quark y un anti quark, entonares hablamos de mesones; 3 quarks forman un baryon (respectivamente 3 antiquarks un antibaryon):

· Los mesones tienen el espín 0 o 1 y son partículas de vida muy breve. A ellos pertenecen, por ejemplo, el Pión, el Kaón o el mesón-eta
· Los Baryones tienen medio espín o un espín 0,5 y con esto pertenecen al grupo de los fermiones (todas las partículas, o son un fermión o un bosón, ya que, medio espín o espín entero). Los fermiones están sujetos al principio de Pauli, y a ellos también cuentan, junto a los baryones como protones y neutrones, también los leptones y quarks.
El “Zoológico” de las partículas hoy contiene otras partículas exóticas como
· Tetraquarqs, párticulas que se componen cada uno de 2 quarqs y antiquarqs, Pentaquarqs que se componen de de dos down quarks y un antitrange-quarq
· Los tal llamados Gluerballs cuya existencia aún no están comprobadas, pero su existencia es muy probable. Están compuestos exclusivamente por gluones, llevan una carga de color y están sujetas a la fuerte acción de intercambio
· Híbridos se componen de uno o varios partes de quarks y antiquarqs y de uno o más gluones.

En total hoy en día se conocen unos cientos de partículas, pero nos conformaremos con este vistazo. Y con esto ahora estamos preparados para continuar con la Historia del Universo:

Baryogénesis

Bajo bariogénesis se entiende el período cósmico, en el cual se formaron las partículas baryónicas. Este período esta caracterizado por la aparición de los bosones pesados y con esto idéntico a la era de GUT.
Al final de la era GUT, o sea, cuando el universo ha alcanzado una edad de 10 ^-36 [s] los bosones pesados y los antibosones ya no pueden seguir existiendo y se desintegran en quarks y leptones como sus antipartículas. A la derecha se esquematiza como, por ejemplo, uno de estos bosones se desintegra en un up-quarq o en un down-quarq y en positrones Desintegración de un boson-X

Si una partícula de materia se encuentra con una partícula de antimateria, entonces ambas se irradian en forma inmediata a fotones altamente energéticos (Annihilación). El universo en este punto, aún estaba muy compacto y con esto las colisiones de las partículas eran muy frecuentes. En realidad se debería suponer que la materia y la antimateria estaban aparecían ahora exactamente en la misma relación. Para suerte nuestra existió una pequeña asimetría en esta relación, si no el universo hoy día no tendrá materia.

¿Cómo se puede explicar este desequilibrio entre materia y antimateria? Las partículas de materia deberían mostrar exactamente la misma interacción como sus antipartículas, ya que ambos son iguales a excepción de que sus propiedades son inversas.


El físico ruso Andrei Dmitrijewitsch Sacharow (1921 – 1989), encontró una explicación para esto. Si nos miramos en un espejo y partimos imaginariamente a nuestro cuerpo en dos partes, una derecha y otra izquierda, entonces ambas mitades, a primera vista nos parecen simétricas. Recién al observar con mayor atención notamos pequeñas diferencias. Ahora imaginémonos una partícula en forma simplona como una bolita. Debería ser más simétrica que nuestras mitades de cuerpos, y en todas las direcciones. Esto en la mayoría de las partículas y sus interacciones es así. Se dice que la Paridad (P) se ha conservado (Paridad = equilibrio). Una excepción lo constituye la fuerza de interacción débil. Las partículas fuera de esta propiedad espacial tienen otra propiedad importante más, su carga. También aquí existe una simetría, pues a cada partícula existe una antipartícula de carga inversa. Trasladado esto a nuestro mundo, esto significaría, que junto a las gallinas existieran también antigallinas. Alégrese de que no nos sirven para el desayuno antihuevos. Esta simetría calificada como Conjugación de carga (C, del inglés charge, carga), transforma una partícula en una antipartícula invirtiendo los signos precursores de todas las cargas eléctricas. La fuerza débil de interacción también es responsable de las excepciones.

Sacharow descubrió, que en el cosmos prístino la simetría CP con la aniquilación de los pares debe haber estado violado, y a ser por un factor de 6 x 10^ -10 . La desintegración de los bosones X arriba indicados (como los antibosones no considerados aquí), tiene que haber existido en un estado levemente asimétrico. Esto significa en el ejemplo de arriba, que la posibilidad de la desintegración en dos dos up-quarks. Era más probable, que aquella en un positrón y en un antidown-quark. Los físicos han demostrado una violación CP en el caso de la desintegración de los mesones K (Kaones). Sacharow (correctamente Sakharov), planteó tres condiciones que deben ser cumplidas, para que el estado inicial simétrico del universo se haya producido una asimetría durante la baryogénesis.

· Violación – B
Con esto se entiende una violación del neto de los baryones. Esto significa, que entre los baryones y antibaryones tiene que haberse producido de algún modo una discordancia. Este evidente estado debió haberse producido en el cosmos primigenio, pero difícil de explicar. Ya que hasta ahora no se ha podido observar ningún proceso de una violación B.
· Violación CP
La coacción combinada de paridad y conjugación de carga transforma a una partícula en su antipartícula. Con esto CP es simétrico, pero debe haber estado violado. Tomemos como ejemplo una partícula X, que se desintegra en protones. Entonces también una antipartícula debe desintegrarse en antiprotones, donde la suma de ambas partículas debería ser igual. Con una violación CP aparece una asimetría



· Violación del equilibrio térmico
Mientras que el universo se encuentra en equilibrio térmico, desde el punto de vista estadístico el número de partículas debe concordar con aquel de las antipartículas. Esto se debe a que la única propiedad intrínseca de las partículas es la masa de las partículas que depende de la distribución equilibrada. No existe ninguna evidencia, que debemos creer, que la masa de las partículas y de sus antipartículas sea diferente. Pero ya que se dio un exceso de partículas, debe haber sido vulnerado el equilibrio térmico.

La posibilidad de que puede aparecer una violación CP, ya lo hemos visto arriba en el ejemplo de los Kaones. Pero ello no es suficiente para explicar el superávit de materia, por lo menos también debe haber existido una vulneración B.

Después de una disociación de las fuerzas de interacción fuertes, aún subsisten la fuerza electromagnética y la fuerza de interacción débil unidos a la fuerza eléctrica débil. En ella podría encontrarse la causa de la creación de nuestra materia. Pues esta fuerza permitió la interacción entra quarks, o sea, baryones, y leptones. A estas interacciones se les llama Proceso Sphaleron, respectivamente transición. Estas partículas mensajeras de esta interacción fuero los arriba ya mencionados Bosones X. El Proceso Sphaleron es parecido al túnel quántico de partículas.

El efecto de túnel desempeña un papel importante en la fusión del hidrógeno en el Sol. Normalmente cargas positivas iguales, de protones se rechazarían entre ellas. Con esto las partículas se encontrarían frente a una barrera energética insuperable. Sin embargo, la naturaleza, en el mundo quántico, ha incluido una pequeña puerta trasera. Una partícula de vez en cuando, puede superar esta montaña energética, por un túnel. Sólo debido a esto los protones tienen la posibilidad de fundirse.

La interacción de los baryones con los leptones se enfrentó a un problema parecido.. Sólo era posible por ele efecto túnel, que normalmente es tan reducido, que no lo podemos observar en la naturaleza. Pero en el cosmos prístino había tanta energía térmica, de modo que el traspaso pudo realizarse. Posiblemente la temperatura estaba tan alta de manera que la barrera energética haya desaparecido totalmente. En esto apareci8ó entonces una violación B (Como una violación L, violación de la cifra de leptones L). Con esto el Sphaleron nos muestra con esto, que realmente estaba dada una vulneración de la cifra de baryones y de la simetría CP.

También existen indicios, que según la teoría de la fuerza electromagnética débil, fue posible un quebrantamiento del equilibrio térmico. Si se observa un recipiente con agua en ebullición, se pueden observar como se forman burbujas de vapor de agua en el fondo de la olla. Algo similar pudo haber sucedido en aquel entonces, sólo que a la inversa. Se pudieron haber formado “burbujas” en el universo en enfriamiento. Dentro de estas burbujas, las partículas tienen masa, la física conocida para nosotros es válida y los procesos Sphaleron se encargan de la asimetría de la cifra de baryones. Pero se desarrollan en forma extremadamente lenta y casi ni juegan ningún rol.

Exteriormente, sin embargo, reina un estado realmente misterioso – las partículas no tienen masa. Las burbujas se expanden y desplazan todo lo que está fuera de ellas. Pero allí falta la barrera d energía de los procesos Sphaleron, por lo cual aquí se produce una extremada fuerte violación de la cifra de Baryones. Con la continua expansión de las burbujas, las partículas se difunden a través de la pared de las burbujas hacia el interior y causan aquí una definitiva violación de la cifra de Baryones.

Última revisión: 31 de Enero de 2007

Traducida al castellano por AAGB, Stgo. Chile, Octubre 2008. Con la gentil autorización de Werner Kasper, Mittelweg 1, D- 35117 Münchhausen, Abenteuer-Universum (Aventura Universo)










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