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INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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El Bin Bang

El confinamiento de los quarks y la era hadrónica

 

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Los bosones: portadores de fuerzas
Las teorías de gran unificación
La teoría del Todo
Las partículas virtuales

La era de Planck y la inflación
La era de Planck
La era inflacionaria
La homogeneidad del Universo
La planitud del Universo
La aparición de la materia y la bariogénesis

La evolución de la materia
El confinamiento de los quarks y la era hadrónica
El desacoplamiento de los neutrinos y la era leptónica
La nucleosíntesis primordial
La recombinación y la radiación fósil
Las fluctuaciones de densidad primordiales

Algunas curiosidades
La dualidad onda-partícula
La paradoja EPR y la no separabilidad
El ajuste de las constantes fundamentales
El gato de Schrödinger
Los universos paralelos

 

 

 

Universe_expansion_es

Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en una singularidad espaciotemporal de densidad infinita matemáticamente paradójica. El universo se ha expandido desde entonces, por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto de los otros.

 

El confinamiento de los quarks y la era hadrónica

Después de la última transición de fase hacia 10-12 segundos después del tiempo cero, la expansión sigue y se acompaña de una caída de la temperatura. Cuando ésta alcanza 1013 grados, hacia una millonésima de segundo, se produce una nueva etapa: el confinamiento de los quarks.

El confinamiento de los quarks

A causa de la enorme temperatura media del Universo allí, los quarks estaban demasiado agitados para someterse a la fuerza nuclear fuerte. Podían así vivir su vida de manera autónoma sin preocuparse de sus congéneres. Pero a 1013 grados, la agitación térmica de las partículas es suficientemente débil para que la fuerza nuclear fuerte tome el control.

Así, cuando el Universo tiene edad de una millonésima parte de segundo, la interacción fuerte obliga a los quarks a asociarse entre ellos y formar conjuntos más complejos. Aparecen entonces por primera vez los hadrones, de los que existen dos tipos: los mesones, formados por un quark y un antiquark, pero sobre todo los bariones, la asociación de tres quarks. Anotamos en particular, el nacimiento de los dos bariones que componen la materia ordinaria: el protón y el neutrón. A partir de este momento, la fuerte fuerza nuclear es muy potente, los quarks pierden su libertad y se encuentran aprisionados.

La era hadrónica

El período que comienza entonces, y que va a durar hasta una edad de una diez-milésima de segundo, se llama la era hadrónica. Ésta, está dominada por reacciones que transforman hadrones en fotones, y viceversa. A una temperatura de 1013 grados, la equivalencia entre masa y energía está en juego de manera permanente. Cuando un protón y un antiprotón se encuentran, las dos partículas se destruyen mutuamente y desaparecen. Su masa se convierte en energía bajo la forma de dos fotones. La reacción inversa también se produce. Dos fotones que se encuentran pueden así desaparecer dando origen a un par barión-antibarión.

La era hadrónica está así dominada por la incesante producción y aniquilación de pares neutrón-antineutrón o protón-antiprotón. Estas reacciones no van a durar, sin embargo, mucho tiempo. En efecto, la energía media de los fotones, en una época dada, está determinada por la temperatura del Universo. A 1013 grados, la energía de un fotón es más o menos equivalente a la masa de un protón o un neutrón. Los fotones son, pues, suficientemente energéticos para dar origen a estas partículas. Pero, a causa de la expansión del Universo, la temperatura de la radiación baja, y la energía media de los fotones disminuye para acabar por pasar bajo el umbral necesario para la creación de un par de bariones.

La aniquilación bariones-antibariones

La reacción inversa, la aniquilación, no se afecta, ya que no necesita energía. Así, la producción de pares se hace cada vez más rara, mientras que las aniquilaciones siguen siempre a un ritmo desenfrenado. Por consiguiente, el número de partículas cae fuertemente: la bajada de temperatura conduce a una casi desaparición de los protones y neutrones.

El final de la era hadrónica no marca, sin embargo, la desaparición completa de los bariones. En efecto, cuando los quarks nacen después de la inflación, los procesos físicos puestos en marcha presentaban una asimetría entre materia y antimateria. Esta asimetría se encuentra al nivel de los bariones. Así, después del confinamiento de los quarks, hay mil millones y un neutrones para mil millones de antineutrones. La partícula que sobra no encuentra socio para destruirse y sobrevive, pues, al infierno.

Cuando la era hadrónica se acaba, en una diez-milésima de segundo, los antiprotones y antineutrones han desaparecido completamente, pero una mil millonésima parte de los protones y neutrones de origen han sobrevivido. La antimateria ha perdido su primera batalla contra la materia.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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