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INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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El desacoplamiento de los neutrinos y la era leptónica

 

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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

 

 

 

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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 desacoplamiento de los neutrinos y la era leptónica

Después de la era hadrónica, en una diezmilésima de segundo, comienza la era leptónica. Los fotones no tienen ya bastante energía para crear protones, pero, puesto que el electrón tiene una masa 2000 veces más escasa que un protón, puede aún crear electrones. El Universo está, así pues, dominado por las reacciones de producción y aniquilación de pares electrón-antielectrón.

El desacoplamiento de los neutrinos

El primer acontecimiento importante de la era leptónica es el desacoplamiento de los neutrinos, que se produce cuando la temperatura alcanza 10 mil millones de grados, algunas décimas de segundo después del tiempo cero. Antes, los neutrinos estaban constantemente en interacción con el resto de las partículas por la vía de la fuerza nuclear débil. Pero esta última tiene un alcance relativamente limitado y no se aplica hasta que las partículas están suficientemente cercanas. Ahora bien, a causa de la expansión del Universo, la distancia media entre partículas aumenta y llega, pues, a un punto donde esta separación media es demasiado grande para la interacción débil.

Los neutrinos pierden entonces el único vínculo que los unía al resto de la materia. Van, desde ahora en adelante, a ser insensibles a la acción de las otras partículas y a comportarse como si éstas no existieran. Se dice que los neutrinos se desacoplan de la materia. Estos neutrinos primordiales, ya que no interactúan más, todavía se encuentran presentes en el Universo.

La aniquilación de electrones y anti-electrones

El segundo acontecimiento importante de la era leptónica es la aniquilación de los electrones y antielectrones, que se produce cuando el Universo tiene una edad de aproximadamente un segundo. Recordemos que, al final de la era hadrónica, la temperatura había caído bajo el umbral necesario para la creación de pares protón-antiprotón o neutrón-antineutrón. De la misma forma, llega un momento, hacia mil millones de grados, donde la temperatura pasa bajo el umbral de la creación de pares electrón-antielectrón.

Las incesantes creaciones y aniquilaciones que mantenían un equilibrio son reemplazadas por reacciones en sentido único: la gran mayoría de los pares electrón-antielectrón se destruyen mutuamente. Sin embargo, la ligera asimetría materia-antimateria, que había permitido a algunos bariones sobrevivir durante la era hadrónica, está todavía trabajando, actuando de manera similar y en las mismas proporciones. Provoca la desaparición total de antielectrones y permite la supervivencia de una escasa proporción de electrones.

El final de la era leptónica ve, pues, el borrado total de la antimateria. El Universo sólo contiene en adelante la materia ordinaria formada de protones, neutrones y electrones.

La proporción relativa de los protones y neutrones

El protón puede considerarse como una partícula estable, ya que su vida útil, aunque no se conoce exactamente, es en cualquier caso superior a 1033 años. El neutrón, por el contrario, no es estable. Aislado, se desintegra con un tiempo característico de una quincena de minutos, dando nacimiento a un protón, un electrón y un antineutrino. Así, partiendo de una mezcla de protones y neutrones en proporciones idénticas, la tendencia va a ser una disminución del número de neutrones y un aumento de la población de protones.

Durante la era leptónica, los electrones intervienen para regular el número de bariones. Lo hacen por medio de la interacción débil que puede, en el momento de la colisión de un electrón y un protón, provocar la transformación de este último en un neutrón. Esta reacción, que actúa en el sentido opuesto a la desintegración del neutrón, establece un equilibrio y permite a los dos tipos de bariones permanecer en proporciones similares.

Pero con la desaparición de los electrones al final de la era leptónica, protones y neutrones se encuentran aislados. Poco a poco los neutrones van a transformarse en protones, pero los protones son estables. La proporción relativa de los dos tipos de partículas va gradualmente a cambiar. Mientras que durante la era leptónica, había tantos neutrones como protones, la materia va en adelante a ser dominada por los protones.

 

 

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

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