INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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La aparición de la materia y la bariogénesis

 

Las partículas y las fuerzas

 

Los fermiones: quarks y leptones

 

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

 

 

 

La aparición de la materia y la bariogénesis

El fin de la era inflacionaria se producía hacia 10-32 segundos. El período que sigue va a estar marcado por la aparición de la materia y la antimateria a partir del vacío cuántico.

Las partículas virtuales se vuelven reales

Hasta el fin de la era inflacionaria, el Universo estaba vacío en el sentido cuántico del término. No contenía materia real, pero gracias al principio de incertidumbre de la mecánica cuántica, partículas y antipartículas virtuales surgían incesantemente de la nada para regresar allí en seguida. Lo que faltaba a estas partículas para volverse reales era una fuente de energía.

Recordemos que el fenómeno en el origen de la inflación es la separación entre la fuerza nuclear fuerte y la interacción electrodébil, que antes estaban unificadas. La transición de fase que cierra la era inflacionaria se acompaña de una formidable inyección de energía en todo el Universo. Las partículas y antipartículas virtuales van entonces a apropiarse esta energía para entrar en el mundo real. El fin de la inflación señala así la aparición de la materia y la antimateria en el Universo.

La asimetría materia-antimateria

Otro fenómeno crucial que se produce es la aparición de una asimetría entre materia y antimateria.

Cuando una partícula virtual aparece, cogiendo la energía al vacío, siempre se acompaña de una antipartícula virtual, ya que la carga eléctrica del conjunto debe seguir siendo nula. Se habría podido esperar la creación de cantidades idénticas de partículas y antipartículas durante esta fase del Big bang. La materia y la antimateria se habrían entonces destruido, y el Universo sólo contendría fotones, pero ni estrellas ni planetas ni vida.

El Universo contiene obviamente más materia que antimateria. Debe, así pues, existir a un determinado nivel una asimetría entre materia y antimateria. El origen de esta asimetría (se habla de bariogénesis) es aún un tema de investigación, y no hay ninguna certeza sobre este tema.

Los bosones X como origen posible

Citemos, a manera de ilustración, una explicación posible en las teorías de gran unificación que recurren al concepto de bosones X. Según estas teorías, el período de gran unificación que precede la inflación está caracterizado por la presencia de los bosones X, que son capaces de transformar los quarks en leptones, y viceversa. Cuando la fuerza nuclear fuerte y la interacción electrodébil se disocian, estos bosones se desintegran poco a poco.

La particularidad de este fenómeno es que no respeta la simetría entre materia y antimateria. Así pues, para un modo determinado de desintegración, la probabilidad de que un bosón X dé origen a un quark no es exactamente igual a la probabilidad de que un antibosón X dé origen a un antiquark. Así, el equilibrio inicial entre bosones X y antibosones X se rompe y reemplaza por un ligero desequilibrio entre quarks y antiquarks. Después de la desaparición de los bosones X, se cuentan solamente mil millones de antiquarks para mil millones y un quarks.

Más tarde, después del aniquilamiento mutuo de la materia y antimateria, esta diferencia ínfima permitirá finalmente a la materia estar por encima, y al Universo desarrollarse tal como lo conocemos.

Una expansión más tranquila

Después del período de inflación, el Universo se instala en un ritmo de expansión mucho más lento, similar a al que observamos hoy día. No se produce nada especial hasta 10-12 segundos. En esta época, la temperatura es del orden de mil billones (1015) de grados, el umbral debajo del cual las interacciones electromagnética y débil ya no se unifican.

Las dos fuerzas se disocian, y el Universo conoce una última transición de fase que, contrariamente a la anterior, pasa con suavidad sin efecto mayor. A partir de este momento, el Universo es regulado por las cuatro fuerzas distintas que observamos aún hoy día.

 

 

 

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

 

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