Javier Rasero. 1º de física. Grupo 01

Javier Rasero 1º de física Grupo 01 1

Índice Contenido Pagina Introducción...0 La base de la cosmología...1 La radiación de fondo...2 Condiciones iniciales...4 Los primeros minutos...8 Modelo estándar de partículas...14 Desarrollo del modelo estándar...18 Mas allá del Modelo estándar...30 Mas cerca aún...33 Bibliografía...37 Contraportada...38 2

Introducción Esta claro el afán del ser humano por conocer todo lo que le rodea y más aun cuando se trata de hablar del Universo. Han sido muchos los científicos que han ayudado a conocer un poco mas si cabe el funcionamiento del Universo. Por eso yo me quiero unir a estos científicos, aportando mi granito de arena recopilando los trabajos de infinitos investigadores que han hecho que comprenda mejor que ocurrió en el momento de la creación del Universo y a posteriori. Así con este objetivo, he divido el trabajo en varias partes, siempre tomando digo, como punto de partida la teoría del Big Bang, ya que es la teoría mas aceptada en la actualidad y la que mejor explica sin duda, como empezó la evolución del Universo. Sabiendo esto, he intentado ir describiendo como ha ido evolucionando el universo, desde un instante inmediatamente superior al Big Bang, 10-43 segundos después de esta, ya que la física actual no es capaz de explicar lo que ocurrió antes( y por tanto yo tampoco), todo esto explicado mediante bases cosmológicas y de física de partículas. Por ello, en una primera parte he descrito todo lo que hasta hoy en día se sabe con seguridad de lo que ocurrió el Universo, después de nacer este, basándome sobre todo, en el libro de, para mí, uno de los mejores físicos de mitad del siglo XX, Steven Weinberg, con su libro Los tres primeros minutos del Universo. Sin embargo, lo que hoy conocemos con seguridad sobre la evolución del Universo se queda un poco lejos del momento del génesis del mismo, por lo que, en una segunda parte he intentado, con mayor o menor éxito, adentrarme en el limite inicial que puede dar hoy la física, eligiendo para ello, la teoría del Modelo estándar de partículas, que, aunque no es la única y este incompleta, también es la mas se ciñe a lo que los científicos contemporáneos creen que sucedió después del Big Bang. Para esta parte del trabajo me he basado, sobre todo en los trabajos de 2 científicos, Jhon Gribbin y M.Iú.Jlópov. 3

LA BASE DE LA COSMOLOGÍA El Nacimiento del Universo ha supuesto una gran base de trabajos para los físicos del siglo XX. Fueron muchos los primeros que le empezaron a dar vueltas a la forma en la que universo nació. Para mediados de siglo, ya se sabia gracias a los trabajos de Hubble y de Eddington que el Universo se expandía, mediante la conocida ley de Hubble. V = H r (distancia) Por otra parte, también se conocía casi con seguridad los posibles finales del Universo. Aunque ya se conozcan con suficiencia no esta de mas volver a recordar como se llego a postular sobre el final del mismo. Como de sobra esta sabido, Einstein formulo en los años 20 (del siglo XX) su famosísima teoría de la Relatividad General, que se trataba de la explicación del espacio-tiempo y la gravedad mediante la geometría del espaciotiempo. Pues bien, al aplicar las ecuaciones de Einstein al final del universo, nos dan dos posibles finales según de la densidad de materia existente en el universo: para una densidad critica de materia, por un lado podríamos encontrarnos con un universo cerrado, esto es, un universo en el cual debido a que existe una densidad de materia por encima de la critica hace que la gravedad frene la expansión y acabe derrumbándose sobre si mismo; y por otro lado también podría caber esperar un universo abierto, donde la gravedad no pueda frenar la expansión cósmica debido a que la densidad de materia es menor a la densidad critica. A partir de ahora me detendré para la realización de este trabajo sólo en el segundo modelo. Estos dos modelos, y en especial el de un universo abierto, fue fuertemente desarrollado y defendido por primero el astrofísico ruso Friedmann y después por el también astrofísico Lemaitre. Este ultimo a su vez, fue el primero en preguntarse como nació el universo y desarrollar las primeras teorías sobre el nacimiento del mismo. El modelo desarrollado por éste, fue el de La Gran Explosión o Big Bang. Esta teoría fue respaldada por muchos cosmólogos, como George Gamow, y hoy en día es el modelo que se acepta sobre el nacimiento del Universo. Este ultimo además también trabajó en el origen de los elementos químicos y la nucleosíntesis y como tendría que ser el universo actual para que hubiese nacido de una gran explosión. A nivel microscópico, se habían hecho grandes avances en la comprensión de la física cuantica, gracias a Luis de Broglie y a su teoría de la dualidad onda-crepúsculo de la materia, el principio de Incertidumbre de Heisenberg, el cual mide la imprecisión de saber la posición de una partícula a partir de su momento, las bases cuanticas de Planck y la radiación de Cuerpo negro, el efecto fotoeléctrico por parte de Einstein... A nivel nuclear, se empezaba a conocer el funcionamiento y estructuración del núcleo, así como la forma de reaccionar del mismo, gracias a Bohr, Shrödinger, Millikan... Como hemos podido ver para mediados del siglo XX, ya se había desarrollado enormemente la física moderna, pero sin embargo aún quedaba algo por descubrir actualmente para poder aplicar todo esto en el principio del Universo. Ya en los años 40, Gamow predijo para que el Universo naciera de una gran masa caliente de materia y radiación, hoy en día deberían quedar redictos de esta temperatura y seria la mayor prueba de que el Universo nació a partir de una gran bola de fuego, es la llamada radiación de fondo microondas. 4

FONDO DE RADIACIÓN DE MICROONDAS El descubrimiento de la radiación de fondo del Universo, de la prueba más clara que demuestra que el Universo nació de una gran explosión se llevo a cabo por los radioastrónomos Arno A. Penzias y Robert W. Wilson. Sin embargo, aunque se predecía su existencia gracias a los trabajos de Gamow, Lemaitre..., este hecho fue descubierto por pura casualidad. Era el año 1964 y mientras estos dos radioastrónomos estudiaban señales procedentes del Universo en el laboratorio Bell Telephone en Crawford Hill, New Yersey con una antena de radio, se dieron cuenta de que se producía un ruido en todas las observaciones. Este ruido destacaba por que, fuera la que fuera la dirección con la que se apuntara la antena, era siempre de la misma intensidad, lo cual hicieron pensar que se trataba de un fallo de la antena. Para comprobar esto, aislaron la antena mediante un recurso llamado carga en frío, en la cual se trataba de comparar la energía proveniente de la antena con la producida por una fuente artificial a unos 4 º C por encima del cero absoluto del helio liquido. Con esto se conseguía que la energía proveniente de la antena solo dependiese de la estructura de la antena, de la atmósfera y de la fuente astronómica de donde se estudian las ondas de radio. Después de eliminar todos estos escollos, pensaron que el ruido debería ser casi mínimo, posiblemente producido como ya he dicho por las condiciones atmosféricas. Empezaron con una longitud de onda corta, de 7,35 cm, y para su sorpresa vieron que el ruido era más intenso de lo esperado y además, independiente de la dirección del cielo a la que se apuntase el cielo. En una primera hipótesis, eliminaron que pudiera provenir de nuestra Galaxia, ya que al ser esta tan parecida a la galaxia M31, Andrómeda, se hubiese producido el mismo ruido cuando se estudio la M31 y eso no era así. Por tanto, no sabían de donde procedían. Lo único que conocían era la intensidad de este ruido. Entonces mediante un fenómeno radioeléctrico, la temperatura equivalente, ya que cualquier cuerpo con una temperatura por encima del cero absoluto emite un ruido radioeléctrico debido a los movimientos térmicos de los electrones internos de la fuente, asociaron este ruido a una fuente de ondas de radio con una temperatura entre 2,5 y 4,5 K. Esta temperatura coincidía con la anunciada por un joven físico teórico P.J. Peebles, basándose en los estudios de Gamow, el ruso Zeldovich y Fred Hoyle y teniendo en cuenta la edad que se predecía que tendría el Universo en eso años, predijo que si el Universo hubiese nacido de una Gran Explosión, el Big Bang, tendría actualmente una temperatura de alrededor 5 K, que se acerca a los resultados obtenidos por Wilson y Penzias. Pero, quedaba la respuesta de si el ruido encontrado por los dos radioastrónomos seria verdaderamente lo predicho por Peebles. Para ver esto, se basaron en un termino estadístico aplicado a la temperatura de una gran masa, el llamado equilibrio térmico. 5

Este principio se basaba en que si el universo nació efectivamente de una gran bola de fuego, durante ese periodo de tiempo a cierta temperatura todas las partículas deberían de estar en equilibrio estadístico, esto es, que tan fácil como se crea una partícula nueva se ha destruido otra, lo que hace que el sistema quede en equilibrio estadístico. Ya se sabia que esta temperatura, presumible de una radiación de fondo de microondas, provenía de un estado en equilibrio térmico y además se sabia gracias a Planck que esta radiación se trataba de una radiación de cuerpo negro, que satisface el equilibrio térmico. Este principio de radiación de cuerpo negro * se basa en que la densidad de energía asociada a una longitud de onda solo depende de la temperatura del cuerpo y se llego a la conclusión de la longitud de onda era inversamente proporcional a la temperatura de radiación de la materia. Esto tendría especial importancia para explicar las condiciones iniciales del Universo primigenio. Al principio el Universo nació de una gran masa en la cual la radiación y la materia no se diferenciaban a gran temperatura. Esto implicaba que la longitud de onda de la radiación fuera muy pequeña y por tanto la separación entre las partículas a su vez también lo fueran. A partir de esto se sabe que hubo un momento en la historia del Universo en la cual la materia, caracterizada por esta separación mínima entre partículas y la radiación de cuerpo negro se encontraban en equilibrio térmico a una cierta temperatura, a unos 3.000 º K, que es la temperatura del ruido de fondo de microondas si se hubiese expandido el Universo en una factor 1000, ya que como se sabe, al expandirse el Universo la temperatura va disminuyendo. Pero la radiación de fondo de microondas fue solo medido para una cierta longitud de onda, para 7,35 cm. Si el principio de radiación de cuerpo negro fuera cierto, si se midiese con otra longitud de onda más pequeña intensidad del ruido cósmico tendría que ser en proporción mayor que para 7,35 cm. Para sucesivas mediciones con longitudes de onda menores, dieron unos resultados que hacia que el ruido en proporción diera una temperatura constante en unos márgenes de 2,5 y 3,5 K. Esto hacia que ya se pudiera asegurar que la radiación encontrada por Wilson y Penzias, fuera el claro ejemplo del nacimiento del Universo a partir de una singularidad. Por ultimo cabe destacar también que cuando midieron el ruido con diferentes longitudes de onda, se percataron que este era independiente de la dirección a la que se puntase, lo que no hizo mas que afirmar un hecho muy importante en la cosmología, el principio cosmológico en el cual la materia del Universo, dentro de su heterogeneidad, guarda una homogeneidad y una isotropía. Este hecho no hace mas que confirmar el principio más importante de la cosmología, el principio cosmológico, por el cual todo el Universo es homogéneo en todo momento, es decir presenta el mismo aspecto en un tiempo dado para cualquier observador. * Radiación de cuerpo negro: E = c T 5 µ λ µ e b ( λ υ T ) 6

CONDICIONES INICIALES DEL UNIVERSO PRIMITIVO Como ya hemos dicho en el apartado anterior, sabemos que el universo nació de una gran explosión a partir de una gran masa caliente, en el cual el fondo de radiación de microondas es la prueba de ello. Para saber como transcurrió el nacimiento del Universo hace falta comprender primeros las condiciones iniciales que tuvo que tener dicho Universo para que haya evolucionado de tal manera hasta nuestros días. Sabemos que la radiación de fondo es del tipo de radiación de cuerpo negro, y la temperatura que actualmente nos lo encontramos es de 3 K, si el Universo hubiera evolucionado en un factor de 1000 a partir de 3000 K. Extrapolando este factor, como sabemos que la temperatura es inversamente proporcional al tamaño de Universo, podemos decir que cuando el Universo tenia una temperatura de 3000 K, el tamaño del mismo era 1000 veces menor al actual. Este momento, en el cual la temperatura del Universo primigeneo se encuentra a 3000 K es de vital importancia ya que supone el punto en el cual el Universo dejo de ser opaco y la radiación pudo empezar a llenar todo el Universo. Según la teoría de la relatividad y la famosa formula E =m c 2, decir masa es equivalente a decir energía, radiación. Pues bien, antes de que el Universo llegara a enfriarse a 3000 K, éste consistía en una mezcla de radiación y materia, en cual se destruían y se creaban continuamente pares de partículas-antipartículas a partir de la radiación. Toda partícula puede ser creada a partir de la radiación si esta tiene la suficiente energía para convertirse en partícula según la formula E =m c 2. esta energía mínima se denomina energía en reposo. Para temperaturas superiores a 3000 K, como la energía de la radiación es directamente proporcional a la temperatura, hacia que los fotones, que son los portadores de energía radiación, pudiesen por ejemplo, chocar dos ellos, para producir un par electrón-positrón, si estos fotones tenían ambos la energía en reposo del electrón-positrón. Si se tuviese un excedente de energía, esto es, que la energía de los fotones que interaccionan es muchísimo mayor a esta energía mínima para crear la partícula correspondiente, lo único que haría seria dotar de mayor velocidad a los procesos creación de partículas a través de radiación y viceversa( ya que dos partículas también pueden producir fotones). Como sabemos gracias a la física Cuantica, la luz se propaga en cuantos de energía llamados fotones. Durante la época en la que la temperatura era mayor a 3000 K, la energía de estos fotones era tan grande que se creaban partículas-antipartículas a través de estos continuamente, lo que hacia que estos fotones no pudiesen expandirse ni irradiar el Universo debido a que se creaban y se destruían continuamente. Esta era, desde que nació hasta que llego a enfriarse a 3000 K se la conoce como la era dominada por la radiación, ya que como hemos visto es la principal motora de todas las reacciones nucleares. Para temperaturas inferiores a 3000 K, la temperatura es tan baja que hace que la energía de los fotones sea tan baja que no puedan interaccionar para dar partículas de materia, y esto hizo posible que se expandieran por todo el Universo, y se empezara a dar la llamada recombinación, que es el proceso en el cual pasamos de un Universo dominado por la radiación a un Universo en el que empieza a dominar la materia. Actualmente tenemos conocimiento de este momento, como ya sabíamos en forma de 7

radiación de fondo microondas, que es lo máximo que se puede observar actualmente del Universo en su nacimiento. Como las temperaturas empezaron a bajar, y los fotones ya no producían materia y antimateria, ésta pudo empezar a combinarse y empezar a dar los núcleos atómicos, elementos que hoy conocemos, pero esto ya lo veremos mas adelante. Existe también otro hecho significativo a la hora de la evolución del Universo, y es que aunque se creaban y se destruían fotones en materia y viceversa, el numero de fotones por partícula, que tenia que ser mayor ya que la radiación era la dominante, es el mismo que nos encontramos actualmente. Esto es aproximadamente de 1000 millones de fotones por partícula. Esto no hacia mas que confirmar por ejemplo, el principio cosmológico descrito anteriormente. Por otra parte, toda partícula-antipartícula tiene asociado a ella una temperatura umbral, que mediante la ley de Boltzman *, (la energía es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura), que hace que para temperaturas superiores a esta toda partícula tenga tanta energía que se desprecie su masa y se considerada como radiación. Esto es de vital importancia ya que nos da una idea del tipo de partículas o radiación asociada a una determinada partícula que existió en los momentos iniciales del Universo. De aquí surge el llamado numero efectivo, que es el numero de partículas cuya temperatura umbral es menor a la temperatura del Universo en esos momentos. Gracias a este numero, que se conserva mediante le principio de equilibrio térmico. Pudiera parecer que el numero efectivo en épocas de alta temperaturas haría que hubiera infinidad de partículas en forma de radiación, pero sin embargo, este numero se acorta gracias a dos cosas: la primera, gracias al principio de exclusión de Pauli, en el cual una partícula, por ejemplo el electrón, no puede dos de estos ocupar el mismo estado de energía, y por otra parte, es que para darse estas condiciones el Universo tuvo que estar a una temperatura de miles de millones, e incluso billones de grados centígrados, que se dio solo al principio del Universo cuando este constituía una gran masa caliente donde la densidad de energía, al ser proporcional a la temperatura era casi infinita. Por otra parte según un principio de simetría de partículas, en cual toda partícula tiene asociada su respectiva anti-partícula, y en esos momentos del Universo en el cual la densidad era tan alta que las partículas chocaban con sus respectivas partículas para dar radiación, cómo cabria esperar que actualmente pueda estar aquí escribiendo este trabajo, si la materia se destruía con su respectiva antimateria? (toda partícula cuando choca con su antipartícula, ambas se aniquilan de forma violenta produciendo una enorme cantidad de energía en forma de radiación). Esto hace pensar que durante esos momentos en el cual la densidad era tan alta, la era de la radiación, tuvo que producirse un exceso de materia sobre la antimateria, para que literalmente existamos hoy en día, y el universo no esta solamente constituido por radiación. Para conocer este exceso de materia hace falta saber que magnitudes se conservan cuando la materia y la radiación interaccionaban continuamente produciendo nueva materia y antimateria. Toda reacción que implicaba partículas y radiación estaba regido mediante el principio termodinámico de equilibrio térmico, en el cual todas las 5 * 8π ( KT ) Ley de Stefan-Boltzmann = E = 4 15( hc) 3 8

magnitudes en un determinado estado a las cuales una partícula entra se compensa con las mismas magnitudes al abandonar ese estado. Más concretamente podemos decir actualmente, que las tres magnitudes que se conservaban durante la era de la radiación, regida por el equilibrio térmico son las siguientes: La carga eléctrica: aunque se destruyan o se creen nuevas partículas a partir de otras en diferentes reacciones nucleares, la carga eléctrica del sistema es siempre la misma, es decir la carga eléctrica de los reactivos es la misma que la de los productos. El numero bariónico: las partículas llamada bariónicas, la forman partículas como los protones y los neutrones, además de otras partículas más inestables, junto con sus respectivas antipartículas. El numero barionico es la diferencia entre el numero de bariones y el numero de antibariones, y dicho numero permanece constante El numero leptónico: al igual que los bariones, lo leptones abarcan cantidad de partículas, que son las partículas ligeras de carga negativa como son el electrón, el muon y el neutrino, junto con sus respectivas antipartículas. Al igual que en el numero bariónico, el numero leptónico, esto es, la diferencia entre numero de leptones y el numero de antileptones permanece constante en todo momento. Como ejemplo particular de que esto se cumple, nos encontramos la desintegración beta en el cual un neutron se convierte en un electrón, un protón y un antineutrino: n 0 p 1 + e - + υ e Carga 0 +1-1 0 Nº Bariónico +1 +1 0 0 Nº Leptónico 0 0 +1-1 Para que esto pueda darse en cualquier momento del Universo hace falta saber cual es la relación de estas tres magnitudes con el nº de fotones por unidad de volumen (densidad fotónica), esto es lo mismo que decir la relación de la carga, el numero bariónico y el numero leptónico con la entropía. Por parte de la carga eléctrica por foton no hay problema pues suponemos que el universo no esta eléctricamente cargada, ya que de estarlo lo tendríamos que notar ya que se producirían fuerzas electromagnéticas muy superiores a las fuerzas gravitatorias y extrapolando podemos decir que esto también ocurrió cuando el Universo empezó a expandirse. En cuanto al numero barionico, como los únicos bariones estables son el protón y el neutron (éste aunque solo tenga una vida media de 15,3 minutos de vida, el nacimiento y evolución del Universo primitivo se produjo en menos tiempo por lo que no tiene sentido decir que sea inestable), hace que se pueda decir que el numero de fotones por partículas es lo mismo que hablar de 1000 millones de fotones por partícula nuclear, y esto significa que en un momento del Universo primigenio, la diferencia entre partículas 9

nucleares y sus antipartículas, rondaron una parte un exceso de 1000 millones de partículas mas que de antipartículas, lo que hace que el numero barionico por foton sea de 10-9, que ocurrió cuando la temperatura del Universo descendió a temperaturas inferiores a las cuales la materia equivale a radiación, la materia empezara a aniquilarse con su respectiva contraria, dejando al final solo un excedente de materia barionica de cómo hemos dicho, una proporción de 1000 millones mas que antipartículas, que hace que hoy en día aparezcan los núcleos atómicos. Esto no quiere decir que no existan en el Universo actualmente antipartículas, puesto que hemos dicho que se aniquilaron, basta con saber que en el Universo hay una gran cantidad de materia y que en una proporción de 1000 millones menos deben de existir antipartículas nucleares en el Universo aunque todavía no hayan sido observadas. Por otra parte, por la misma regla de tres, ocurrió lo mismo con el numero leptónico, ya que como sabemos, el numero de electrones tiene que ser el mismo que de protones para que las cargas eléctricas se anulen, pero esto no quiere decir que por tanto el numero leptónico sea igual al numero bariónico, en el nº leptónico, a parte de electrones, también se encuentra principalmente el neutrino (y su respectivo antineutrino), un leptón sin carga pero con masa, cuya interacción con su antipartícula es tan débil que se cree que se han podido escapar del aniquilamiento y actualmente se encuentran en gran densidad en el universo, casi tanto como los fotones, que pueden ser uno de los motores fundamentales en el destino del Universo. Al igual que con el nº bariónico, después de producirse la recombinación, en el cual se pasaba de una era dominada por la radiación a otra dominada por la materia mediante el aniquilamiento de la misma, se produjo un excedente de materia y antimateria leptónica. Gracias a estos excedentes de materia sabemos de donde comenzó a formarse el Universo tal y como hoy lo conocemos (galaxias, sistemas planetarios, estrellas...), por lo tanto sabemos que la temperatura de 3000 K marca un importante hecho en el devenir de Universo, una etapa donde la radiación es el principal valuarte a otra donde la materia es capaz de juntarse mediante la acción gravitatoria para formar infinitas formas de materia. 10

LOS PRIMEROS MINUTOS DEL UNIVERSO Gracias a la parte anterior ya se sabe, o por lo menos se intuye como tuvo que ser el Universo para que lo conozcamos tal y como hoy nos lo encontramos. Sin embargo lo haré no a partir del instante inicial seguridad, esto es, cuando T= 0 y la densidad, y por tanto la temperatura era infinita. Esto se debe a que a temperatura mayores que 1,5 10 12 K, donde la energía es enorme, a aparte de las partículas anteriormente nombradas, existían también partículas muy pesadas cuyas distancias entre si eran tan pequeñas que el Universo estaba tan fuertemente influenciado por la fuerza fuerte hace que el Universo sea tan complejo que incluso actualmente no se puede explicar hoy con total seguridad lo que ocurrió inicialmente. 1º Etapa: / T 0 =0,02 segundos después de T = 0 Este es el momento donde el Universo se encuentra en su estado más simple de describir físicamente. Estamos hablando de una etapa en la cual el Universo se encuentra a 10 11 K. La temperatura es pues, tan alta que el Universo este compuesto de una mezcla sin diferencias de materia y radiación, debido a que toda partícula esta continuamente chocando con otras partículas y fotones ( radiación) produciendo continuamente nuevos fotones y partículas. En este caso el funcionamiento del Universo se basa en las leyes de la mecánica estadística y en el equilibrio térmico y que como vimos anteriormente las magnitudes que se conservan, tales como la carga, el numero bariónico y el numero leptónico son de muy pequeña magnitud o cero, en el caso de la carga. Nos encontramos en un estado con una gran densidad de energía (recíprocamente por E=m c 2, de materia) en el cual la temperatura del Universo en ese momento, 10 11 K, donde toda la materia, puesto que la temperatura umbral de estas (la temperatura mínima para producir determinadas partículas a partir de radiación, energía), este compuesta principalmente por electrones, protones, neutrinos, las partículas portadoras de radiación, los fotones, y todas las respectivas antipartículas. Por otra parte, como la temperatura es muchísima más alta que el umbral de los electrones y por tanto la energía en reposo es escasa comparable con la energía cósmica de ese momento, podemos decir que los electrones y positrones, actúan como si de otra especie de radiación se tratase. Por tanto podemos conocer la densidad de energía en ese momento que será de un factor 9/2 de energía formada por las partículas materiales mayor que la energía electromagnética pura, la de los fotones. Esto surge de que los electrones y los positrones ambos contribuyen a un factor de 7/4, los neutrinos y antineutrinos otros 7/4 y esto mas 1, por tanto, 7/2 2+7/2 2+ 1= 9/2. Esto hace, según la ley de Stefan-Boltzmann (la densidad de energía es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura), que para la temperatura de 10 11 K, la densidad de energía pura mediante esta ley sea de 4,72 1044 ev, por lo tanto la densidad total de energía de Universo, al ser 9/2 mayor que la energía pura, será de 21 10 44 ev por litro. Esto, en términos de densidad de masa son 3,8 mil millones de Kg por litro. 11

En esta etapa, el Universo se encontraba en un momento de expansión y por tanto cada vez se estaba haciendo también más frío. Debido a esta elevada densidad de energía cósmica el tiempo de expansión durante esta etapa es de 0,02segundos. A este tiempo se le llama tiempo de expansión característico y que es 100 veces el tiempo en el cual el tamaño del Universo aumenta un 1% y como al aumentar el tamaño disminuye la temperatura, se puede decir que el tiempo de expansión es inversamente proporcional a la temperatura. Por otra parte, el numero de partículas por radiación es de 1 protón o un neutron por cada 1000 millones de fotones, electrones o neutrinos, que como ya sabemos esta proporción de materia-radiación se mantendrá constante. Como la temperatura es tan elevada, los protones y neutrones se encuentra disociados unos de otros y las reacciones nucleares más importantes que se dan durante esta etapa son: Obtención de un positrón y un neutron mediante la reacción de un antineutrino y varios protones y viceversa. La reacción de un neutron con un neutrino para dar un e - y un protón y a la inversa. Y como en este caso el numero leptónico y la carga por fotón es tan pequeño, que hace que haya casi el mismo numero de electrones y neutrinos como de sus antipartículas, lo que hace que mediante estas reacciones la obtención de protones a través de neutrones sea tan rápida como la de los protones en neutrones, y por tanto, hacen que se encuentren en equilibrio durante esta etapa, con el mismo numero de neutrones y protones. Durante esta etapa se cree, puesto que no es seguro y tampoco es muy relevante, que el Universo tenga un tamaño de unos 4 años luz aproximadamente. / 2ªEtapa: 0,11 segundos después de T 0, Este momento del Universo concuerda con una temperatura de unos 3 10 10 K. El universo en sus condiciones, prácticamente no ha cambiado desde la primera etapa. Es decir, el Universo todavía sigue gobernado por una radiación compuesto por electrones neutrinos, fotones y sus respectivos contrarios, puesto que la temperatura de esta segunda etapa sigue siendo muchísimo mas grande que la umbral de las partículas y todo esto gobernado mediante el principio de la mecánica estadística, esto es, el equilibrio térmico. Como la temperatura ha descendido, mediante la ley de Stefan-Boltzman, la densidad de energía pura también habrá descendido y por consiguiente también la densidad de energía total del Universo, que será de unas 30 millones de veces mayor que la del agua. Además el hecho de que la temperatura descienda, hará que el tiempo de expansión sea mayor, de unos 0,2 segundos. Por otra parte, como la temperatura es tan elevada, los neutrones y protones seguirán una independiente de la otra; pero con el descenso de la temperatura, las reacciones nucleares que dependen de la temperatura *, su velocidad será menor y las reacciones de x * La velocidad de la reacción de lo reactivos viene dada por la ecuación v = K [ A] [ B] y, La temperatura influye en la velocidad de la reacción mediante la ecuación de Arrhenius donde la constante E a RT K = Ae. 12

de obtención de protones a partir de neutrones, se darán más fácil que al revés puesto que el neutrón es mas pesado que el protón. Todo esto hará que, en esta etapa la concentración de neutrones no sea la misma que la de protones, sino que se dará un balance de partículas nucleares de 62 % de protones y un 38% de neutrones. 3ª Etapa: 1,10 segundo después de En este momento el Universo primigenio se encuentra a unos 10 10 K. La temperatura y por tanto la densidad de energía a descendido tanto que hace que los neutrinos dejen de comportarse como radiación en equilibrio térmico para empezar a jugar el papel de partículas libres. Desde este momento el papel de los neutrinos deja de ser relevante en el funcionamiento y formación del Universo, sin obviar claro está su papel como parte de la fuente de la gravedad, que esto si puede ser relevante en cuando al destino del Universo. Por otra parte, debido al enfriamiento del universo, la densidad de energía habrá decaído más aún, a una magnitud de una 380.000 veces mayor que la densidad del agua. Por su parte el tiempo característico de expansión habrá aumento inversamente proporcional con la temperatura, lo que nos da tiempo de unos de 2 segundos de expansión característica. Es tanto el descenso de la temperatura durante esta etapa, que la temperatura umbral de los electrones y positrones, solo será de la mitad de la temperatura en este momento por lo que cada vez es más difícil crear estas partículas a través de la energía de la radiación y por tanto se aniquilaran mas de estos pares electrón-positrón que de los que se crean. El universo, aun con este descenso de la temperatura, sigue siendo todavía muy caliente para que la fuerza de interacción fuerte pueda unir los protones y los neutrones para formar núcleos atómicos estables. El balance protón-neutrón se ha hecho más dispar, con 76 por ciento de protones y un 24 por ciento de neutrones. / T 0. 4ª Etapa: 13,82 segundos después de Esta etapa del Universo marca el momento en el cual la temperatura del Universo se hace menor que la umbral de los electrones-positrones, por lo que empiezan a perder protagonismo progresivamente en el Universo. Estamos hablando de una temperatura de sólo unos 3000 millones de Kelvins, 3 10 9 K. Como se han separado de la radiación y ya no pueden ser creados a partir de esta, a partir de ahora la temperatura del Universo es la temperatura solamente de los fotones. Empezaran por tanto a aniquilarse los electrones al chocar con los positrones, liberando una energía que ira retardando la velocidad a la que se enfría el Universo. Como consecuencia última de esta separación de los electrones-positrones de la radiación, la densidad de energía en este momento del Universo será algo menor que la teórica mediante la ley de Stefan-Boltzmann. Por primera vez, la temperatura ha descendido tanto que ahora es posible formar algunos núcleos estables y muy ligeros. La formación se da en una serie de rápidas reacciones, acotado exclusivamente a dos partículas como reactivos dado que aunque el / T 0 13

la temperatura haya descendido, el Universo sigue expandiéndose tan rápido que es casi imposible las reacciones de mas de 2 partículas. Las reacciones más sencillas son las del neutrón con el protón para dar un núcleo de hidrógeno pesado o deuterio, con un defecto de masa de la reacción con se convertirá en radiación, en un fotón. Después a partir de este núcleo de 3 deuterio, se obtiene el 2 He si reacciona con un protón, o bien tritio 3 1 H si reaccionase con un neutrón. Después, el tritio puede reaccionar con un protón y el Helio-3 con un neutrón y 4 así obtener un núcleo de helio-4, 2 He, que es un elemento muy estable. Sin embargo, el deuterio es un elemento como ya hemos dicho pesado y por lo tanto inestable, y como la temperatura en esta etapa sigue siendo suficientemente alta para destruir los núcleos de deuterio tan pronto como se forman. Aunque en menor medida y más lentamente, los neutrones siguen convirtiéndose en protones mediante la desintegración β. Esto hace que la proporción protón-neutrón sea de 83-17%. 5ª Etapa: tres minutos después de En este momento la temperatura del Universo se sitúa en solo 10 9 K o lo que es lo mismo solamente 70 veces mas caliente que el centro de nuestra estrella. Los componentes principales son los fotones, neutrino y antineutrinos, dado que la mayor parte de los electrones y positrones han desaparecido, liberando gran cantidad de energía que elevaron la temperatura de los fotones un 35% mayor que la de los neutrinos. El problema con el deuterio sigue existiendo durante esta etapa, aunque la temperatura haya bajado considerablemente, la energía sigue siendo considerablemente alta para que el deuterio permanezca constante sin disociarse en sus componentes principales. Por otra parte, este enfriamiento del Universo si ha hecho que las reacciones de obtención de neutrones y protones a partir de reacciones con electrones, neutrinos y las respectivas antipartículas hayan disminuido y cesado de tal manera que es ahora la desintegración β *, la desintegración del neutrón en un protón un electrón y un antineutrino, la que juega un papel fundamental. En este momento el balance entre protones y neutrones se ha estabilizado desde la anterior etapa con un 14 por ciento de neutrones y un 86 de protones. / T 0 6ª Etapa: 3 minutos y 46 segundos después de Aunque pueda parecer su gran proximidad en el tiempo con la anterior etapa, esta parte de la evolución del Universo es tan importante que merece un apartado solo para ella. Es en este momento cuando se empieza a dar la nucleosintesis, puesto la temperatura ha / T 0 * 1 1 0 Desintegración β= n p+ + υ 0 1 1e 14

descendido tanto, a unos 900 millones de Kelvins (9 10 10 K), que ahora los núcleos de deuterio son estables. A partir de este deuterio se pueden formar nuevos elementos mas pesados en reacciones que conciernen a dos partículas Sin embargo, a pesar de que la temperatura ha descendido tanto para que el deuterio sea estable, no hay núcleos estables con mas de 4 partículas nucleares, por lo que tan pronto como la temperatura desciende a este grado, tan pronto como se ha formado los núcleos de deuterio, los neutrones restantes reaccionan con los mismo produciendo núcleos de Helio. Por otra parte la desintegración β sigue desintegrando al neutrón, sin apenas modificando a la relación protón-neutrón, que se encuentra en un 87 por ciento de protones y un 13 por ciento de neutrones. De este 13 % de neutrones, la mayor parte de ellos se encuentran ligado a los núcleos de helio-4, que son núcleos constituidos por dos protones y dos neutrones, y puesto que la proporción en peso de este helio es exactamente la mitad de neutrones y la mitad de protones, esto nos conduce a decir que la proporción de helio después de la nucleosíntesis era el doble de la proporción de neutrones, esto hace un resultado de 4 alrededor de 26 a 28 por ciento de He 2. 7ª Etapa: 35 minutos después de / T 0 En esta etapa, el Universo cuenta ya con solo 300 millones de Kelvin de Temperatura, unos 3 10 8 K. Todos los positrones y electrones, exceptuando el pequeño exceso de estos ( una parte de mil millones) para contrarrestar la carga positiva de los protones, se han aniquilado mutuamente liberando una gran ola emergente de energía que elevan la temperatura de los fotones una 40% mayor que la de los neutrinos. La densidad de energía ha descendido también considerablemente a una densidad de masa equivalente a un 9,9 por ciento mayor que la del agua, siendo de este 9,9 por ciento, el 31 por ciento neutrinos y el 69 de fotones. Debido a esta densidad del Universo y al descenso de temperatura, el tiempo de expansión ha descendido al grado de que ahora es de alrededor de una hora y cuarto. Por otra parte, la era de la nucleosintesis ya se ha pasado, por lo que la mayor parte de las reacciones nucleares se han detenido, estando las partículas nucleares como antes he dicho o bien formando núcleos de helio en un 22 a 28 por ciento, o sino el restante de las partículas nucleares en forma de protones sueltos o núcleos de hidrógeno Aunque todas las partículas nucleares se encuentren en forma de elementos ligeros y estables, y a pesar de que existan un electrón por cada protón (condición indispensable para que se mantenga la carga del Universo eléctricamente nula), el Universo todavía esta muy caliente para que se puedan formar los primeros átomos estables. 15

Después de esto, y durante 700.000 años más el Universo se mantendrá de esta forma, eso si expandiéndose aun más y por tanto enfriándose todavía más hasta que llegue a un punto durante este tiempo en el cual se empezaran a formar parte los primeros núcleos y átomos estables, haciendo que la mayor parte de los electrones se encuentren formando átomos, y produciendo pues una falta de electrones libres que harán que los fotones puedan expandirse sin interaccionar con electrones libres, haciendo el Universo transparente a la radiación. Debido a esto, como ya he dicho, la radiación empezara a llenar todo el Universo, permitiendo a la materia agruparse mediante la acción de la gravedad para formar las galaxias, estrellas... Todo esto empieza a ocurrir a una temperatura de unos 3.500-3.000 K y es este momento el que se conoce hoy en día gracias a la radiación de fondo microondas. 16

MODELO ESTÁNDAR DE LAS PARTÍCULAS Hemos descrito lo que ocurrió durante un periodo de tiempo de alrededor de 4 minutos con una gran exactitud, debido a que actualmente es lo que podemos asegurar que paso con los conocimientos físicos actuales. Para poder comprender el Universo mas cerca del instante inicial, casi en el mismísimo momento en el cual se origino el Universo, hace falta conocer algo mas el mundo de las partículas y de las interacciones físicas que actúan sobre las mismas. Para esto se ha desarrollado el modelo estándar de partículas. El modelo estándar de partículas se trata de una teoría completa que identifica las partículas básicas del Universo y sus interacciones. Según el modelo estándar, en el Universo existen cuatro fuerzas fundamentales, que entre las cuatro, en teoría son capaces de explicar físicamente todos lo sucesos que se den en el mismo. Las cuatro fuerzas fundamentales son: la gravedad, el electromagnetismo, la fuerza de interacción fuerte y la fuerza de interacción débil. Fuerza de gravedad Que decir que no se sepa ya de esta fuerza. Es siempre atractiva y es creada por la masa. Existen dos grandes leyes que explican el funcionamiento de esta fuerza. La primera es la ley de Gravitación universal expuesta por Newton en el siglo XVII y la segunda y más reciente es la teoría de la relatividad expuesta por Albert Einstein a principios del siglo XX y que se trata de una explicación de la gravedad mediante un tratamiento geométrico del espacio-tiempo. Se trata de la fuerza que más conocemos puesto que, y aunque sea la fuerza de más débil interacción, es la responsable desde que no salgamos volando cuando damos un salto en la superficie terrestre hasta el movimiento planetario, la formación de las galaxias... Fuerza electromagnética Otra fuerza de sobra conocida. El padre de esta fuerza es Maxwell que fue capaz de demostrar que la electrostática y el magnetismo pertenecían a la misma fuerza, la fuerza electromagnética. La electroestática consiste en que todas partículas con cargas eléctricas producen una perturbación en el espacio que pueden producir fueras atractivas o repulsivas sobre otra partícula eléctricamente cargada. Mientras el magnetismo trata del estudio de los efectos que producen los campos magnéticos. Al igual que la fuerza de la gravedad juega un papel fundamental en muchos procesos cotidianos. Es la responsable de las reacciones químicas, que se producen debido a cambios en la distribución de carga de átomos o moléculas, pero también de fenómenos como el rozamiento, la cohesión de un tejido, la formación de disoluciones o la electricidad. Su valor es un trillón de veces mayor que la de la fuerza gravitatoria. Fuerza fuerte Esta fuerza es poco conocida ya que se observa a escala muy reducida, ya que opera únicamente a escala de distancias atómicas, esto es en el núcleo. La fuerza de 17

interacción fuerte es la responsable de que los átomos puedan existir, puesto que es la responsable de contrarrestar las repulsiones que sufren los protones del núcleo debido a su misma carga y además mantiene unidos a los mismos. Es tan grande la magnitud de esta interacción que es 137 veces mayor que la fuerza electromagnética. Fuerza débil El cuarto y último tipo de fuerza que puede ser observada en la naturaleza es la llamada interacción nuclear débil o interacción débil. De forma similar a lo que ocurre en los núcleos atómicos y la fuerza de interacción fuerte, otras partículas como los electrones interaccionan también entre ellas, pero con una fuerza muy pequeña, mucho más pequeña que la fuerza electromagnética, de ahí su nombre de débil pero aun así, y al igual que ocurre con la gravedad, es una fuerza básica para entender conceptos como la fusión nuclear y la desintegración beta que tan importante hemos visto que es en el devenir de la evolución del Universo. El modelo estándar describe el Universo mediante partículas. Estas partículas a su vez se pueden englobar en dos grandes familias: Los Fermiones y los Bosones. Bosones Según la teoría del modelo estándar, las fuerzas actúan entre si mediante el intercambio de partículas transmisoras de las distintas fuerzas que hemos visto. Así, por ejemplo, para la fuerza electromagnética, la partícula portadora de esta fuerza es el fotón. Para la fuerza de interacción débil están los bosones W y Z y para la interacción fuerte, la que mantiene unidos a los núcleos atómicos, se encuentran los gluones. Fermiones En esta familia se encuentran aquellas partículas que conforman la materia del que está constituido el Universo. Así nos encontramos que en el universo solo existen dos partículas, que a partir de ellas se pueden explicar la constitución de las demás partículas. Estas son los quarks y los electrones. Además el modelo estándar señala que toda partícula fermiónica tiene su opuesta en forma de antimateria. A su vez, dentro de los fermiones podemos encontrarnos con dos familias, dos que se engloban en torno a las partículas elementales (quark y electrón) así tenemos: -Leptones Es la familia que se engloba en torno a los electrones. Además de esto electrones, también existen otras partículas leptónicas son el muon y la partícula tau, que se caracterizan por ser de forma similar a los electrones pero más masivos. Estas tres partículas, los electrones, los mones y los tauones destacan también por tener carga negativa. También dentro de esta familia nos encontramos con los neutrinos, que son 18

partículas con masa ínfima, casi despreciable y sin carga. Existe un tipo de neutrino asociado a cada una de las tres partículas mencionadas arriba. Por otra parte como ya he señalado antes todas estas partículas poseen a su vez sus respectivas antiimagenes, como por ejemplo el positrón, para el electrón, el antineutrino, el antimuon y el anti-tau. -Quarks Es la otra familia fundamental de partículas. Existen 6 tipos de quarks que se encuentran representado en la siguiente tabla: Gracias a estos seis quarks se pueden explicar la composición de infinidad de partículas. Destacan porque no pueden, y de hecho no sienten evidencias de ello, que puedan encontrarse en la naturaleza de forma libre, de ahí su dificultad de asegurarse su existencia. Por otra parte el hecho de que no podamos encontrarlos de forma libre da pie a formar otras partículas mediante la agrupación de quarks llamadas partículas hadronicas o hadrones. Además, los hadrones se pueden caracterizar por ser las únicas partículas a las cuales les afecta la fuerza nuclear fuerte, ya que las distancias a las que se dan las agrupaciones de quarks se dan en el grado en cual esta fuerza empieza a actuar. Dentro de estos hadrones podemos encontrarnos con otras dos familias: Bariones: Los bariones son los hadrones constituidos por tres quarks unidas mediante respectivos gluones, los portadores de la fuerza nuclear fuerte. Así, por ejemplo, el protón esta constituido de 2 quarks arriba y un quark abajo. Partícula: Símbolo: Masa: Carga: Protón. p 1.673 x 10-27 kg. 1.6 x 10-18 Coulombs. Neutrón. n 1.675 x 10-27 kg. Neutra. Hiperión Omega. Ω 3,286-1 Hiperión Xi. Ξ 2,583 0, -1 Hiperión Sigma. Σ 2,327 +1, 0, -1 Hiperión Lambda Λ 2,181 0 Mesones: Son las partículas hadrónicas formadas por la agrupación de dos quarks. 19

Existe, se cree otra partícula, un bosón concretamente, llamado bosón de Higgs, que es la partícula que interacciona con las demás y las dota de masas. Se hablará de ella mas adelante. Hemos descrito como está compuesta la materia a nivel cuántico, a la escala de las partículas elementales, lo que nos permite saber como funcionan las reacciones entre estas partículas y así saber y comprender mejor como funciono el Universo en sus primeros instantes de vida. Tomemos como ejemplo la reacción de desintegración β en la cual un neutrón se convierte en un protón, un electrón y un antineutrino. El neutrón esta formado dos quarks abajo y un quark arriba unidos mediante gluones, que transmiten la fuerza de interacción fuerte (Q = 1/3+1/3-2/3= 0). Mientras el protón esta formado por dos quarks arriba y un quark abajo (Q = 2/3+2/3-1/3= +1), de la misma forma gluonica descrita en los neutrones. El juego de las partículas en las reacciones cuanticas se entiende mirando la desintegración beta. En esta, el neutrón, y más específicamente un quark abajo de este, se convierte en un quark arriba, produciéndose así el protón y liberando una partícula W -, partícula transmisora de la interacción débil, que a su vez se convierte en un electrón más un antineutrino. 1 0 1 n p+ 1 0 1e +υ 2 Q + Q 2Q + Q + W e +υ Carga: 2 x 1/3-2/3 4/3-1/3 + (-1) + 0 =0 +1-1=0 20

DESARROLLO DEL MODELO ESTÁNDAR: HACIA LOS LIMITES DEL INSTANTE CERO El Modelo estándar que he dado arriba es la culminación de años y años de estudios dedicados a la Física de partículas y Cosmología y aun así me he quedado corto. Por eso, y por que hoy en día el modelo estándar se supone el modelo más firme sobre el cual se puede llegar casi al instante T = 0 segundos del Universo, es importante ver el desarrollo que se ha ido dando de este modelo estándar para poder acercarnos y comprender lo que ocurrió en los momentos más cercanos al instante inicial del nacimiento del Universo. El Modelo estándar empezó a tener forma a principios de los años 20 y 30 del siglo XX con el desarrollo de forma pareja de la llamada física moderna. Dentro de esta física moderna destaca el gran desarrollo de la Física Cuántica, que abrió un nuevo mundo en la concepción de lo que ocurrió a inicios del tiempo. Para inicios del siglo XX, se creía que con los conocimientos que se tenían era suficiente para explicar lo que sucedía en el Universo. Sin embargo, con la llegada de nuevas ideas de carácter cuantico, tales como la hipótesis de Broglie en el cual una partícula se puede comportar como una onda y viceversa, la teoría cuantica desarrollada por Max Planck y el principio de Incertidumbre de Heisenberg. Esto nos mostraba un Universo en cual todo era posible, hasta lo más impensable y siempre bajo principios basados en la probabilidad. -Teoría de campos Para empezar el desarrollo del modelo estándar, hay que empezar con la teoría de Campos, debido a que el Universo, como hemos visto, esta compuesto por una infinidad de partículas que interaccionan entre si a través de campo, en los cuales las partículas la forma de actúa de las partículas solo se obedece a las reglas de la dualidad ondacorpúsculo de de Broglie y el principio de incertidumbre de Heisenberg. Muchos científicos anteriores hablaron antiguamente sobre la idea de campos como aquel medio por el cual una fuerza era transmitida, pero sin duda la primera aparición de una teoría de Campos es debida a Michael Faraday a principios del siglo XIX. Faraday fue un excelente científico llegando a ser catedrático de química en la Royal Institution en 1833. Sus trabajos sobre las líneas de fuerzas del campo eléctrico le sirvió a Maxwell para llevar a cabo la primera teoría de campos. Según Faraday toda partícula cargada eléctricamente ejerce a su alrededor líneas de fuerza que comienzan en una carga y terminan en la carga eléctrica llenando todo el espacio y constituyendo así el campo eléctrico. Aunque esta primera teoría de campos era errónea, puesto que tanto Maxwell y Faraday, consideraban a las líneas de fuerza como continuas, sin intervalos, y que necesitaban un medio para propagarse al que llamaron eter. Aunque esto fuera Principio de incertidumbre: x p = h / 2π E t = h / 2π * Teoría onda-particula= λ = h m v 21