Cultura Científica 1º Bachillerato/ Instituto Bidebieta, San Sebastián.
Dr. Miguel Ibáñez Artica.
CULTURA CIENTÍFICA.
02.- ORIGEN DEL UNIVERSO Y TEORÍA DEL BIG BANG.
MATERIA Y ENERGÍA.
02.1.- Átomos y partículas
subatómicas. Materia y Energía. ¿Qué es la materia?.
Cuando John Dalton postuló su teoría
atómica consideró que los átomos eran indivisibles y por tanto en cierto
modo partículas elementales. Los avances en el conocimiento de la estructura
atómica revelaron que los átomos no eran ni mucho menos indivisibles y estaban
formados por partículas más elementales: protones,
neutrones y electrones. El estudio de las partículas que forman el núcleo
atómico, reveló que estas no eran elementales, sino que a su vez estaban formadas
por partículas más simples. Tanto los hadrones como los mesones están
constituidos por partículas más pequeñas, llamadas quarks y antiquarks y "nubes" de gluones que los mantienen unidos.
La lista de partículas subatómicas conocidas es muy
grande, lo cual sorprendió a los físicos, hasta que fueron capaces de
comprender que muchas de esas partículas realmente no eran elementales sino
compuestas de elementos más simples
llamados quarks y leptones que interaccionan entre ellos
mediante el intercambio de bosones. En el modelo estándar, que
refleja nuestro estado de conocimiento sobre los constituyentes últimos de la
materia, los quarks, los leptones y los bosones de intercambio se consideran
partículas elementales, ya que no existe evidencia de que a su vez estuvieran
formados por otras partículas más "pequeñas".
Si bien las partículas más pesadas (hadrones) y las de masa
intermedia (mesones) que respondían a la interacción fuerte fueron consideradas
elementales, actualmente se sabe que son partículas compuestas. Sólo las
partículas más ligeras (leptones) que no resultaban afectadas por la
interacción fuerte, resultaron ser elementales. Los dos tipos de leptones más
comunes son los electrones y los neutrinos, que se cree son
realmente elementales. Los neutrinos, entidades que comenzaron su existencia
como artificios matemáticos, ya han sido detectados y forman parte de todas las
teorías físicas de la composición de la materia, de la cosmología, astrofísica
y otras disciplinas.
Todo
lo que existe en el universo, desde un palillo hasta una galaxia, está
hecho de materia que se puede descomponer en una docena de partículas
elementales y que interactúan por medio de 4
fuerzas:
Fuerza Nuclear Fuerte: permite unirse a los quarks para formar hadrones.
Fuerza Nuclear débil:
es la responsable de que los quarks y
leptones decaigan en partículas más livianas, además es la
que produce desintegraciones
beta.
Fuerzas Electromagnéticas:
es la interacción que actúa entre
partículas con carga
eléctrica. El electromagnetismo
también tiene un alcance infinito y como es mucho más fuerte que la gravedad
describe casi todos los fenómenos de nuestra experiencia cotidiana. Estos van
desde el rayo
láser y la radio, a la estructura atómica y a fenómenos
tales como el rozamiento y el arco
iris.
Fuerza
Gravitatoria: Es la
más conocida de las interacciones, (y al mismo tiempo la que plantea mayores
problemas teóricos), es muy débil y afecta a todas las partículas, e incluso a
las sin masa como el fotón debido a que a grandes distancias, por su efecto
acumulativo con la masa, tiene mayor efecto que las demás. Junto al electromagnetismo, son
las interacciones que actúan a grandes distancias y contrariamente al
electromagnetismo, sólo tiene carácter atractivo, en comparación con el resto de interacciones
es la más débil de todas.
Los
físicos han identificado 12 partículas
elementales y 4 interacciones (Fuerzas) como los elementos básicos a
partir de los cuales se puede construir todo el universo, incluyendo sistemas
tan complejos como los seres vivos.
Las
partículas elementales son los objetos más simples que se pueden concebir. En
general no tienen partes ni se pueden dividir en componentes más sencillas, sin
embargo los experimentos de colisiones de partículas a muy altas energías han
revelado que algunas partículas que se creían simples en realidad son
compuestas (por ejemplo un protón esta hecho
de quarks).
|
FUERZA
|
PARTÍCULA
MEDIADORA
|
|
Electromagnética
|
Fotón
|
|
Nuclear Fuerte
|
Gluón
|
|
Nuclear Débil
|
W, Z
|
|
Gravedad
|
(gravitón?)
|
|
|
|
QUARKS
|
LEPTONES
|
|
U
|
Electrón
|
|
D
|
Neutrino electrón
|
|
S
|
Muón
|
|
C
|
Neutrino muón
|
|
B
|
Tau
|
|
T
|
Neutrino tau
|
|
Figura 1.
Los quarks, junto con los leptones, son los constituyentes fundamentales de la materia y las
partículas más pequeñas que el hombre ha logrado identificar. Varias especies
de quarks se combinan de manera específica para formar partículas tales como protones
y neutrones.
Hay
seis tipos distintos de quarks que
los físicos de partículas han denominado de la siguiente manera:
- up
(arriba)
- down
(abajo)
- charm
(encantado)
- strange
(extraño)
- top
(cima) y
- bottom
(fondo).
Un neutrón, compuesto por dos quark abajo (d) y un quark arriba (u).
Un protón, compuesto por un quark abajo (d) y dos quark arriba (u).
Un leptón es una partícula que no experimenta la
fuerza nuclear fuerte.
Proceso mediante el cual un neutrón puede convertirse en
protón. En la figura uno de los tres quarks del neutrón de la izquierda (quark
d en azul), emite una partícula W- pasando a ser un quark (u), la
partícula emitida (W-) se desintegra en un antineutrino y un
electrón.
Hay seis tipos distintos de leptones:
Electrón,
neutrino e, muón, neutrino “mu”, tau y neutrino “tau”.
Modelo convencional del átomo formado por un núcleo con
protones (rojo) y neutrones (azul), y una corteza donde orbitan los electrones
(negro).
El bosón de Higgs o partícula de
Higgs es una partícula elemental propuesta en el Modelo
estándar de física de partículas. Recibe su nombre en
honor a Peter Higgs quien, junto
con otros, propuso en 1964, el hoy llamado mecanismo
de Higgs, para explicar el origen de la masa de las partículas elementales. El Higgs constituye el cuanto del campo de Higgs,
(la más pequeña excitación posible de este campo). No
posee espín ni carga
eléctrica, es muy inestable y se desintegra rápidamente, su vida media
es del orden del zeptosegundo (10−21 s). El 4 de julio de 2012, el CERN anunció la observación de una nueva
partícula «consistente con el bosón de Higgs». El 14 de marzo de 2013
el CERN, encontraron que la nueva partícula se ve cada vez más como el bosón de
Higgs. El 8 de octubre de 2013 le es concedido a Peter Higgs, junto a
François Englert, el Premio Nobel de física "por el descubrimiento teórico
de un mecanismo que contribuye a nuestro entendimiento del origen de la masa de
las partículas subatómicas, y que, recientemente fue confirmado gracias al
descubrimiento de la predicha partícula fundamental, por los experimentos ATLAS
y CMS en el Colisionador de Hadrones del CERN".
Lectura
complementaria:
2.2.- Teoría del Big Bang
Según la teoría del Big Bang, el Universo
se originó en una singularidad espaciotemporal de densidad infinita y físicamente
paradójica. El espacio se ha expandido desde entonces, por lo que los objetos
astrofísicos se han alejado unos respecto a otros.
En cosmología, se llama teoría del Big Bang
o teoría de la gran explosión a un modelo, postulado por el físico y sacerdote
católico Georges Lemaître como parte
de la teoría de la relatividad general, que describe el desarrollo del Universo
temprano y su forma. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del
universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se
deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad
general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El
término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al
momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada
en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma
cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.
Introducción
Curiosamente, fue el astrofísico inglés Fred
Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los
principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien, en 1949
durante una discusión en la BBC
y para mofarse, caricaturizó esta explicación con la expresión big bang
(gran explosión, gran boom, en el inicio del universo), nombre con el que se
conoce dicha teoría. Curiosamente, en el inicio del Universo ni hubo explosión
ni fue grande, surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de
la expansión del propio espacio.[]
La idea central del Big Bang es que la teoría de
la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad
a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre
ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del universo antes o después en
el tiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang
es que en el pasado el universo tenía una temperatura más alta y una mayor densidad
y, por tanto, que las condiciones del universo actual son diferentes de sus
condiciones en el pasado o en el futuro. A partir de este modelo, George Gamow
en 1948 pudo predecir que debería haber evidencia de un Big Bang en un fenómeno
más tarde bautizado como radiación de fondo de microondas cósmicas (CMB). El
CMB fue descubierto en los años 1960 y se utiliza como confirmación de la
teoría del Big Bang sobre su más importante alternativa, la teoría del estado
estacionario.
Breve historia de su génesis y desarrollo
Para llegar a esta explicación, diversos
científicos, con sus estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la
génesis del modelo del Big Bang.
Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922,
y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para
demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929,
el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más
allá de la Vía Láctea
que se alejaban de nosotros, como si el Universo se dilatara constantemente. En
1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968),
planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang).
Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido
"oír" el eco de esta gigantesca explosión primigenia.
Dependiendo de la cantidad de materia en el
Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente,
hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce
con un término contrario al Big Bang: el Big
Crunch o 'Gran Colapso'. Si el Universo se encuentra en un punto
crítico, puede mantenerse estable ad eternum
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de
observaciones y de un avance teórico. Por medio de observaciones en los 1910,
el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz,
de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se
alejan de la Tierra;
pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta
observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en
realidad galaxias más allá de nuestra propia Vía Láctea.
Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad
general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir,
el Universo debe estar en expansión o en reducción), resultado que él mismo
consideró equivocado, por lo que trató de corregirlo agregando la constante
cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología
sin la constante cosmológica fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen
el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.
Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges
Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman - Lemaître -
Robertson - Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas
espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomo
primigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".
En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que
sirvieron de base para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas
espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas
variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan
unas de otras a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su
distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble.
Según el principio cosmológico, el alejamiento de
las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea ocasionó dos
posibilidades opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada
y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría
del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia
mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es
básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo
más o menos el mismo número de adeptos para ambas explicaciones.
Con el pasar de los años, las evidencias
observacionales apoyan la idea de que el Universo evolucionó a partir de un
estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas
en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y
evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta, muchos cosmólogos
pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el
modelo cosmológico de Friedman era una sobreidealización, y que el Universo se
contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de Richard
Tolman de un Universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otros
demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un
componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los
cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el Universo
que observamos se inició hace un tiempo finito.
Prácticamente todos los trabajos teóricos
actuales en cosmología tratan de extender o refinar elementos de la teoría del
Big Bang. Mucho del trabajo actual en cosmología incluye entender cómo se
formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, entender lo que allí ocurrió
y cotejar nuevas observaciones con la teoría básica.
A finales de los años 1990 y a principios del siglo
XXI se lograron enormes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de
importantes avances en telescopía, en combinación con grandes cantidades de
datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos
han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang
hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado
de que el Universo está en aceleración.
Descripción
del Big Bang
Existe una cierta paradoja en la denominación big
bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se
produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el
mismo big bang lo que habría generado la dimensiones desde una singularidad;
tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no
se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo
utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación
de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas
y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de
aproximadamente 13,7 ± 0,2
miles de millones de años. Es notable el hecho de que
tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una
fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza
detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno
homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y
presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase
análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero
relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10-35 segundos después
de la época de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de
forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación,
los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de
quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento
en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura
descendió. A cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido
denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones
tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría
observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún
más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así
que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las
partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para
formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis
primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse
de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar
gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para
formar los átomos (mayoritariamente
de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por
el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente
más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron
gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias
y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los
detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en
el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia
oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes
del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia
oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por
ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una
forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70
por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una
de las propiedades características de este componente del universo es el hecho
de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre
velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más
rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la
forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la
relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación
con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados
tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más
cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo
que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico
convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del
cambio de fase que forma parte de la teoría de unificación grande. En el
"primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad
gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja
física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este
período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no
resueltos de la física.
El Gran Colisionador de Hadrones.
Resumen:
Big-Bang (Origen del Universo, hace
13.700 millones de años).
Antes del Tiempo de Plank, 10-43 segundos.
Universo mide 10-33 cm. y su temperatura es de 1032 K.
Comienza la inflacción a 10-35 segundos después del Big Bang, la temperatura ha
descendido a 1028 K.
Termina la inflacción a 10-33
segundos, la temperatura es de 1027 K. Su tamaño es de un metro.
Bariogénesis: hay una asimetría entre materia y antimateria,
se forman 100.000.001 protones por cada 100.000.000 antiprotones (y 100.000.000
de fotones).
0,0001 segundos
después del Big Bang la temperatura ha bajado a 1013 K, los
antiprotones se aniquilan al chocar con los protones, pero sobreviven protones
y neutrones.
Un segundo
después, T= 1010 K, mide ya 10195 cm.
10190 Km en un segundo!
100 segundos
después la temperatura es de 109 K, protones y electrones se
aniquilan dando fotones, pero protones y neutrones se combinan para formar
deuterones que se unen para formar núcleos de Helio (3/4 H + ¼ He en masa). Hay
dos mil millones de fotones por protón o neutrón.
56.000 años
después T= 9000 K
380.000 años
después, la temperatura ha bajado a 3000 K y se unen protones y electrones para
formar los primeros átomos de Hidrógeno.
100-200 millones
de años después, se comienzan a formar las primeras
estrellas, y estallan las primeras supernovas dispersando átomos de
Carbono, Nitrógeno, Oxígeno, Silicio, Magnesio, Hierro....
9100 millones de
años después se forma el Sistema Solar
(Hace 4.600 Millones de años).
Material audiovisual complementario:
Actividades:
En este dibujo se presenta el esquema
del origen del Universo, así como el origen de las estrellas (y entre ellas el
origen del sistema solar).
Explica en pocas palabras las
diferentes fases:
1:
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2:
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3:
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4:
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5-6: ________________________________________________________________________
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7:
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8:
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____________________________________________________________________________
Señala en cuál de estas fases se
fabrican los primeros átomos elementales de Hidrógeno y Helio. ¿Cuánto tiempo
después del Big Bang?
Señala en cuál de
estas fases se fabrican los átomos de
Carbono, Nitrógeno y Oxígeno. En qué lugares se fabrican estos átomos. _____________________________________________
