El Comienzo de todo

A los 10^-34 [seg.] después del principio, cuando termina el periodo inflacionario, la gravedad había empezado a frenar la expansión del universo. La temperatura se mantenía a 10²⁶ °K; las densidades cósmicas, aunque descendiendo, todavía eran lo suficientemente grandes como para que una masa equivalente a la de Júpiter pudiera caber en el interior de una pelota de fútbol. Los bosones Higgs X, que habían hecho su estreno al finalizar la inflación, completaron la separación de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza, dividiendo la superfuerza en las fuerzas electromagnética y nuclear débil. En el proceso, leptones y antileptones evolucionaron a variantes como electrones y positrones, que son sensibles al electromagnetismo, y neutrinos y antineutrinos, que responden a la fuerza nuclear débil.

Con la expansión controlada y temperaturas inferiores, las colisiones fueron mucho menos energéticas de lo que había sido durante el periodo inflacionario, lo cual dio como resultado cada vez menos masivas partículas. Los choques aniquiladores entre materia y antimateria produjeron fotones, portadores de fuerza electromagnética, que se descompusieron en parejas electrón-positrón casi sin masa.

Después de haber puntualizado algunas cosas que quedaron en el tintero sobre la inflación y, que me interezaba describir en esta parte de este libro, retomemos nuestro trabajo computacional y entremos a estudiar lo que es la «hadronización» y la correspondiente «era hadrónica».

Hadronización: 10¹⁴ °K

Quedamos en la sección 06.21, que cuando en el universo primigenio desciende la temperatura desde los 10¹⁵ °K se rompe la simetría electrodébil. Al provocarse esa ruptura, el universo está formado por un gas de un número aproximadamente igual de electrones, quarks, sus antipartículas, gluones coloreados y fotones, que se crean y destruyen continuamente. De hecho, los quarks andan volando libremente de un lado a otro e interactuando con las otras partículas… un breve período de libertad con más de algunas restricciones.

Recordemos que la cromodinámica cuántica (la teoría relativista del campo cuántico que expresa las interacciones de quarks y gluones coloreados) tiene la propiedad de la «libertad asintótica». A niveles de alta energía, la fuerza de acoplamiento del gluón coloreado se debilita, disminuye la fuerza adhesiva de los gluones. Alta energía equivale a alta temperatura, y a temperaturas superiores a 10¹⁴ °K, la fuerza de acoplamiento disminuye tanto, que la interacción fuerte se vuelve débil. A esas temperaturas elevadas, los hadrones se despegaron, literalmente, y los quarks escaparon del confinamiento al cual estaban sometidos formando junto con los gluones un estado de la materia conocido como plasma «una sopa de quarks y gluones». Este estado de la materia, aunque la teoría lo predecía y los computadores ratificaban el pronóstico, recientemente ha sido corroborado en experimentos en el acelerador de partículas empotrado en los laboratorios del CERN. Con ello, ahora los físicos sabemos como podía ser la materia del universo cuando este tan sólo contaba con diez microsegundos de vida.

Sin embargo, cuando la temperatura descendió por debajo de los 10¹⁴ °K y el universo continuó expandiéndose, se formaron alrededor de los quarks cárceles gluónicas (las bolsitas que llamamos hadrones) que los aprisionaron para todo el futuro. Esta transformación del gas de partículas cuánticas, que pasa de ser un gas de quarks libres y gluones coloreados a componerse de quarks ligados o hadrones, es lo que se denomina hadronización, señalando con ello el principio de la era hadrónica.

La Era Hadrónica: De 10³² °K a 10¹² °K

La era hadrónica comprende el período transcurrido entre 10^-43 y 10^-4 segundos, mientras la temperatura desciende desde 10³² a 10¹² °K y la densidad lo hace desde 10⁹⁴ a 10¹⁴ [g/cm³]. Ahora bien, cuando la temperatura baja hasta un nivel inferior a los 10¹⁴ °K y la edad del universo es algo superior a los diez microsegundos, los quarks están atrapados en los hadrones y, estos últimos, ya forman parte de la sopa cuántica constituida en un solo cocimiento por quarks, antiquarks, leptones y sus antipartículas, así como fotones, todos en equilibrio con densidades numéricas similares. Por supuesto, que los quarks libres y los gluones coloreados ya no se ven por ahí ni siquiera de muestra. Es como si una película en color (los gluones y quarks coloreados) pasara a ser de pronto en blanco y negro (los hadrones). No obstante, se ha especulado que en los primeros momentos de esta era pueden haber existido otras partículas y estructuras más exóticas, las que darían origen a los quarks.

Los hadrones son las partículas cuánticas asociadas con la fuerza subatómica fuerte que mantiene unido e integrado el núcleo atómico. Los primeros hadrones que descubrieron los físicos fueron los nucleones: el protón y el neutrón. Luego vinieron los piones (partículas de espín cero, de vida mucho más corta que el neutrón y con una masa próxima a un séptimo de la del electrón) y luego se hallaron muchísimos otros hadrones similares. Hoy se considera a todos estos hadrones detectados experimentalmente corno sistemas de quarks unidos de modo permanente.

A las elevadas temperaturas de la era hadrónica, los fotones y, otras partículas del gas de partículas cuánticas tienen energía suficiente para producir pares hadrón-antihadrón. Estas partículas comparten con las demás partículas la energía total disponible. Debido a ello, aunque salgan a escena nuevas partículas, el número total de ellas, que es proporcional a la entropía, se mantiene constante. Dado que las diversas partículas, incluidos todos los hadrones, comparten la energía disponible a una temperatura dada, esto significa que hay un número aproximadamente igual de cada tipo distinto de partículas.

Por ejemplo, cuando al iniciarse la era hadrónica, la temperatura es suficiente para crear piones, hay aproximadamente tantos piones como fotones, electrones, positrones, muones, etc. Cuando la temperatura es suficiente para crear nucleones (unos 10¹³ °K), llegamos a la conclusión de que el número de nucleones y antinucleones es aproximadamente el mismo que el de cada una de las demás partículas; en particular, el número de nucleones es aproximadamente igual al número de fotones. Esto es realmente notable, si tenernos en cuenta que los fotones superan hoy en número a los nucleones en una proporción aproximada de 400 millones a uno. Por tanto, al final de la era hadrónica, todos aquellos nucleones «extra» se aniquilaron con antinucleones, dejando sólo una pequeña fracción de protones y neutrones supervivientes, que han perdurado hasta hoy. ¿Por qué sobrevivieron?

El modelo estándar tiene una ley de conservación del número bariónico rigurosa, según la cual en cualquier interacción de partículas el número de bariones menos el de antibariones es constante. Dado que los nucleones, el protón y el neutrón, son los bariones más ligeros, todos los demás bariones pueden desintegrarse convirtiéndose en ellos, transmitiendo su número de carga bariónico. El neutrón puede descomponerse luego en un protón y pasarle su número bariónico. Pero este proceso de desintegración del neutrón dura unos mil segundos, período prolongado si se compara con la duración total de la era hadrónica. Eso se debe a que el neutrón es prácticamente estable durante este período.

La ley de conservación exacta del número bariónico exige, pues, que si terminamos la era hadrónica con un pequeño exceso de bariones sobre antibariones, esa diferencia haya tenido que existir desde un principio, desde mucho antes de la era hadrónica. Este pequeño exceso se refleja hoy en la gran entropía específica del universo: el exceso del número de fotones sobre el de nucleones. La existencia de nucleones, la materia visible de las estrellas y de la galaxia, parece un accidente, un residuo afortunado de una era anterior del universo.

Simplificando lo que hemos querido explicar, es más que aceptable considerar que durante la era hadrónica se fija el contenido bariónico y la preponderancia de la materia sobre la antimateria. Claro, que también se encuentran presente la existencia de una serie de otros enigmas que tienen su respuesta en los eventos de esa era, incluyendo las causas de la homogeneidad e isotropía, la causa y naturaleza de la constante cosmológica (si no es nula), y aún, el origen de las semillas para la formación de las galaxias que se desarrollan más tarde.

Pero, pese a intento simplificador que quisimos otorgarle al contenido del párrafo anterior, siempre nos queda en el aire el por qué del pequeño exceso de materia nuclear sobre la antimateria que justamente debió producirse en esa época del universo. Los físicos en sus tentativas de comprender el cosmos, generalmente parten del supuesto de que éste comenzó en un estado simétrico, en el que el número bariónico era, en realidad, cero. Pero si el modelo estándar es correcto y el número bariónico se conserva, éste sería hoy también cero: un desastre, porque entonces no habría en el universo materia visible. ¿Qué se ha hecho? Bueno, apelar a la GTU que va más allá del modelo estándar y que parte del supuesto de que el número bariónico no se conserva. Una consecuencia de las GTU es que el fotón puede desintegrarse… y si puede desintegrarse es que también puede crearse. Otra consecuencia, apuntada por el físico ruso Andrei Sajarov, antes incluso de que se inventasen las GTU, es que el pequeño exceso de bariones puede crearse realmente a partir de un universo de número bariónico cero, siempre que el gas de partículas cuánticas interactuantes tenga propiedades especiales. Estas ideas nos llevan bastante más allá del modelo estándar. Volveremos a ellas en una sección de otro capítulo.

En mi opinión, para poder dilucidar el problema que representa lo expuesto precedentemente, los físicos no tienen, por ahora, más que hacerse de mucha paciencia, ya que las energías o temperaturas envueltas en los procesos de esta era hadrónica, los conocimientos de ellos dependen en gran medida de los progresos realizados en física de las partículas elementales y, para alcanzar mayores logros, las inversiones de capital son altísimas. La capacidad instalada mundial de aceleradores de partículas, incluido el Relativistic Heavy Ion Collider o el proyectado para el año 2005, llamado Large Hadron Collider, no cuentan con la potencia de investigar energías como las que se debieron dar en esta era. Es por lo anterior, que no corresponde más que invertir el proceso. Hoy muchos físicos de partículas se interesan en los procesos cosmológicos para intentar confirmar las predicciones de las teorías propuestas sobre las partículas, como veremos más adelante. Así, el universo primitivo se ha transformado en un verdadero laboratorio de partículas, en el cual conviven la teoría de lo más pequeño, la cuántica, y la teoría de lo más grande, la de la relatividad general. La conexión necesaria con el estado actual del universo radica, por un lado, en conseguir las condiciones que llevan a la nucleosíntesis con los resultados conocidos (que veremos en una próxima sección) y, por otro, a la gran homogeneidad e isotropía que el universo tiene en la época de recombinación y posterior formación de estructuras.

Ahora bien, cuando la era hadrónica estaba cerca de su final se da un proceso más que relevante. La acción de las fuerzas gluónicas entre quarks y antiquarks produjeron la unión de éstos, confinándolos y formando los nucleones comunes que hoy conocemos: neutrones y protones. Ello se dio así, como consecuencia de los altos efectos energéticos que se dieron en ese periodo de la era. Este proceso de «confinamiento de los quarks» ocurre cuando la edad del universo es de t = 10^-6 [seg] y su temperatura 10¹³ °K.

Al bajar la temperatura durante la era hadrónica, se cruzan varios umbrales energéticos, correspondientes a las masas de diversos hadrones. Algunos hadrones dejan de estar en equilibrio con las otras partículas, a menos que lo impida una ley de conservación. Cuando la energía térmica decreciente de la radiación llega a ser menor que la energía correspondiente a la masa del hadrón más ligero, el mesón p, se habrán aniquilado la mayoría de los hadrones más pesados (exceptuados neutrones y protones), lo que se produce cuando el universo tiene una temperatura del orden de 10¹² °K y una edad de alrededor de 10^-4 [seg]; hallándonos, entonces, en el umbral de la era leptónica.

Texto extraído de Astrocosmo

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