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Enfriamiento y formación de partículas fundamentales

Enfriamiento y formación de partículas fundamentales

Cómo, al enfriarse el Universo desde temperaturas extremadamente altas, los quarks se unieron para formar protones y neutrones

Uno de los períodos más importantes del Universo temprano fue la transición de un estado caliente, de la densa "sopa" de quarks y gluones al estado en el que estos quarks comenzaron a unirse en partículas compuestas, específicamente protones y neutrones. Esta transformación fue decisiva el impacto en el Universo actual, ya que preparó la base para la formación posterior de núcleos, átomos y toda la formación de materia que surgió después de ellos. A continuación, discutimos:

  1. Plasma de quarks y gluones (QGP)
  2. Expansión, enfriamiento y confinamiento
  3. Formación de protones y neutrones
  4. Impacto en el Universo temprano
  5. Preguntas abiertas e investigaciones en curso

Comprendiendo cómo los quarks formaron hadrones (protones, neutrones y otros partículas de corta vida) A medida que el Universo se enfría, entendemos mejor los fundamentos de la materia.

1. Plasma de quarks y gluones (QGP)

1.1 Estado de alta energía

En los primeros momentos después del Big Bang — aproximadamente hasta unos pocos microsegundos (10−6 s) — La temperatura y densidad del Universo eran tales que eran tan grandes que los protones y neutrones no podían existir como estados ligados. En cambio, los quarks (los elementos básicos de los nucleones) y los gluones (la fuerza los portadores de interacción) existían en forma de plasma de quarks y gluones (QGP). En este plasma:

  • Los quarks y gluones estaban desconfinados, es decir, no estaban "encerrados" en partículas compuestas.
  • La temperatura probablemente superó 1012 K (aproximadamente 100–200 MeV en unidades de energía), mucho más alto que el límite de confinamiento de QCD (cromodinámica cuántica).

1.2 Datos de aceleradores de partículas

Pero no podemos reproducir con precisión el Big Bang, los aceleradores de iones pesados experimentos — como el Colisionador Relativista de Iones Pesados (RHIC) En el Laboratorio Nacional de Brookhaven y en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) En el CERN — proporcionó muchas pruebas sobre la existencia y propiedades del QGP. Estos experimentos:

  • Acelera iones pesados (por ejemplo, oro o plomo) casi a la velocidad de la luz.
  • Se encuentran, creando brevemente un estado de "bola de fuego" extremadamente denso y caliente.
  • Estudia esta "bola de fuego", que refleja condiciones similares a las que existían en las primeras Durante la época de los quarks en el Universo.

2. Expansión, enfriamiento y confinamiento

2.1 Expansión cósmica

Después del Big Bang, el Universo se expandió rápidamente. A medida que se expandía, él más frío, en términos simples, entre la temperatura T y la escala del Universo existe una dependencia del coeficiente a(t) T ∝ 1/a(t). En otras palabras, cuanto cuanto más grande es el Universo, más frío es, y pueden comenzar a dominar nuevos procesos físicos en diferentes períodos.

2.2 Transición de fase QCD

Aproximadamente entre 10−5 y 10−6 segundos después del Big Bang, la temperatura bajó por debajo del valor crítico (~150–200 MeV, o aproximadamente 1012 K). Entonces:

  1. Hadronización: Los quarks se "encerraron" debido a la interacción fuerte en hadrones.
  2. Confinamiento de color: Las leyes de la QCD predicen que los que tienen "color" los quarks, a niveles bajos de energía, no pueden existir solos. Se combinan en combinaciones color neutro (por ejemplo, tres quarks forman un barión, un par de quark y antiquark — un mesón).

3. Formación de protones y neutrones

3.1 Hadrones: bariones y mesones

Bariones (por ejemplo, protones, neutrones) están compuestos por tres quarks (qqq), y los mesones (por ejemplo, piones, kaones) — formados por un par de quark y antiquark (q̄q). Durante la época de los hadrones (aproximadamente 10−6–10−4 un segundo después del Big Bang) se formaron numerosos hadrones. La mayoría de ellos eran de corta vida y se descompusieron en partículas más ligeras y estables. Aproximadamente un segundo después desde el Big Bang, la mayoría de los hadrones inestables se desintegraron, y los principales las partículas restantes se convirtieron en protones y neutrones (los bariones más ligeros).

3.2 Relación entre protones y neutrones

Sin embargo, se formaron grandes cantidades tanto de protones (p) como de neutrones (n), los neutrones son un poco más pesados que los protones. El neutrón libre se descompone bastante rápido (~10 minutos de vida media) en protón, electrón y neutrino. En el Universo temprano la proporción de neutrones a protones fue determinada por:

  1. Velocidades de las interacciones débiles: Las conversiones mutuas, como n + νe ↔ p + e−.
  2. “Congelación”: A medida que el Universo se enfriaba, estas interacciones débiles se interrumpió el equilibrio térmico, “congelando” la proporción de neutrones y protones, que se convirtió en aproximadamente 1:6.
  3. Desintegración posterior: Parte de los neutrones se desintegró antes de que comenzara para la nucleosíntesis de núcleos, por lo que esto cambió ligeramente la proporción, que condujo a la posterior la formación de helio y otros elementos ligeros.

4. Impacto en el Universo temprano

4.1 Primeros indicios de la nucleosíntesis

Protones y neutrones estables fueron una condición necesaria La nucleosíntesis del Big Bang (BBN), que ocurrió aproximadamente entre 1 segundo y 20 minutos después del Big Bang. Durante la BBN:

  • Protones (1Los núcleos de H) se unieron con neutrones, formando deuterio, que luego se unió para formar núcleos de helio (4He) y pequeñas cantidades de litio.
  • Las abundancias primarias de elementos ligeros observadas hoy coinciden perfectamente con predicciones teóricas — esto es una confirmación importante del modelo del Big Bang.

4.2 Transición a la era dominada por fotones

A medida que la materia se enfriaba y estabilizaba, la densidad de energía del Universo aumentaba cada vez más se volvieron controlados por los fotones. Hasta aproximadamente 380,000 años después del Big Bang, El Universo estaba lleno de un plasma caliente de electrones y núcleos. Solo los electrones recombinando con núcleos y formando átomos neutros atomams, Visata tapo skaidri, išspinduliuodama kosminį mikrobangų fondo (KMF), que observamos hoy.

5. Preguntas abiertas e investigaciones en curso

5.1 Naturaleza precisa de la transición de fase en QCD

Las teorías actuales y las simulaciones numéricas de QCD sugieren que la transición de plasma de quarks y gluones a hadrones puede ser suave (inglés crossover), y no una transición de fase de primer orden abrupta, cuando el bariónico densidad cercana a cero. Sin embargo, en el Universo temprano pudo haber existido una pequeña asimetría bariónica. Se continúan los trabajos teóricos y mejores Estudios digitales de QCD intentan precisar estos detalles.

5.2 Señales de la transición de fase quark-hadrón

Si la transición de fase quark-hadrón dejó alguna señal cosmológica única huellas (por ejemplo, ondas gravitacionales, distribución residual de partículas), esto podría ayudar a revelar indirectamente los primeros momentos de la historia del Universo. Los investigadores continúan buscando estas posibles señales tanto mediante observaciones como experimentos.

5.3 Experimentos y simulaciones

  • Colisiones de iones pesados: Los programas RHIC y LHC recrean ciertos aspectos del QGP que ayudan a los físicos a estudiar la interacción fuerte propiedades de la materia a altas densidades y temperaturas.
  • Observaciones astrofísicas: Precisas KMF mediciones (satélite Planck) y elementos ligeros la evaluación abundante verifica los modelos BBN, restringiendo indirectamente las leyes físicas durante el período de transición quark-hadrón.

Referencias y lecturas adicionales

  1. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). El Universo Temprano. Addison-Wesley. – Manual detallado que se considera la física del Universo temprano, incluyendo la transición quark-hadrón.
  2. Mukhanov, V. (2005). Fundamentos físicos de la cosmología. Cambridge University Press. – Ofrece una visión más profunda de los procesos cosmológicos, incluyendo las transiciones de fase transiciones y síntesis nuclear.
  3. Particle Data Group (PDG). https://pdg.lbl.gov – Proporciona amplias revisiones de física de partículas y cosmología.
  4. Yagi, K., Hatsuda, T., & Miake, Y. (2005). Quark-Gluon Plasma: From Big Bang to Little Bang. Cambridge University Press. – Discute aspectos experimentales y teóricos del QGP.
  5. Shuryak, E. (2004). “Lo que los experimentos y la teoría de RHIC nos dicen sobre las propiedades del plasma de quarks y gluones?” Nuclear Physics A, 750, 64–83. – Principalmente enfocado en dedicado a estudios de QGP en aceleradores.

Pensamientos finales

La transición de plasma libre de quarks y gluones a protones y neutrones ligados el estado fue uno de los eventos decisivos en la evolución temprana del Universo. Sin él no habría materia estable formada, y luego — estrellas, planetas y vida. Hoy en día, los experimentos recrean en miniatura la época de los quarks en colisiones de iones pesados, mientras los cosmólogos perfeccionan teorías y simulaciones, buscando comprender cada sutileza de esta compleja pero esencial transición de fase. Juntos, estos esfuerzos revelan cada vez más cómo era caliente y densa la primitiva el plasma se enfrió y se formaron los bloques de construcción principales del Universo actual.

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