A horcajadas en el Tiempo

La Era Hadrónica
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 10 13 °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.
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-06_23.htm (3 of 4)29/12/2004 23:31:45