La física del plasma primordial del Universo en los tres primeros
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La física del plasma primordial del Universo en los tres primeros minutos: Un reto para la física Carlos Jose Quimbay Herera Grupo de Campos y Partículas Profesor Asociado Departamento de Física Universidad Nacional de Colombia Cátedra Mutis, Bogotá D.C, 24 de noviembre de 2009 Contenido •Introducción •Modelo Estándar Cosmológico •Principales etapas de la evolución cosmológica •Principales etapas durante los tres primeros minutos del Universo •Modelo Estándar de Particulas •Conclusiones Modelo estándar cosmológico Edwin Hubble- Universo en Expansión En 1929 Edwin Hubble descubrió que las galaxias se expanden entre si con una velocidad que es proporcional a la distancia relativa entre ellas. Abundancia de elementos ligeros Nucleosíntesis en el Universo temprano Los núcleos de los elementos mas pesados se crean a partir de la fusión de los núcleos de elementos mas ligeros, lo cual sucede en la evolución cosmológica tres primeros minutos después del BigBang. En particular se predice una abundancia del 24 % de Helio en la materia ordinaria, lo cual coincide con las observaciones. Radiación Cósmica de Fondo Universo temprano muy caliente se fue enfriando con su expansión. El Universo es un cuerpo negro perfecto. Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo Robert Wilson y Arnold Penzias en los Laboratorios de la Bell Telephone (1965). Radiación predicha por George Gamow en 1948. Estructura a gran escala de Universo Modelo estándar cosmológico Soportado en: Expansión del Universo (Alexander Friedmann 1922- George Lemaître 1930): confirmada por WMAP en 2002 con valor de 22 Km/seg por cada millón de año luz de distancia. Edad finita del Universo (Friedman 1922- Lemaître 1930): estimada por WMAP en 2002, para una edad de 13600 (300) millones de años. Radiación Cósmica de Fondo (George Gamow 1948): confirmada por COBE en 1990, midió temperatura del universo de 2.725 (1) K. Abundancia de elementos ligeros (George Gamow 1946): medido en espectros estelares 75% H, 24 % He, De, Li. Anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo Cosmic Background Explorer (COBE) Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) COBE 1992) WMAP (2002) Anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo COBE Azul: 2.721 K WMAP Rojo: 2.729 K Anisotropía de dipolo Azul: 2.721 K Rojo: 2.729 K Anisotropía de dipolo Sin anisotropía de dipolo Sin anisotropía de dipolo Azul: 2.724 Rojo: 2.726 T(rojo) – T(azul) = 0.002 Resolución de hasta 0.000001 K Modelo estándar cosmológico Problemas no explicados antes de 1981 Problema de planitud. Problema de horizonte. Problema de reliquias. Estos problemas fueron resueltos con la introducción de una Etapa Inflacionaria del Universo (Alan Guth 1981) •El Universo se expande exponencialmente en un lapso de tiempo muy pequeño y cercano al Big Bang. •La expansión es dominada por la densidad de energía del vacio. Se puede entender origen de estructura a gran escala. Se explica anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo. Principales etapas de la evolución cosmológica Física de Partículas Elementales Física Hadrónica Física Nuclear E ~ 1 G eV E ~ 1 MeV E ~ 1 KeV Física atómica y molecular E ~ 1 eV Principales etapas durante los tres primeros minutos del Universo Otros aspectos que se pueden considerar: Transiciones de Fase Cosmológicas - Propagación de partículas en el plasma primordial Anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo Edad del Universo: 13.600 millones de años Materia normal Fotones Materia oscura Energía oscura Anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo Satélite Planck: Fue lanzado el 14 de mayo de 2009 Resolución de hasta 0.00001 K y diez veces mas resolución angular que WMAP La física de los tres primeros minutos del Universo Física atómica y molecular E ~ 1 eV Física Nuclear E ~ 1 KeV Física Hadrónica Física de Partículas E ~ 1 MeV Elementales E ~ 1 G eV Existencia de la antimateria 1928 (1930) Paul Dirac Formulación de la teoría relativista del electrón. Predicción de la existencia del positrón. (P. N. 1933) Existencia de la antimateria Cámara de burbujas Creación de par electrón-positrón 1931 Carl David Anderson Descubrimiento del positrón. (P. N. 1936) 1935 Descubrimiento del muón en experimento de rayos cósmicos (realizado con Neddermeyer). Aniquilación de par electrón-positrón Electrodinámica Cuántica Década de los cincuenta, Siglo XX Sin-Itiro Tomonaga, Julian Swinger y Richard Feynman Formulación de la teoría cuántica relativista del electromagnetísmo (Electrodinámica Cuántica). Usan: Teoría Cuántica de Campos, Simetría U(1) electromagnética y Principio gauge. (P. N. 1965) Modelo Estándar Electrodébil Charge weak interaction Década de los sesenta, Siglo XX Sheldon Glashow, Steven Weinberg y Abdus Salam Formulación del modelo estándar de unificación de las INTERACCIONES NUCLEAR DÉBIL Y ELECTROMAGNÉTICA (MEE). Usan: Teoría Cuántica de Campos, Simetría SU(2)xU(1), Principio gauge y mecanismo de Higgs. (P. N. 1979) Decaimiento β del neutrón Cromodinámica Cuántica Década de los setenta, Siglo XX David Gross, David Politzer y Frank Wilczek Descubrimiento de la libertad asintótica en la teoría de la interacción fuerte, es decir en la Cromodinámica Cuántica, teoría gauge de la interacción fuerte entre quarks y gluones basada en la simetria SU(3) del color. (P. N. 2004) Decaimiento β del neutrón Modelo Estándar de Partículas Interacciones Fundamentales Decaimiento β del neutrón Oscilaciones de Neutrinos Neutrinos 2001 SuperKamiokande : laboratorio en mina a 1 masivos Km de profundidad, Hidu, Gizu (Japón) . 50 Mil Toneladas de agua. Neutrino capturado= emisión de radiación de Cherenkov Gran detector en el laboratorio de Gran Sasso, en Italia (cerca de Roma), donde se reciben neutrinos generados en el CERN a unos 730 Km Decaimiento β del neutrón Modelos mas allá del Modelo Estándar UNIFICACION DE LAS INTERACCIONES: EXISTENCIA DE SUPERFUERZA A ALTAS T Decaimiento β del neutrón Modelo Estándar de Partículas ALGUNOS PROBLEMAS POR SOLUCIONAR EXISTENCIA DEL BOSÓN DE HIGGS ? EXISTENCIA DE LA SUPERSIMETRÍA ? ORIGEN DE LA VIOLACIÓN DE CP ? POR QUE LA JERARQUÍA DE MASAS DE LAS PARTÍCULAS ? POR QUÉ SOLO TRES GENERACIONES DE FERMIONES ? EXISTEN MAS INTERACCIONES FUNDAMENTALES ? CUÁL ES EL ORIGEN DE LA VIOLACIÓN DE LA PARIDAD ? CUAL ES LA NATURALEZA DE LOS NEUTRINOS ? CUAL ES EL ORIGEN DE LA MASA DE LOS NEUTRINOS ? CUALES SON LOS ELEMENTOS DE LA MATRIZ DE MEZCLA DE NEUTRINOS ? Decaimiento β del neutrón Modelo Estándar de Partículas BUSQUEDA DE ALGUNAS RESPUESTAS: GRAN COLISIONAOR DE HADRONES (LHC) Decaimiento β del neutrón Conclusiones Etapa dorada de la cosmología Satélite Planck es el LHC de la cosmología Muchos problemas por resolver La física del plasma primordial del Universo en los tres primeros minutos un reto para la física Imposibilidad de validar experimentalmente modelos de altas energías a la escala de Planck Decaimiento β del neutrón
