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física de partículas
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Física de partículas[editar]

La física de partículas es una rama de la física que estudia los constituyentes elementales de la materia y la radiación, y la interacción entre ellas. Se denomina también como física de altas energías porque muchas partículas no aparecen en circunstancias normales en la naturaleza, pero pueden ser creadas y detectadas durante colisiones energética de otras partículas, como las realizadas en los aceleradores de partículas.

Historia[editar]

El concepto de que toda la materia está compuesta por partículas elementales data desde al menos el siglo VI a. C. La doctrina filosófica del atomismo fue estudiada por los filósofos griegos como Leucipo, Demócrito y Epicuro. En el siglo XIX, John Dalton, a través de su trabajo en estequiometría, concluyó que cada elemento de la naturaleza estaba compuesto por un único tipo de partícula. Dalton y sus contemporáneos creían que esas eran las partículas elementales de la naturales y las denominaron con la palabra griega άτομος (atomos), que significa «indivisible». Sin embargo, a finales de ese siglo, los físicos descubrieron que los átomos no eran, de hecho, las partículas fundamentales de la naturaleza, sino conglomerados de partículas aún más pequeñas.

Los descubrimientos de comienzos del siglo XX en física nuclear y física cuántica culminaron en las pruebas de la fisión nuclear en 1939 por Lise Meitner (basado en los experimentos de Otto Hahn), y la fusión nuclear por Hans Bethe ese mismo año. Estos descubrimientos permitían crear átomos a partir de otros, incluso la posibilidad de convertir plomo en oro, aunque de forma no rentable. También sirvieron para el desarrollo de las armas nucleares.

Durante las décadas de 1950 y 1960, se descubrió una cantidad desconcertante de partículas en experimentos de dispersión, recibiendo el apodo de «zoo de partículas». Este término cayó en desuso tras la formulación del Modelo Estándar en los años 1970 en el que la gran cantidad de partículas se podía explicar por la combinación de un número más pequeño de partículas fundamentales.

El Modelo Estándar[editar]

El estado actual de la clasificación de partículas es el Modelo Estándar. Describe las interacciones fuertes, débiles y electromagnéticas utilizando bosones de gauge mediadores. Las especies de bosones de gauge son los gluones, los bosones W- y W+ y Z y el fotón, respectivamente. El modelo también incluye 24 partículas fundamentales (doce pares partícula-antipartícula), que son constituyentes de la materia. Por último, predice la existencia de un tipo de bosón conocido como bosón de Higgs, aún por descubrir.

Experimentación[editar]

Los principales laboratorios que llevan la investigación en el campo de la física de partículas, en orden alfabético, son:

Teoría[editar]

La física de partículas teórica intenta desarrollar modelos, marcos teóricos y herramientas matemática para comprender los experimentos actuales y realizar predicciones para pruebas futuras. Existen varios esfuerzos en la teoría de la física de partículas que incluye distintas actividades.

Una de las actividades principales es el intento de un entendimiento mejor del Modelo Estándar y sus pruebas. Mediante la extracción de parámetros del Modelo Estándar a partir de los experimentos con menos incertidumbre, este trabajo prueba los límites del modelo y expandir el conocimiento sobre el universo. Estos esfuerzos son exigentes debido a la dificultad natural de los cálculos en la cromodinámica cuántica. Algunos teoristas utilizan herramientas de la teoría cuántica de campos y la teoría efectiva, mientras que otros la teoría de campos en el retículo.

Otro esfuerzo importante es la construcción de modelos para la física que se encuentra más allá del Modelo Estándar (de mayor energía o distancia más pequeña). A menudo, este trabajo está motivado por el problema de jerarquía y está restringido por los datos experimentales existentes. Puede involucrar teorías como la supersimetría, alternativas al mecanismo de Higgs, dimensiones espaciales adicionales como el modelo Randall-Sundrum, teoría del preón, combinaciones de ellas u otras ideas.

Un tercer esfuerzo principal en la física de partículas teórica es la teoría de cuerdas. Los teóricos intentan construir una descripción unificada de la mecánica cuántica y la relatividad general mediante una teoría basada en pequeñas cuerdas y branas en lugar de partículas. Si la teoría es exitosa, se puede considerar como una «teoría del todo». Existen, además, otros campos de estudios en la física de partículas que van desde la cosmología de partículas hasta la gravedad cuántica de bucles.

Reduccionismo[editar]

A través del desarrollo de la física de partículas, ha habido objeciones por su aproximación reduccionista para intentar explicar todo en términos de partículas elementales y sus interacciones. Estas objeciones han sido planteadas desde varios campos de estudios, como la física del estado sólido, química, biología y el holismo metafísico. Aunque el Modelo Estándar no es cuestionado en sí mismo, se sostiene que las propiedades de las partículas elementales no son más fundamentales que las propiedades emergentes de átomos y moléculas, especialmente en conjuntos grandes. Otra afirmación es que un conocimiento completo de las partículas elementales no llevaría a comprensión minuciosa de procesos naturales más complejos, mientras que también se pone en duda la posibilidad de conocer completamente la conducta de un partícula debido a la incertidumbre cuántica.

Futuro[editar]

Los físicos de partículas se han puesto de acuerdo internacionalmente en las metas más importantes en la investigación de partículas en un futuro cercano. Con distintas aproximaciones, la meta básica es hallar y comprender que físicas pueden encontrarse más allá del Modelo Estándar. Hay varias razones experimentales que esperan nuevas físicas, como la materia oscura y la masa del neutrino. Los indicios teóricos también señalan estas nuevas ramas pueden encontrarse a niveles energéticos accesibles.

Los experimentos con nuevos colisionadores son una parte central del esfuerzo por descubrir la física más allá del Modelo Estándar. Un objetivo próximo es la finalización del Gran Colisionador de Hadrones (LHC), que continuará la búsqueda del bosón de Higgs, partículas supersimétricas o otras nuevas teorías. Un objetivo a medio plazo es la construcción del International Linear Collider (ILC) que complementará al LHC permitiendo mediciones más precisas de las propiedades de las nuevas partículas.

Además, hay otros experimentos sin colisionadores que intentan buscar y comprender la física más allá del Modelo Estándar. Uno de esos experimentos es la determinación de la masa del neutrino ya que esas masas pueden surgir de neutrinos mezclados con partículas más pesadas. Además, las observaciones cosmológicas proporcionan restricciones útiles en la materia oscura, aunque puede ser imposible determinar la naturaleza exacta de la materia oscura sin los colisionadores. Por último, los límites bajos de la vida del protón pone restricciones a las teorías de la gran unificación a escalas energéticas mayores que los experimentos con colisionadores podrían investigar en un futuro inmmediato.

Véase también[editar]

Enlaces externos[editar]

Bariogénesis[editar]

En la cosmología física, la bariogénesis (también denominada génesis del barión) es un término genérico para procesos físicos hipotéticos que produce una asimetría entre bariones y antibariones en el universo primordial, que resulta en cantidades sustanciales de materia residual que constituye el universo actual.

Las teorías de bariogénesis, siendo las más importantes la bariogénesis electrodébil y la GUT-bariogénesis, utilizan disciplinas de la física como la teoría cuántica de campos y la física estadística para describir los posibles mecanismos. La diferencia fundamental entre las teorías de bariogénesis es la descripción de las interacciones entre las partículas fundamentales. El siguiente paso tras la bariogénesis es un entendimiento mejor de la nucleosíntesis primordial, durante en el que se comenzó a formar los núcleos atómicos ligeros.

Trasfondo[editar]

La ecuación de Dirac, formulada por Paul Dirac alrededor de 1928 como parte del desarrollo de la mecánica cuántica relativista, predice la existencia de antipartículas junto con las soluciones esperadas para las partículas correspondientes. Desde ese momento, se ha verificado experimentalmente que cada partícula tiene su antipartícula correspondiente. El teorema CPT garantiza que una partícula y su antipartícula tienen exactamente la misma masa y periodo de vida, y una carga opuesta. Dada esta simetría, es extraño que el universo no tenga cantidades iguales de materia y antimateria. De hecho, no hay evidencia experimental de que exista concentraciones significativas de antimateria en el universo observable.

Hay dos interpretaciones principales para esta disparidad: bien cuando el universo comenzó había una preferencia pequeña por la materia, con el número bariónico total diferente de cero (); o el universo era en su inicio perfectamente simétrico (), pero, de alguna manera, un grupo de fenómenos contribuyeron a un desequilibrio pequeño. La preferencia mencionada está basada únicamente en el siguiente punto de vista filosófico: si el universo abarca todo (tiempo, espacio y materia), nada existe fuera de éste y por tanto nada existió antes, por lo que el número bariónico es igual a cero. Desde un punto de vista más científico, hay razones para esperar cualquier asimetría inicial fuese reducida a cero durante el comienzo del universo. La dificultad es, pues, explicar como el universo evolucionó para que el número bariónico sea distinto de cero.

Condiciones de Sakharov[editar]

En 1967, Andrei Sakharov propuso un conjunto de tres condiciones necesarias que una interacción generada por bariones debe satisfacer para producir materia y antimateria a tasas distintas. Estas condiciones estaban inspiradas en los descubrimientos recientes de la radiación del fondo cósmico[1]​ y la violación CP en el sistema neutral kaón.[2]​ Las tres condiciones de Sakharov necesarias son:

Hasta la fecha, no hay evidencia experimental de las interacciones de partículas donde la conservación del número bariónico se rompa de forma perturbativa: esto debería parecer sugerir que todas las reaciones de partículas observadas tienen el mismo número bariónico antes y después. Matemáticamente, el conmutador del operador del número bariónico con el hamiltoniano del Modelo Estándar es cero (). Sin embargo, se conoce que el Modelo Estándar viola la conservación del número bariónico de forma no perturbativa: una anomalía U(1) global. La violación del número bariónico también puede ser el resultado de la física más allá del Modelo Estándar (véase supersimetría y teoría de la gran unificación).

La segunda condición, la violación de la simetría CP, se descubrió en 1964 (la violación CP directa, que es una violación de la simetría CP en un proceso de radiación, fue descubierta en 1999). Si se asumía la simetría CPT, la violación de la simetría CP demanda la violación de la simetría de inversión de tiempo o simetría T.

La última condición afirma que la tasa de una reacción que genera una asimetría bariónica debe ser menor que la tasa de expansión del universo. En esta situación, las partículas y sus antipartículas correspondientes no alcanzan un equilibrio termodinámico debido a que la expansión rápida reduce los acontecimientos de aniquilación de pares.

Contenido de materia en el universo[editar]

Parámetro de asimetría bariónica[editar]

Los retos a las teorías físicas son explicar cómo se produce esta preferencia de materia sobre antimateria y también el tamaño de esta asimetría. Un cuantificador importante es el parámetro de asimetría:

Esta cantidad relaciona la diferencia de densidad entre bariones y antibariones ( y , respectivamente) con la densidad de la radiación del fondo cósmico de fotón, .

De acuerdo con el modelo del Big Bang, la materia se despareja de la radiación del fondo cósmico (CBR) a una temperatura aproximada de 3.000 K, que corresponde una energía cinética media de Tras la separación, el número total de fotones CBR permanece constante. Por tanto, debido a la expansión espacio-tiempo, la densidad de fotón se reduce. La densidad de fotón a una temperatura de equilibrio , por Kelvin cúbico y centímetro cúbico, es igual a:

,

con como la constante de Boltzmann, como la constante de Planck dividida por y como la velocidad de la luz en el vacío. En la aproximación numérica de la parte izquierda de la ecuación, la convención es utilizada y para T en Kelvins, el resultado se obtiene en K-3 cm-3. A la temperatura actual del fotón CBR T = 2,73 K, corresponde una densidad de fotón de aproximadamente 411 fotones CBR por centímetro cúbico.

Por tanto, el parámetro de asimetría η, tal y como está definido, no es un buen parámetro. En su lugar, el parámetro de asimetría preferido usa la densidad de entropía s:

debido a que la densidad de entropía del universo permaneció razonablemente constante durante la mayor parte de su evolución. La densidad de entropía es:

con y como la presión y densidad del tensor de densidad de energía , y como el número efectivo de grados de libertad para partículas sin masa (), a una temperatura ,

,

para bosones y fermiones con grados de libertad y a temperaturas y , respectivamente. En la era presente, .

Una estimación simplista de la asimetría bariónica del universo[editar]

Los resultados observados dan que η es aproximadamente igual a 10−10 (con mayor precisión, 2,6 < η × 1010 < 6,2). Esto significa que por cada 10.000 millones de pares partícula-antipartícula, hubo una partícula adicional que no tenía su correspondiente antipartícula con la cual aniquilarse en la radiación de fondo.

Una idea razonable de cómo se descubre este número de forma experimental es el siguiente. Las mediciones del telescopio espacial Hubble cuenta que el universo observable contiene aproximadamente 125.000 millones (1,25×1011) de galaxias. Asumiendo que son, en término medio, similares a la Vía Láctea, cada una contiene 100.000 millones (1011) de estrellas. La masa del Sol, que es una estrella común, es de unos 2×1030 kg. Haciendo la aproximación de que el Sol sólo está compuesto de átomos de hidrógeno, que pesa cada uno aproximadamente 1,67×10−27 kg, el Sol contiene 1,2×1057 átomos. Por tanto, el número de átomos del universo observable es de aproximadamente 1,5×1079. El radio del universo observable es de unos 16.000 millones de años luz o 4,4×1026 m. Esto significa que el universo observable es una esfera de 3,6×1080 m3. La densidad atómica sería de unos 4,2×10−2 m−3. Por otra parte, la física estadística dice que un gas de fotones en equilibrio térmico a la temperatura de la radiación del fondo cósmico, 2,73 K, tiene una densidad de 4,1×108 m−3. La estimación resultante de η es de 1,0×10−10. El valor experimental exacto involucra la medición de las concentraciones de elementos químicos del universo que no se originaron en la síntesis estelar.

Bosón de gauge[editar]

En la física de partículas, los bosones de gauge son partículas bosónicas que son mediadoras de las fuerzas fundamentales de la naturaleza. Más específicamente, las partículas elementales cuyas interacciones son descritas por la teoría de gauge ejercen fuerzas unas a otras por el intercambio de bosones de gauge, generalmente como partículas virtuales.

Bosones de gauge en el Modelo Estándar[editar]

En el Modelo Estándar, hay tres tipos de bosones de gauge: fotones, bosones W y Z y gluones. Cada uno corresponde a una de las tres interacciones del Modelo Estándar: los fotones son bosones de gauge de la interacción electromagnética, los bosones W y Z son de la interacción débil y los gluones de la interacción fuerte. Debido al confinamiento de color, los gluones aislados no aparecen en energías bajas.

Número de bosones de gauge[editar]

En una teoría de gauge cuantizada, los bosones de gauge son cuantos de los campos gauge. En consecuencia, hay tantos bosones de gauge como generadores del campo gauge. En la electrodinámica cuántica, el grupo de gauge es U(1): se trata del caso donde solo hay un bosón de gauge. En la cromodinámica cuántica, el grupo más complejo SU(3) tiene ocho generadores, correspondiente a ocho gluones. Los tres bosones W y Z corresponde (de forma aproximada) a los tres generadores de SU(2) de la teoría GWS.

Bosones de gauge masivos[editar]

Por motivos técnicos involucrados en la invariancia de gauge, los bosones de gauge son descritos matemáticamente por ecuaciones de campo para partículas sin masa. Por tanto, a un nivel teórico simplista, todos los bosones de gauge no deben tener masa y las fuerzas que describen necesitan ser de largo alcance. El conflicto entre esta idea y la evidencia experimental de que la interacción débil tiene un alcance muy corto necesita una comprensión téorica adicional.

De acuerdo con el Modelo Estándar, los bosones W y Z ganan masa a través del mecanismo de Higgs. En el mecanismo de Higgs, los cuatro bosones de gauge (de la simetría SU(2)xU(1)) de la interacción electrodébil unificada se acoplan a un campo de Higgs. Este campo sufre una ruptura espontánea de simetría debido a la forma de su potencial de interacción. Como resultado, el universo es impregnado por un valor de expectación del vacío (VEV) de Higgs distinto de cero. Este VEV se acopla a tres de los bosones de gauge electrodébiles (los W y Z), dándoles masa; el bosón de gauge restante, el fotón, permanece sin masa. Esta teoría predice la existencia de un bosón de Higgs escalar, que no ha sido observado.

Más allá del Modelo Estándar[editar]

Teorías de la gran unificación[editar]

En las teorías de la gran unificación, los bosones de gauge adicionales denominados bosones X y bosones Y deberían existir. Esto intermediarían entre los quarks y leptones, violando la conservación del número bariónico y causando el decaimiento del protón. Tales bosones deberían ser muy pesados (más que los bosones W y Z) debido a la ruptura de simetría. No se ha observado evidencia de tales bosones, como por ejemplo, en el decaimiento de protones visto en el Super-Kamiokande.

Gravitones[editar]

La cuarta interacción fundamental, la gravedad, puede también utilizar como intermediario a un bosón, denominado gravitón. En ausencia de evidencia experimental y una teoría matemática coherente de la gravedad cuántica, es desconocido si sería un bosón de gauge o no. El papel de la invariancia de gauge en la relatividad general es realizado por una simetría similar, la covariancia general.

Bosón Z'[editar]

  1. Cronin, Fitch and collaborators, 1964
  2. Cronin, Fitch and collaborators, 1964