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SOBRE LA MATERIA BARINICA

Los cientficos que en la primera mitad del siglo XX propusieron la Teora de la Gran Explosin daban como un hecho a priori, como un hecho inicial de partida, el contenido en materia barinica del Universo. No se consideraba necesario que la existencia de un Universo de materia barinica fuera algo que necesitara ser explicado tericamente por la Cosmologa. Pero el descubrimiento de la antimateria barinica hizo que algunos fsicos, como Andrei Sajarov, comenzaran a hacerse preguntas. El concepto de antimateria no haba aparecido en la Fsica hasta los trabajos de Paul Adrian Dirac (1902-1984) en 1928. En una poca donde se trataba de desarrollar las ideas de la Mecnica Ondulatoria de Schrdinger-De Broglie, o se trataba de hacer compaginar con los hechos reales el Principio de Incertidumbre de Heisenberg, apareci en los trabajos de Dirac el concepto de antimateria. Plante la necesidad de que hubieran partculas que se contrapusieran a los electrones, seran los antielectrones, que llam positrones, con igual masa que ellos. Estas ideas de Dirac fueron confirmadas ya en 1932 por los trabajos del equipo de Carl Anderson en el Instituto Tecnolgico de California, al detectar en el choque de haces de rayos csmicos la partcula positrnica. Otro equipo de investigadores, en la Universidad de Berkeley, lograron en 1955 detectar un antiprotn. Formaban parte del equipo investigador entre otros, los fsicos Emilio Segre, Owen Chamberlain y Tomas Ypsilantis. Asimismo, ya en 1959, y en el mismo laboratorio, se descubri tambin la existencia real del antineutrn (Bruce Cork, William Wenzel y otros). Se haba detectado, pues, en 1959, la existencia de la antimateria barinica (antiprotones, antineutrones) como algo real, como antipartculas simtricas de protones y neutrones, a la par que el positrn como antipartcula simtrica del electrn. Aparte de eso, en los aos siguientes fueron descubrindose otras antipartculas de mayor complejidad, como el antideuterio, antihelio, antitritio, etc. En 1981 se pudo realizar el primer choque controlado entre partculas materiales y sus correspondientes antipartculas obtenindose en el proceso de aniquilacin cantidades enormes de energa (de acuerdo con la expresin E=mc2) como rayos gamma. Comparativamente con la fusin nuclear, se tendra:

- Choque aniquilador de un kg de materia con un kg de antimateria:.. Joules1710.8,1 - Fusin nuclear de un kg de istopos de Hidrgeno:........................ Joules1510.2,4 Por analoga, si asignamos una antipartcula a cada partcula, tambin ocurrir que las partculas ms fundamentales, los quarks, tendrn su correspondiente antiquark. Hoy da sabemos que los fermiones, las partculas que siguen las estadstica de Fermi-Dirac, son los bariones y los leptones, y los nicos estables son los bariones. Protones y neutrones, partculas formadas por tres quarks, representan el grueso de la materia barinica, la materia que conocemos en nuestro acaecer diario, en la vida corriente, en la cotidianidad de los hechos fsicos. La antimateria correspondiente seran los antiprotones y antineutrones, formados por tres antiquarks. Protones y neutrones son las partculas pesadas que, junto con los electrones, constituyen la materia que vemos y en la que existimos. Ya en los aos sesenta, el cientfico ruso Andrei Sajarov (1921-1989) se hizo una pregunta clave: porqu la materia barinica ha predominado sobre la antimateria barinica, si ambas tendran que haber aparecido con los mismos niveles desde el momento del Big Bang?. Desde la Gran Explosin comenz la formacin de materia barinica, de antimateria barinica y de radiacin (fotones). Nos encontramos con los siguientes aspectos:

- La materia barinica es mayor que la antimateria barinica. Puesto que la materia y su antimateria se aniquilan mutuamente, parece obvio que estamos en un Universo en el que predomina la materia barinica.

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- En lo que respecta a la radiacin, se ha detectado la densidad de materia barinica y la densidad de radiacin con estos resultados:

Densidad de materia barinica:

3/2,0 mbarionesdmb = Densidad de radiacin:

36 /10.333 mfotonesd fotones =

El cociente de ambas densidades es lo que se denomina asimetra barinica:

107 10.610.3332 ===

fotones

mb

ddab

En lo que respecta al primero de estos aspectos, es necesario comprender que la hiptesis de que la materia barinica pudiera ser del mismo orden que la antimateria barinica (esto es, que exista una simetra barinica tendente a cero, ab0) surge de forma natural, puesto que simetras de este tipo existen en la estructura del Universo (polo norte-polo sur, carga positiva-carga negativa, materia-antimateria, ...). El nmero que nos da la densidad de bariones se determina en general por la concentracin relativa de elementos ligeros (deuterio, helio, litio, ...) que se formaron cuando los bariones se unieron para formar los ncleos atmicos (es la etapa de formacin del universo que se conoce como nucleosntesis del gran estallido). En cuanto al segundo de los aspectos, sabemos que todas las partculas tienen anlogo comportamiento a temperaturas extraordinariamente altas. Salvo que en el primitivo universo hubiera tenido lugar un fenmeno o fase especial, las densidades de materia barinica y de radiacin tendran que ser del mismo orden. Es decir, la asimetra barinica, ab, tendr que aproximarse a la unidad (ab1). Sin embargo, el valor de ab = 6.10-10 , hoy da generalmente aceptado por todos los especialistas, nos indica que en el contexto del universo existe una acusada asimetra barinica. La fsica terica intenta descubrir el porqu de esta asimetra. Se ha intentado explicar el valor medido de ab de forma concordante con el modelo estndar de la fsica de partculas. Se ha tenido en cuenta, por ejemplo, la posibilidad de que ab surja de una asimetra ms profunda existente en los quarks, componentes bsicos de la materia barinica, de los bariones. En realidad, hace apenas unos aos, en 2003, muy precisas medidas en las fluctuaciones de temperatura que presenta la radiacin csmica del fondo de microondas confirmaron claramente el indicado valor de la asimetra barinica. Se nos plantea entonces la cuestin de cmo explicar la asimetra barinica. De donde procede?. Es factible una teora de la bariognesis, de la generacin de los bariones?. En lo que respecta al hecho de que predomine la materia barinica sobre la antimateria barinica, ha sido estudiada la posibilidad de que realmente exista tanta materia como antimateria barinica, esto es, que el nmero de bariones y de antibariones sean prcticamente del mismo orden, solo que estaran materia y antimateria separadas por distancias enormes que impiden su mutua aniquilacin. Nosotros viviramos, segn esta hiptesis, en una zona del Universo en donde predominan los bariones, encontrndose la antimateria barinica ms all del universo observable por nosotros. Si fuera as, si existieran bloques galcticos de antimateria barinica, nuestras observaciones habran de detectar regiones fronterizas materia-antimateria, en donde la radiacin gamma que se emitira en los procesos de aniquilacin (fotones de alta energa) sera detectable por nosotros. No se observa, obviamente, nada de esto, ni se deduce ningn proceso especial por el que en el primitivo universo habra de separarse la materia de la antimateria. Nos induce todo esto, por consiguiente, a estudiar la construccin de una teora que de algn modo explique la asimetra barinica. En realidad se han propuesto diversos esquemas para explicar el proceso de bariognesis dentro de las llamadas Teoras de Gran Unificacin (Grand Unified Theories-GUT). Uno de los ms sencillos esquemas es el que detallamos a continuacin. Una partcula subatmica X del primitivo Universo se desintegra en materia y en antimateria, al igual que su antipartcula X. La asimetra surge cuando la lnea de desintegracin es distinta para X y para X. As, por ejemplo, si X se desintegra en dos quarks arriba (up) por una parte, y en un antiquark abajo (dw ) ms un positrn (e+) por otra, con probabilidades distintas, pongamos 51% y 49% respectivamente, se tiene un balance neto de materia barinica que podemos calcular con facilidad, si tenemos en cuenta que los bariones ordinarios, protones y neutrones, estn formados por tres quarks

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(es decir, el nmero barinico de un quarks es 1/3, o dicho de otro modo, cada quark es la tercera parte de un barin). Supongamos, pues, y por poner un ejemplo, que la partcula X se desintegra como materia barinica (dos quarks arriba) el 51% de las veces y se desintegra como antimateria barinica (antiquark abajo ms positrn) el 49% de las veces, y que, por otra parte, la antipartcula X se desintegra en materia antibarinica (dos antiquarks arriba) el 49% de las veces y en materia barinica (un quark abajo ms un electrn) el 51% de las veces. En esquema: - Desintegracin de X:

Balance de la desintegracin: bariones177,031.49,0

32.51,0 =

- Desintegracin de X:

Balance de la desintegracin: bariones157,032.49,0

31.51,0 =

Balance total de la desintegracin de la partcula y su antipartcula: 0,177-0,157 = 0,02 bariones. Lo cual nos indica que se produciran 2 bariones por cada cien desintegraciones. Tal cantidad de materia barinica es mayor que la necesaria para generar la antisimetra barinica que se observa, pero hemos de tener en cuenta la desintegracin inversa (integracin) por la que los quarks realizan el proceso inverso, proceso que a altsimas temperaturas puede ser tan rpido como la desintegracin directa, deshaciendo la indicada antisimetra. Para que puedan tener lugar procesos como los del esquema anterior deben cumplirse algunas condiciones que violan principios generales y simetras de carga y de paridad. Estas condiciones o leyes de los procesos de desintegracin y generacin de bariones fueron enunciadas por primera vez por el fsico Andrei Sajarov, en los aos sesenta, adelantndose en algunos aos al resto de la comunidad cientfica.

- Primera condicin: violacin del nmero barinico. Si en un proceso de desintegracin de una partcula X se obtienen dos quarks unas veces y un antiquark ms un positrn otras veces, esto querra decir que X tiene un nmero barinico de 2/3 unas veces y de -1/3 otras. El admitir la posibilidad de ambos canales de desintegracin significa, por tanto, admitir que la partcula X no tiene un inequvoco nmero barinico.

- Segunda condicin: prdida del equilibrio termodinmico. En el primitivo universo las partculas subatmicas X, junto con sus correspondientes antipartculas, se desintegran constantemente en quarks y electrones, o en antiquarks y positrones, originando el descrito proceso de antisimetra barinica, pero tambin tiene lugar el proceso inverso, por el cual los quarks se juntan para formar los bariones, deshaciendo dicha antisimetra. Para que se mantenga la antisimetra es necesario que se reduzca la desintegracin inversa de forma que un par de quarks no adquiera la suficiente energa que le permita formar un barin. Esta situacin de desequilibrio ocurrira debido a la

+

31.49,03

1.49,0'_

32.51,0

31.51,031.51,0

_

e

dicaantibarionmat

u

ubarionicamat

X

w

p

p

32.49,0

31.49,0'31.49,0'

_

31.51,03

1.51,0_

'

p

p

w

u

uicaantibarionmat

e

dbarionicamat

X

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disminucin de temperatura originada por la expansin del Universo, al modo que en una olla hirviendo se pierde el equilibrio termodinmico al destapar la olla.

- Tercera condicin: violacin de las simetras de carga (C) y de paridad (P). La simetra C, de carga, indica que en las transformaciones de partculas la conjuncin de la carga transforma una partcula en su correspondiente antipartcula. La simetra P, de paridad, transforma una partcula dextrgira en una partcula levgira, y viceversa. Esto es, tal simetra cambia el spin de las partculas. La combinacin de ambas transformaciones es lo que se conoce como simetra CP. Las violaciones de las simetras C y P son investigadas en laboratorio desde los aos cincuenta, habindose encontrado solamente una dbil violacin de CP en el ao 1964. Actualmente siguen buscndose en laboratorios de EEUU y Japn fuentes de violaciones intensas de CP. Sajarov indic que para el desarrollo de la bariognesis habran de violarse ambas simetras, es decir, tanto la simetra de carga como de paridad. Esto habra de ocurrir porque si se hubiera satisfecho CP durante toda la historia del Universo, la nica asimetra que se creara sera obviamente entre quarks levgiros y quarks dextrgiros, simetra igual y opuesta entre quarks dextrgiros y quarks levgiros, permaneciendo intacta la simetra global. Se crey desde el primer momento que la simetra CP es exacta, sin embargo en 1964 se realizaron experimentos que comprobaron un proceso que violaba mnimamente dicha simetra (experimento de James Cronin, Val Fitch y Ren Turlay Laboratorio Nacional de Brookhaven) al encontrar que aparecan dos partculas en ciertas desintegraciones que eran realmente una sola: el caso del kan. Se siguen buscando experimentalmente nuevas violaciones de CP, pues la dbil violacin que aparece en la desintegracin de los kaones no es capaz, por s sola, de provocar la tambin dbil asimetra barinica observada. Documentacin complementaria: Sakharov, A.D.; Violation of CP Invariante, C Asymmetry, and Baryon Asymmetry of the Universe. JETP Letters, 1967. Kuzmin, V. A.; CP-Noninvariance and Baryon Asymmetry of the Universe. Journal of Experimental and Theoretical Physics, 1970. Kuzmin, V. A. - Shaposhnikov, M.E.; On the Anomalous Electroweak Baryon Number Non-Conservation in the Early Universe. Physics Letters B, 1985. Cline, J.M. - Joyce, M. - Kainulainen,K.; Supersymmetry Electroweak Baryogenesis in the WKB Approximation. Physics Letters B., 1998. Dine, M. - Kusenko, A.; Origen of the Matter-Antimatter Asymmetry, Reviews of Modern Physics, 2004.

El presente artculo se basa en el artculo de James M. Cline: El Origen de la Materia, publicado en la revista Investigacin y Ciencia en el nmero del mes de junio de 2005.

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