L'origen i evolució de l'univers: una mirada a la física de partícules

1. Per què no podem estudiar l'estat de la matèria just al moment del Big Bang?

No podem estudiar l'estat de la matèria just al moment del Big Bang perquè en aquell instant la densitat d'energia era extremadament elevada. Per recrear les condicions del Big Bang es requereix una quantitat d'energia increïblement gran, tan gran que els nostres acceleradors de partícules no tenen la capacitat d'arribar a aquestes condicions per poder estudiar-les. Ens podem apropar molt, però mai arribarem del tot.

2. Per què hi ha matèria a l'univers si en principi per cada partícula que apareix, ha d'haver-hi la seva antipartícula corresponent?

La presència actual de matèria a l'univers es deu a un petit desequilibri que es va produir a l'inici del seu procés de formació. Aquest desequilibri s'anomena nombre bariònic i va evitar que les partícules i les seves antipartícules s'anihilessin completament i formessin un univers compost únicament per radiació. Aquest desequilibri va provocar el predomini de la matèria per sobre de l'antimatèria. A l'univers, hi ha 1 partícula de més per cada mil milions d'antipartícules, xifra que ens indica el nombre bariònic. Aquest fenomen avui dia encara resta sense una explicació definitiva.

3. Les antipartícules són només un resultat teòric de les equacions de camp d'Einstein, o tenen existència física? Indica alguna aplicació, si n'hi ha, de les antipartícules, i com es poden generar a la natura.

Les antipartícules tenen existència física i són presents a l'univers per mantenir l'estabilitat de càrregues. A la natura es poden crear mitjançant una desintegració radioactiva i també mitjançant col·lisions d'alta energia, com les fusions nuclears que es duen a terme al Sol. Una possible aplicació de les antipartícules és, en medicina, el PET (Positron Emission Tomography), també el TAC (Tomografia Axial Computeritzada) i el RMN (Ressonància Magnètica Nuclear).

4. Explica en què consisteix el nombre bariònic. Hi ha explicació física pel desequilibri entre matèria i antimatèria detectat 1s després del Big Bang?

En algun moment de la història de l'univers, es va produir un desequilibri entre matèria i antimatèria que permet mantenir l'estabilitat de càrregues dins l'univers. Va evitar que les partícules s'anihilessin amb les seves antipartícules i que es formés un univers compost només de radiació, formant així el predomini de la matèria sobre l'antimatèria. Per tant, podem dir que el nombre bariònic és la diferència entre matèria i antimatèria a l'Univers i expressa la quantitat de barions que hi ha a l'univers. Avui dia, encara no hem trobat una explicació física que ho expliqui completament, però sabem que va succeir perquè nosaltres existim (principi antròpic —> condició necessària per la nostra existència).

5. Segons el model estàndard, per què els bosons fan de cola de la matèria i els fermions fan de maons?

Els bosons tenen un espín de s= 1, 2, 3, 4...n, un moment d'espín sencer. Els fermions tenen un espín de s = 1/2, 3/2, 5/2..., és a dir, tenen un moment d'espín semienter. Els fermions compleixen el principi d'exclusió de Pauli mentre que els bosons no. Això vol dir que no poden haver-hi dos fermions al mateix lloc, però sí que podem trobar dos bosons al mateix lloc. És per això que diem que els fermions fan de maó i els bosons de cola o intermediaris de les interaccions, perquè dos bosons poden ser al mateix lloc.

6. Explica quina diferència hi ha entre: quarks, leptons i bosons.

La matèria està formada per quarks, leptons i bosons. Els quarks són partícules elementals i components fonamentals de la matèria. Els quarks es combinen per formar partícules compostes anomenades hadrons. Els leptons també són partícules elementals que formen la matèria, però no es veuen afectats per la força nuclear forta. Tots dos formen "estructuralment" la matèria, a diferència dels bosons, que s'encarreguen de la interacció entre les partícules.

• Bosons: s=1, 2, 3, 4..., n
• Fermions: s = 1/2, 3/2, 5/2.... (2n+1)/2
• Leptons: e^-, ν...
• Quarks: up, down. Formen protons i neutrons

7. Quines partícules són els barions i de què estan fets?

Els barions són un grup de partícules subatòmiques formades per tres quarks. Els més representatius, que són els que formen el nucli atòmic, són els neutrons i els protons. Els quarks són partícules elementals.

8. Planteja la reacció de desintegració del neutró i del protó. Per què quan es desintegra un neutró es produeix un positró i un neutrí, i en canvi quan es desintegra un protó es produeix un electró i un antineutrí?

Quan es desintegra un neutró es generen un protó, un electró i un antineutrí. Es produeixen el protó i l'electró per mantenir la constant de càrregues a l'Univers i l'antineutrí per mantenir constant el nombre bariònic.

Quan es desintegra un protó es produeix un positró i un neutrí. El positró s'ha produït per mantenir la constant de càrregues a l'univers i el neutrí per mantenir constant el nombre bariònic.

9. A què es deu la radiació còsmica de fons de 3,5K? Explica si sempre ha estat a aquesta temperatura.

Es deu al fet que els nuclis que es van formar van captar els electrons que fins aleshores havien estat lliures. Aquests electrons que van quedar confinats als nuclis atòmics no podien interactuar amb cap mena de radiació que hi hagués a la resta de l'univers, excepte aquella que tingués la longitud d'ona apropiada. La radiació que va quedar lliure en aquell moment és el que es coneix com a radiació de fons de microones. Aquesta viatja lliure per l'univers i és el que s'encarrega de la seva expansió i límit. L'univers no sempre ha estat a la mateixa temperatura. Al seu naixement tenia una temperatura de 4000K i es va anar refredant a causa de la seva expansió.

10. Per què són importants les fluctuacions d'energia del fons còsmic de microones?

Les fluctuacions d'energia del fons còsmic de microones indiquen acumulacions d'energia i, per tant, de matèria. Al voltant d'aquestes acumulacions es van aglutinar les galàxies que avui dia coneixem. La importància d'aquestes fluctuacions es basa en això, en el fet que són el que van generar les galàxies que avui dia hi ha a l'Univers.

11. 400.000 anys després del Big Bang va haver-hi un procés d'inflació còsmica. Quina va ser la font d'energia que va impulsar aquesta inflació?

Abans de l'era inflacionària de l'univers, la matèria es va condensar ràpidament i es van poder formar els hadrons i, a partir d'aquests, els nuclis atòmics. Durant l'era inflacionària, aquests nuclis atòmics van capturar els electrons i es van formar els primers àtoms i amb ells, la radiació de fons còsmic de microones. El procés de la formació dels àtoms és un procés exotèrmic, i per tant allibera molta calor i energia. Aquesta mateixa energia va ser la que va impulsar el procés d'inflació còsmica, o també coneguda com a era inflacionària de l'Univers.

12. Durant l'era inflacionària l'univers es va expandir a velocitats hiperlumíniques. Per què és necessari plantejar aquesta inflació d'acord amb les dades experimentals?

És necessari plantejar aquesta inflació d'acord amb les dades experimentals perquè al fons de microones hi ha fluctuacions d'energia. Quan es va formar el fons còsmic de microones, l'univers era suficientment petit perquè la radiació pogués connectar diferents indrets de l'univers. Si no hagués existit aquesta expansió hiperlumínica, que ve donada per les fluctuacions o variacions que té el fons còsmic de microones, no s'haurien creat les galàxies, estrelles o planetes i només tindríem un univers ple de radiació i alguns àtoms.

13. Per què les teories modernes estableixen que l'univers va tenir un inici? Explica en què va consistir aquest inici.

Les teories modernes estableixen que tot va tenir un inici perquè l'univers està en constant expansió. Si ara l'univers s'expandeix vol dir que en algun moment l'univers va estar concentrat tot en un sol punt, que és el que es considera l'inici. Es diu que l'univers es va generar a partir del Big Bang. El Big Bang és el moment en què tot l'univers estava concentrat en un sol punt, amb una densitat i temperatura molt altes. En aquell moment, l'univers tenia el tamany d'un àtom o era encara més petit i era gairebé infinitament calent i dens. A partir d'allà, l'univers es va anar refredant i expandint-se gradualment fins que la desintegració de partícules desconegudes de gran massa va donar lloc a la formació de quarks i leptons. Un cop es van formar aquests, quan la temperatura va baixar molt més, la majoria dels hadrons i leptons van anar desapareixent i van quedar tan sols els hadrons i leptons de vida més llarga (protons, neutrons, electrons), que es van anar agrupant i van donar lloc als nuclis més lleugers (hidrogen, deuteri, heli, liti). Un temps després, aquells electrons que van quedar lliures van quedar atrapats en els nuclis que van formar els neutrons i els protons, formant els primers àtoms. Després es van anar formant molècules, elements, estrelles, planetes, sistemes planetaris i tot el que coneixem que té l'univers. L'únic que va quedar lliure va ser la radiació, els fotons, que és el que es coneix com a radiació de fons còsmic de microones.

14. Les teories modernes estableixen que l'univers va tenir un inici. Tindrà un final? Explica com podria ser aquest final.

L'univers i tot el que coneixem segurament tindrà un final. Les teories modernes suggereixen tres possibles finals per a l'univers: la teoria del Big Crunch, la teoria del Big Freeze i la teoria del Big Rip.

La teoria del Big Crunch suggereix que l'univers acabarà contraient-se sobre si mateix, concentrant tota la seva matèria en un sol punt i col·lapsant. La teoria del Big Freeze ens mostra un univers on l'energia necessària per formar estrelles s'haurà esgotat. Tot es descomposarà i l'univers es refredarà fins a arribar a una temperatura estable, on la vida ni res serà possible (mort tèrmica). En canvi, el Big Rip ens suggereix que l'univers, si conté prou matèria fosca, accelerarà el seu ritme d'expansió fins que les galàxies es separin i perdin la seva cohesió interna. Tots els sistemes planetaris també perdrán la seva cohesió, s'escamparan i acabaran destruint-se, deixant l'univers només amb radiació. Tot i que les tres teories són diferents, les tres ens condueixen a un univers sense galàxies ni sistemes planetaris, on la vida no és possible.

• Big Crunch: la gravetat de l'univers deté l'expansió i comença a contraure's fins a formar una nova singularitat. Perquè es detingui l'expansió necessitem un univers molt dens. Les mesures de la densitat de l'univers indiquen que no hi ha prou matèria per invertir l'expansió i, per tant, està descartat.
• Big Freeze: L'expansió continua fins a l'infinit. L'energia necessària per formar les estrelles s'esgota. Els forats negres s'esvaeixen. L'univers arriba a un estat ple de radiació, sense matèria i on cap procés, mort tèrmica de l'univers.
• Big Rip: L'expansió accelerada fa que les forces de cohesió de la matèria (gravetat, electromagnetisme, força nuclear forta, força nuclear dèbil) successivament van decaient degut a que acaben sent més dèbils que l'expansió de l'univers. Al final tota la matèria queda esmicolada, i l'univers quedarà en un estat on no hi haurà matèria i cap procés serà possible. Novament s'arriba a una mort tèrmica.

15. Com podem saber quins van ser els elements primigenis de l'univers? Com s'han format la resta d'elements?

Podem saber quins van ser els elements primigenis de l'univers mesurant la riquesa de l'univers en els diferents elements. Fixant-nos en la seva composició, sabem que l'univers està format en un 75% d'hidrogen, un 23% d'heli i l'altre 2% de la resta d'elements. També podem reproduir les condicions del Big Bang amb un accelerador de partícules, i podem veure quines reaccions nuclears són possibles i quines no. Podem fer-ho a través de simulacions per ordinador de les condicions del Big Bang, que seran correctes si coincideixen amb les obtingudes experimentalment. La resta d'elements s'han creat a través de reaccions nuclears que succeeixen dins de les estrelles a partir dels elements que ja hi havia a l'univers.

16. Planteja el mecanisme de la fusió d'hidrogen que succeeix a l'interior de les estrelles, segons la cadena PPI.

La reacció general de la fusió de l'hidrogen segons la cadena PPI és la següent:

17. Dels 118 elements de la taula periòdica n'hi ha 28 elements artificials. Per què en diem que són artificials? S'han detectat a la natura aquests elements?

Aquests 28 elements de la taula periòdica diem que són artificials perquè la única manera d'observar i estudiar les seves característiques i propietats és sintetitzar-los als laboratoris de manera artificial, però no vol dir que a la natura no es puguin formar. De fet, alguna vegada se n'ha detectat algun a la natura. Per exemple, a la supernova SN 1987A es van aconseguir detectar les línies espectrals del Laurenci, element que aquí a la Terra només hem aconseguit observar als laboratoris i com a residu d'assajos i reaccions nuclears, degut a que és un element molt reactiu i es desintegra amb molta facilitat i rapidesa. Per tant, aquests elements els podem trobar a les supernoves.

18. Inicialment a l'univers només hi havia els següents elements: H, He, Li, Be i B. Com s'han format la resta d'elements? Indica els diferents processos que han generat la resta d'elements naturals.

La resta dels elements que hi ha a l'univers s'han generat a partir de reaccions nuclears que s'han dut a terme amb els elements que ja hi havia a l'univers i amb alguns que s'han anat creant posteriorment. Aquestes reaccions són les de fusió nuclear que s'han dut a terme a l'interior de les estrelles. Quan l'estrella ja no pot fusionar hidrogen, fusiona heli, després el nitrogen, l'oxigen i segueix així fins a arribar al ferro. Quan arriba al ferro, l'estrella esclata i dins de les supernoves es generen la resta d'elements.

19. Quant de temps ha de passar perquè s'esvaeixi la radioactivitat d'una mostra radioactiva? Justifica la teva resposta.

Perquè la radioactivitat d'una mostra radioactiva s'esvaeixi han de passar 5 períodes de semidesintegració. El període de semidesintegració d'una substància és el temps que triga aquesta en perdre la meitat de la seva radioactivitat.

Amb aquesta taula veiem que amb 5 períodes hem perdut més del 95% de la radioactivitat de la mostra.

20. Per què a la Terra existeixen de forma natural elements com el Poloni i el Radi, amb un període de semidesintegració de 138,8 dies i 1.601 anys, respectivament?

Poloni: 138,8 · 5 = 694 dies
Radi: 1601 · 5 = 8.005 anys

Podem trobar poloni i radi a la Terra perquè es troben en el camí de la desintegració de l'urani-238, també conegut com a sèrie radioactiva de l'urani-238. Això vol dir que mentre l'urani es desintegra es van formant constantment radi i poloni, tot i que després s'acaben desintegrant mentre la desintegració de l'urani-238 i la creació de radi i poloni continua.

21. Per què a la Terra existeix Carboni-14, si el seu període de semidesintegració és de 5.700 anys? Quina antiguitat màxima es pot datar amb Carboni-14?

A la Terra existeix el Carboni-14 perquè a l'atmosfera es genera contínuament a causa de la interacció del nitrogen amb els protons que venen dels rajos còsmics. Són protons que arriben amb una velocitat gairebé igual que la de la llum i que xoquen amb els àtoms de nitrogen, formant el Carboni-14. El Carboni-14 pot datar com a màxim una antiguitat d'uns 28.500 anys, ja que la seva radioactivitat necessitarà 5 períodes de semidesintegració per esvair-se gairebé del tot (més del 95% s'esvairà).

5700 · 5 = 28.500 anys