El Universo en pequeña escala:

1. El Universo en pequeña escala: Radiación Materia y Materia Oscura

2. Radiación Una onda electromagnética se produce por la superposición de campos eléctrico y magnético variables, retroalimentando uno al otro.

3. La onda se caracteriza por su longitud de onda  y su frecuencia . Longitud de onda y frecuencia están vinculadas por la relación Donde c=3 1010 cm/s es la velocidad de la luz. La inversa de la frecuencia es el período T Al considerar el conjunto de ondas electromagnéticas de distintas frecuencias, obtenemos el espectro electromagnético.

5. La emisión de una onda de frecuencia ν está asociada con fenómenos con una energía típica donde h  10-15eV s es la constante de Planck. Asociada con esta energía hay una temperatura Donde kB  10-4 eV K-1 es la constante de Boltzmann

6. De esta manera, cada banda del espectro se puede asociar con un fenómeno característico

8. Termodinámica de la radiación: La presión de la radiación es La densidad de energía es Que equivale a una densidad de masa

9. La densidad de entropía es Si radiación en equilibrio se expande adiabáticamente, permanece en equilibrio (¡comparar con la experiencia de Joule!). La entropía total permanece constante

10. Consideremos una cavidad de paredes espejadas conteniendo una cierta cantidad de radiación. Cuando se establece el equilibrio térmico, se observa que el número de fotones de cada frequencia sigue una ley determinada, que sólo depende de la temperatura de la caja.

11. Materia La primer partícula elemental que fue identificada como tal fue el electrón,descubierto por J. J. Thomson alrededor de 1900.

12. El electrón tiene una masa en reposo de 10-27g, una energía en reposo de 1 MeV, y una carga de -10-19 C. Se encuentra en las capas externas de los átomos, por lo que es relativamente fácil de extraer.

13. Hasta donde sabemos, el electrón es completamente estable. Como es la partícula cargada más liviana, está protegido por la ley de conservación de la carga eléctrica.

14. Hacia 1905, Rutherford demostró que la mayor parte de la masa de un átomo está concentrada en una única estructura, que él llamó "núcleo".

15. El núcleo más simple, el del Hidrógeno, puede considerarse una partícula, el "protón".

16. El protón tiene una masa en reposo de 10-24g (mil veces la del electrón), una energía en reposo de 1 GeV, y una carga de +10-19 C (positiva).

17. Hasta el momento no ha sido posible medir la vida media del protón, aunque se conjetura que no sería absolutamente estable.

18. Hasta el momento no ha sido posible medir la vida media del protón, aunque se conjetura que no sería absolutamente estable. (si lo fuera, la asimetría entre partículas y antipartículas sería inexplicable; vamos a volver sobre esto)

19. Para la mayoría de los núcleos estables, la masa, expresada en múltiplos de la masa del protón, es alrededor del doble de la carga, en múltiplos de la carga del protón.

20. Por lo tanto, el protón no puede ser el único componente del núcleo. Para explicar la discrepancia se propuso la existencia de una tercera partícula, el neutrón, con una masa similar a la del protón pero eléctricamente neutro.

21. La existencia efectiva del neutrón fue demostrada por Chadwick en 1932. Un neutrón libre decae en alrededor de 10 minutos.

22. El esquema basado en protones, neutrones y electrones describe satisfactoriamente la tabla periódica. Un elemento con número atómico Z y peso atómico A posee Z protones y A-Z neutrones.

23. Los neutrones y los protones están ligados en el núcleo por las “interacciones fuertes”. El rango de las interacciones fuertes es 10-15m, lo cual da tiempos característicos de reacción de 10-23s. Es necesario introducir las “interacciones débiles” para dar cuenta del decaimiento del neutrón.

24. El modelo de protones, neutrones y electrones como constituyentes básicos de la materia fue demolido por una serie de descubrimientos relacionados con los "rayos cósmicos" a partir de la década de 1930.

25. 1932 : Se descubre el positrón, • confirmando la predicción teórica de • la existencia de "antipartículas". Descubrimientos con rayos cósmicos • 1937 : Descubrimiento del muón. • Es como un electrón, pero 200 veces • más pesado • 1947 : descubrimento del pión

26. A partir de 1950, el desarrollo de grandes aceleradores condujo al descubrimiento de decenas de nuevas partículas. Además, cada partícula tiene una antipartícula. Esto condujo eventualmente al desarrollo del modelo de los quarks.

27. Para empezar, se divide a las partículas en “hadrones” (que participan de las interacciones fuertes) y “leptones” (los que no). Los hadrones se clasifican en bariones (hadrones pesados) y mesones (más livianos que los bariones, más pesados que los leptones). La idea es reconstruir la serie de hadrones como combinación de elementos simples, los quarks. Los bariones son compuestos de tres quarks, y los mesones de un quark y un antiquark.

28. Para reconstruir los protones y neutrones alcanza con dos tipos de quarks, los u de carga 2/3 y los d de carga -1/3. Un protón es uud y un neutrón es udd. Los quarks no pueden ser extraídos del interior de los nucleones (“confinamiento”). Para explicar las vidas medias demasiado extensas de ciertas partículas es necesario incluir otros tipos de quarks,. Además, cada quark viene en tres “colores”, y cada partícula tiene su antipartícula.

29. Al día de hoy se han identificado seis tipos de quarks, organizados en tres “familias”. Cada familia contiene dos quarks y dos leptones. Además están las partículas que intermedian las distintas interacciones.

30. Y también hay neutrinos...

31. Electron Proton Neutron Neutrino! Los "neutrinos" fueron postulados por Pauli en 1930 para restaurar el balance de energía en el decaimiento beta nuclear

32. Hay muchas fuentes de neutrinos El Sol Supernovae Fósiles del Big Bang 109 per m3 Aceleradores de partículas Rayos cósmicos Reactores

33. Los neutrinos son eléctricamente neutros. Interactúan por la llamada "fuerza débil". La probabilidad de atrapar un neutrino es 100,000,000,000 veces menor que para un protón. neutrinos ... Un neutrino puede atravesar 200 Tierras sin ser atrapado

34. Pauli (con Heisenberg y Fermi)

35. Detectados por primera vez en 1956 por Reines y Cowan, utilizando un reactor como fuente • Observaron los destellos • producidos por la • aniquilación del positrón

36. Electronics Huts Linac cave Entrance 2 km Control Room Tank Water System Inner Detector Outer Detector Mt. Ikeno Super-Kamiokande Colaboración EEUU-Japón (~100 físicos) Detector de 50,000 ton de agua > 1000 m de roca en todas las direcciones Más de 10000 tubos fotomultiplicadores de 20"

37. Hay neutrinos de distintos tipos ("sabores"): el neutrino del electrón, el del muón y el del tau. Todos son eléctricamente neutros, y hasta hace poco, se pensaba que sin masa en reposo...

38. Neutrinos atmosféricos Producidos por rayos cósmicos en la atmósfera (altura Z=15~20 km) rayo cósmico+núcleo del aire® mesones p ®n's En promedio, se producen dos neutrinos del muón por cada uno del electrón. La distancia de vuelo L al detector SK depende del ángulo qZ: ~15 km para n's descendientes; ~13000 km para n's ascendentes cosqZ=+1 L=15 km ZENITH qZ SK cosqZ=0 L=500 km NADIR cosqZ= -1 L=13000 km

39. Número esperado El número de neutrinos del muón detectado estaba por debajo de los valores esperados. SK DATA SK demostró que el déficit se producía sólo para neutrinos ascendentes

40. Neutrinos Solares • Los neutrinos provenientes del Sol planteaban un problema similar: se detectaban la mitad de los neutrinos del electrón que se esperaba. En 2001, el Sudbury Neutrino Observatory (SNO) de Canadá demostró que la discrepancia podía explicarse como debida a oscilaciones de neutrinos.

41. nu ne Oscilaciones de neutrinos • La proporción de cada sabor en el mismo haz de neutrinos varía con el tiempo, que a su vez es proporcional a la distancia al punto de producción

42. La manera más simple de incorporar oscilaciones en la teoría es asumir que algunos sabores de neutrinos tienen masa (las oscilaciones dependen de las diferencias de masa, no de los valores absolutos). Por ejemplo, el neutrino del electrón podría ser no-masivo, y el del muón tener una masa de fracciones de eV. (demasiado poco para contribuir significativamente a la materia oscura)

43. El problema es que la teoría está construída alrededor del concepto de neutrinos sin masa. No es tan fácil incorporar neutrinos masivos.

44. Materia Oscura La materia descripta por el modelo estándar no es más de la sexta parte de la materia total en el Universo. El resto es la llamada “materia oscura”

45. La manera usual de medir la materia oscura es a través de las curvas de rotación de galaxias. Edge-on LSB galaxy NGC 5084

47. Cuando estudiemos el proceso de nucleosíntesis veremos que la materia oscura NO PUEDE SER bariónica. La teoría de nucleosíntesis demuestra que en el Universo hay alrededor de 1010 fotones por cada barión. Aún cuando cada barión tiene una energía del orden de 1013 veces la energía de un fotón de la radiación cósmica de fondo, igual quedan densidades del orden de 10-32 g/cm3, demasiado bajas para dar cuenta de las observaciones. Desde el punto de vista cosmológico, la pregunta fundamental es si la materia oscura está compuesta de partículas pesadas o livianas. La evidencia parece favorecer la primer posibilidad.