el universo en pequeña escala: radiación materia y materia oscura

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  • El Universo en pequea escala: RadiacinMateria y Materia Oscura

  • Una onda electromagntica se produce por la superposicin de campos elctrico y magntico variables, retroalimentando uno al otro.Radiacin

  • La onda se caracteriza por su longitud de onda y su frecuencia . Longitud de onda y frecuencia estn vinculadas por la relacinDonde c=3 1010 cm/s es la velocidad de la luz. La inversa de la frecuencia es el perodo T Al considerar el conjunto de ondas electromagnticas de distintas frecuencias, obtenemos el espectro electromagntico.

  • Banda (m) (Hz)Radio1109Microondas10-31011Infrarojo10-51013

    Optico10-71015Rayos X 10-101018Rayos Gama10-131021

  • La emisin de una onda de frecuencia est asociada con fenmenos con una energa tpicadonde h 10-15 eV s es la constante de Planck. Asociada con esta energa hay una temperaturaDonde kB 10-4 eV K-1 es la constante de Boltzmann

  • De esta manera, cada banda del espectro se puede asociar con un fenmeno caracterstico

    Banda (m) (Hz)E (eV)T (K)Radio110910-610-2Microondas10-3101110-41Infrarojo10-5101310-2102

    Optico10-710151104Rayos X 10-101018103107Rayos Gama10-1310211061010

  • Banda (m) (Hz)E (eV)T (K)Asociado conRadio110910-610-2Electrones acelerados por campos magnticos, Radio-galaxiasLnea de 21 cm del hidrgeno neutro (estructura hiperfina)Microondas10-3101110-41Nubes de polvo, hidrgeno y quasares.Fondo Csmico de microondasInfrarojo10-5101310-2102Nubes de polvo, regiones de formacin estelarOptico10-710151104Estrellas, galaxias y quasares.Lnea Lyman-alfa del hidrgenoRayos X 10-101018103107SupernovaeGases ionizadosRayos Gama10-1310211061010Ncleos galcticos activos. Agujeros negros

  • Termodinmica de la radiacin: La densidad de energa esQue equivale a una densidad de masaLa presin de la radiacin es

  • Si radiacin en equilibrio se expande adiabticamente, permanece en equilibrio (comparar con la experiencia de Joule!). La entropa total permanece constanteLa densidad de entropa es

  • Consideremos una cavidad de paredes espejadas conteniendo una cierta cantidad de radiacin. Cuando se establece el equilibrio trmico, se observa que el nmero de fotones de cada frequencia sigue una ley determinada, que slo depende de la temperatura de la caja.

  • MateriaLa primer partcula elemental que fue identificada como tal fue el electrn, descubierto por J. J. Thomson alrededor de 1900.

  • El electrn tiene una masa en reposo de 10-27g, una energa en reposo de 1 MeV, y una carga de -10-19 C. Se encuentra en las capas externas de los tomos, por lo que es relativamente fcil de extraer.

  • Hasta donde sabemos, el electrn es completamente estable. Como es la partcula cargada ms liviana, est protegido por la ley de conservacin de la carga elctrica.

  • Hacia 1905, Rutherford demostr que la mayor parte de la masa de un tomo est concentrada en una nica estructura, que l llam "ncleo".

  • El ncleo ms simple, el del Hidrgeno, puede considerarse una partcula, el "protn".

  • El protn tiene una masa en reposo de 10-24g (mil veces la del electrn), una energa en reposo de 1 GeV, y una carga de +10-19 C (positiva).

  • Hasta el momento no ha sido posible medir la vida media del protn, aunque se conjetura que no sera absolutamente estable.

  • Hasta el momento no ha sido posible medir la vida media del protn, aunque se conjetura que no sera absolutamente estable.(si lo fuera, la asimetra entre partculas y antipartculas sera inexplicable; vamos a volver sobre esto)

  • Para la mayora de los ncleos estables, la masa, expresada en mltiplos de la masa del protn, es alrededor del doble de la carga, en mltiplos de la carga del protn.

  • Por lo tanto, el protn no puede ser el nico componente del ncleo. Para explicar la discrepancia se propuso la existencia de una tercera partcula, el neutrn, con una masa similar a la del protn pero elctricamente neutro.

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

  • El esquema basado en protones, neutrones y electrones describe satisfactoriamente la tabla peridica. Un elemento con nmero atmico Z y peso atmico A posee Z protones y A-Z neutrones.

  • Los neutrones y los protones estn ligados en el ncleo por las interacciones fuertes. El rango de las interacciones fuertes es 10-15m, lo cual da tiempos caractersticos de reaccin de 10-23s. Es necesario introducir las interacciones dbiles para dar cuenta del decaimiento del neutrn.

  • El modelo de protones, neutrones y electrones como constituyentes bsicos de la materia fue demolido por una serie de descubrimientos relacionados con los "rayos csmicos" a partir de la dcada de 1930.

  • Descubrimientos con rayos csmicos 1937 : Descubrimiento del mun. Es como un electrn, pero 200 vecesms pesado 1947 : descubrimento del pin

  • A partir de 1950, el desarrollo de grandes aceleradores condujo al descubrimiento de decenas de nuevas partculas. Adems, cada partcula tiene una antipartcula. Esto condujo eventualmente al desarrollo del modelo de los quarks.

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

  • 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 protn es uud y un neutrn es udd. Los quarks no pueden ser extrados del interior de los nucleones (confinamiento).Para explicar las vidas medias demasiado extensas de ciertas partculas es necesario incluir otros tipos de quarks,. Adems, cada quark viene en tres colores, y cada partcula tiene su antipartcula.

  • Al da de hoy se han identificado seis tipos de quarks, organizados en tres familias. Cada familia contiene dos quarks y dos leptones. Adems estn las partculas que intermedian las distintas interacciones.

  • Y tambin hay neutrinos...

  • Los "neutrinos" fueron postulados por Pauli en 1930 para restaurar el balance de energa en el decaimiento beta nuclear

  • Hay muchas fuentes de neutrinos109 per m3Fsiles del Big BangSupernovaeRayos csmicosReactoresAceleradores de partculasEl Sol

  • La probabilidad de atrapar un neutrino es100,000,000,000 veces menor que para un protn.Un neutrino puede atravesar 200 Tierras sin ser atrapado...Los neutrinos son elctricamente neutros. Interactan por la llamada "fuerza dbil".neutrinos

  • Pauli (con Heisenberg y Fermi)

  • Detectados por primera vez en 1956 por Reines y Cowan, utilizando un reactor como fuenteObservaron los destellos producidos por la aniquilacin del positrn

  • Super-KamiokandeColaboracin EEUU-Japn (~100 fsicos)Detector de 50,000 ton de agua> 1000 m de roca en todas las direcciones Ms de 10000 tubos fotomultiplicadores de 20"

  • Hay neutrinos de distintos tipos ("sabores"): el neutrino del electrn, el del mun y el del tau.Todos son elctricamente neutros, y hasta hace poco, se pensaba que sin masa en reposo...

  • Neutrinos atmosfricoscosqZ=+1 L=15 kmcosqZ= -1 L=13000 kmcosqZ=0 L=500 kmqZZENITHNADIRSKProducidos por rayos csmicos en la atmsfera (altura Z=15~20 km)rayo csmico+ncleo del aire mesones p n'sEn promedio, se producen dos neutrinos del mun por cada uno del electrn.La distancia de vuelo L al detector SK depende del ngulo qZ: ~15 km para n's descendientes; ~13000 km para n's ascendentes

  • Nmero esperadoSK DATASK demostr que el dficit se produca slo para neutrinos ascendentesEl nmero de neutrinos del mun detectado estaba por debajo de los valores esperados.

  • Neutrinos SolaresLos neutrinos provenientes del Sol planteaban un problema similar: se detectaban la mitad de los neutrinos del electrn que se esperaba. En 2001, el Sudbury Neutrino Observatory (SNO) de Canad demostr que la discrepancia poda explicarse como debida a oscilaciones de neutrinos.

  • Oscilaciones de neutrinosLa proporcin de cada sabor en el mismo haz de neutrinos vara con el tiempo, que a su vez es proporcional a la distancia al punto de produccin

  • La manera ms simple de incorporar oscilaciones en la teora 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 electrn podra ser no-masivo, y el del mun tener una masa de fracciones de eV.(demasiado poco para contribuir significativamente a la materia oscura)

  • El problema es que la teora est construda alrededor del concepto de neutrinos sin masa. No es tan fcil incorporar neutrinos masivos.

  • La materia descripta por el modelo estndar no es ms de la sexta parte de la materia total en el Universo. El resto es la llamada materia oscuraMateriaOscura

  • Edge-on LSB galaxy NGC 5084La manera usual de medir la materia oscura es a travs de las curvas de rotacin de galaxias.

  • Cuando estudiemos el proceso de nucleosntesis veremos que la materia oscura NO PUEDE SER barinica. La teora de nucleosntesis demuestra que en el Universo hay alrededor de 1010 fotones por cada barin. An cuando cada barin tiene una energa del orden de 1013 veces la energa de un fotn de la radiacin csmica 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 cosmolgico, la pregunta f

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