Aušimas ir pamatinių dalelių formavimasis

Difusão e formação de partículas fundamentais

Arrefecimento e formação de partículas fundamentais

Como, à medida que o Universo arrefecia de temperaturas extremamente elevadas, os quarks se uniram para formar protões e neutrões

Um dos períodos mais importantes do Universo primitivo foi a transição de um estado quente, uma "sopa" densa de quarks e glúons para um estado em que estes quarks começaram a ligar-se em partículas compostas — nomeadamente protões e neutrões. Esta transformação foi decisiva impacto no Universo atual, pois preparou a base para a formação posterior de núcleos, átomos e toda a matéria formada após o seu aparecimento. A seguir discutimos:

  1. Plasma de quarks e glúons (QGP)
  2. Expansão, arrefecimento e confinamento
  3. Formação de protões e neutrões
  4. Impacto no Universo primitivo
  5. Questões em aberto e pesquisas em curso

Compreendendo como os quarks formaram hádrons (protões, neutrões e outros partículas de curta duração) À medida que o Universo arrefece, compreendemos melhor os fundamentos da matéria.

1. Plasma de quarks e glúons (QGP)

1.1 Estado de alta energia

Nos momentos iniciais após o Big Bang — aproximadamente até alguns microssegundos (10−6 s) — A temperatura e densidade do Universo eram tais que grandes demais para que protões e neutrões pudessem existir como estados ligados. Em vez disso, os quarks (os principais constituintes dos nucleões) e os glúons (da força os portadores de interação) existiam na forma de plasma de quarks e glúons (QGP). Neste plasma:

  • Quarks e glúons estavam desconfinados, ou seja, não estavam "presos" em partículas compostas.
  • A temperatura provavelmente ultrapassou 1012 K (aproximadamente 100–200 MeV em unidades de energia), muito acima do limite de confinamento da QCD (cromodinâmica quântica).

1.2 Dados de aceleradores de partículas

Embora não possamos reproduzir exatamente o Big Bang, os aceleradores de íons pesados experiências — tais como o Acelerador Relativístico de Íons Pesados (RHIC) No Laboratório Nacional de Brookhaven e no Grande Colisor de Hádrons (LHC) No CERN — forneceu muitas evidências da existência e propriedades do QGP. Estes experimentos:

  • Acelera íons pesados (por exemplo, ouro ou chumbo) quase até à velocidade da luz.
  • Eles colidem, criando brevemente um estado de "bola de fogo" especialmente denso e quente.
  • Estuda esta "bola de fogo", que reflete condições semelhantes às que existiam no início no Universo durante a época dos quarks.

2. Expansão, arrefecimento e confinamento

2.1 Expansão Cósmica

Após o Big Bang, o Universo expandiu-se rapidamente. À medida que se expandia, ele mais frio, em termos simples, entre a temperatura T e a escala do Universo do coeficiente a(t) existe uma dependência T ∝ 1/a(t). Em outras palavras, quanto maior o Universo, mais frio ele é, e novos processos físicos podem começar a predominar em diferentes períodos.

2.2 Transição de fase QCD

Aproximadamente entre 10−5 e 10−6 segundos após o Big Bang, a temperatura caiu abaixo do valor crítico (~150–200 MeV, ou cerca de 1012 K). Então:

  1. Hadronização: os quarks, devido à interação forte, tornaram-se “confinados” nos hádrons.
  2. Confinamento de cor: as leis da QCD preveem que partículas com “cor” os quarks, em níveis baixos de energia, não podem existir isolados. Eles ligam-se em combinações neutras em cor (ex.: três quarks formam um bárion, um par de quark e antiquark — um méson).

3. Formação de protões e neutrões

3.1 Hádrons: bárions e mésons

Bárions (ex.: protões, neutrões) são compostos por três quarks (qqq), e os mésons (ex.: píons, kaões) — formados por um par de quark e antiquark (q̄q). Durante a época dos hádrons (cerca de 10−6–10−4 um segundo após o Big Bang) formaram-se muitos hádrons. A maioria deles era de curta duração e desintegraram-se em partículas mais leves e estáveis. Cerca de 1 segundo desde o Big Bang a maioria dos hádrons instáveis desintegrou-se, e os principais as partículas remanescentes tornaram-se protões e neutrões (os bárions mais leves).

3.2 Relação entre protões e neutrões

Embora se tenham formado quantidades abundantes tanto de protões (p) como de neutrões (n), neutronai são um pouco mais pesados que os protões. O neutrão livre desintegra-se bastante rapidamente (~10 minutos de meia-vida) num protão, eletrão e neutrino. No Universo primordial a proporção de neutrões e protões foi determinada por:

  1. Taxas das interações fracas: Conversões mútuas, tais como n + νe ↔ p + e−.
  2. "Congelamento": À medida que o Universo arrefecia, estas interações fracas rompeu o equilíbrio térmico, "congelando" a proporção de neutrões e protões, que se tornou aproximadamente 1:6.
  3. Decaimento adicional: Parte dos neutrões decaiu antes do início para a síntese de núcleos, alterando ligeiramente a proporção que determinou posteriormente a formação de hélio e outros elementos leves.

4. Impacto no Universo primordial

4.1 Início da síntese de núcleos

Protões e neutrões estáveis foram condição necessária Síntese de núcleos do Big Bang (BBN), que ocorreu aproximadamente entre 1 segundo e 20 minutos após o Big Bang. Durante a BBN:

  • Protões (1Núcleos de H) ligaram-se aos neutrões, formando deutério, que depois se ligou aos núcleos de hélio (4He) e pequenas quantidades de lítio.
  • As abundâncias primárias dos elementos leves observadas hoje coincidem perfeitamente com com previsões teóricas — uma confirmação importante do modelo do Big Bang.

4.2 Transição para a era dominada por fotões

À medida que a matéria arrefecia e se estabilizava, a densidade de energia do Universo tornou-se cada vez mais tornaram-se controlados pelos fotões. Até cerca de 380 000 anos após o Big Bang, O Universo estava preenchido com um plasma quente de eletrões e núcleos. Apenas os eletrões recombina com núcleos formando átomos neutros atomams, Visata tapo skaidri, išspinduliuodama kosminį mikrobangų fundo (KMF), que observamos hoje.

5. Questões em aberto e pesquisas em curso

5.1 Natureza precisa da transição de fase em QCD

As teorias atuais e as simulações numéricas de QCD sugerem que a transição do plasma de quarks-glúons para hádrons pode ser suave (ingl. crossover), e não uma transição de fase de primeira ordem abrupta, quando o barião densidade próxima de zero. No entanto, no início do Universo pode ter existido uma pequena assimetria bariônica. Continuam os trabalhos teóricos e melhores estudos numéricos de QCD esforçam-se por esclarecer estes detalhes.

5.2 Marcadores da transição de fase quark-hadrão

Se a transição de fase quark-hadrão deixou quaisquer assinaturas cosmológicas únicas vestígios (por exemplo, ondas gravitacionais, distribuição residual de partículas), isso poderia ajudar a revelar indiretamente os momentos mais primordiais da história do Universo. Os investigadores continuam a procurar estes possíveis marcadores tanto por observação como por experimentação.

5.3 Experiências e simulações

  • Colisões de iões pesados: os programas RHIC e LHC reproduzem certos aspetos do QGP, ajudando os físicos a investigar a interação forte propriedades da matéria em densidades e temperaturas elevadas.
  • Observações Astrofísicas: Precisão medições KMF (satélite Planck) e dos elementos leves uma avaliação abundante verifica os modelos BBN, limitando indiretamente as leis da física durante o período de transição quark-hadrão.

Links e leitura adicional

  1. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). O Universo Primordial. Addison-Wesley. – Um manual detalhado que discute a física do Universo primitivo, incluindo a transição quark-hadrão.
  2. Mukhanov, V. (2005). Fundamentos Físicos da Cosmologia. Cambridge University Press. – Fornece uma perspetiva mais profunda sobre os processos cosmológicos, incluindo as fases transformações e síntese nuclear.
  3. Particle Data Group (PDG). https://pdg.lbl.gov – Apresenta amplas revisões de física de partículas e cosmologia.
  4. Yagi, K., Hatsuda, T., & Miake, Y. (2005). Plasma Quark-Gluão: Do Big Bang ao Little Bang. Cambridge University Press. – Discute os aspetos experimentais e teóricos do QGP.
  5. Shuryak, E. (2004). “O que os Experimentos e a Teoria do RHIC nos dizem sobre as propriedades do Plasma de Quarks e Glúons?” Nuclear Physics A, 750, 64–83. – Principalmente focado dedicado ao estudo do QGP em aceleradores.

Considerações finais

A transição do plasma livre de quarks e glúons para protões e neutrões ligados o estado foi um dos eventos decisivos na evolução inicial do Universo. Sem ele não haveria matéria estável formada, e depois — estrelas, planetas e vida. Hoje, os experimentos recriam em miniatura a época dos quarks em colisões de iões pesados, enquanto os cosmólogos aperfeiçoam teorias e simulações, procurando compreender cada subtileza desta transformação faseada complexa, mas essencial. Juntas, estes esforços revelam cada vez mais como era quente e densa a fase inicial o plasma arrefeceu e formou os blocos de construção principais do Universo atual.

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