Quark

 

b) Le origini delle prime particelle e degli elementi

Molto tempo fa si credeva che l'atomo fosse la particella più piccola e indivisibile. Successivamente, la scoperta degli elettroni, neutroni e protoni ha dimostrato che l'atomo è costituito da queste particelle subatomiche. Oltre a ciò, gli scienziati hanno identificato altre particelle elementari, come i quark e i leptoni, che sono considerate le particelle fondamentali della materia.

I quark sono particelle elementari che costituiscono i protoni e i neutroni. Esistono sei quark principali: up (u), down (d), charm (c), strange (s), top (t) e bottom (b). I quark sono soggetti all'interazione nucleare forte, una delle quattro forze fondamentali della natura. I leptoni, invece, sono altre particelle elementari che includono l'elettrone (e), il neutrino elettronico (νe), il tauone (τ), il neutrino del tau (ντ), il muone (μ) e il neutrino muonico (νμ). I leptoni sono soggetti all'interazione nucleare debole, un'altra delle forze fondamentali.

L'universo primordiale è passato attraverso diverse ere o epoche con cambiamenti nella sua struttura e composizione. Inizialmente, l'universo era così caldo e denso che le particelle fondamentali si creavano e si annullavano continuamente in un plasma ad altissima energia. Questa fase, chiamata "era leptonica", durò fino a circa un millisecondo dopo il Big Bang.

Successivamente, l'universo si è raffreddato e ha attraversato l'era nucleare, durante la quale i quark si sono combinati per formare i protoni e i neutroni, che a loro volta hanno formato i primi nuclei atomici stabili come il protone e l'antiprotone. L'era nucleare durò circa 10000 microsecondi, o un centesimo di secondo.

Successivamente, dopo circa trecentomila anni dal Big Bang, l'universo entrò nell'era del plasma atomico, in cui esistevano nuclei leggeri, elettroni, protoni e neutroni, ma erano ancora troppo energetici per formare gli atomi. Dopo ulteriori trecentomila anni, l'energia si abbassò abbastanza da permettere la formazione degli atomi, dando inizio all'era dei processi chimici. Durante questa fase, l'Universo divenne trasparente alla luce e i fotoni iniziarono a viaggiare attraverso lo spazio senza essere continuamente assorbiti.

Infine, si formarono le prime nebulose di gas, le stelle e le galassie, dando inizio alla formazione delle strutture dell'universo.

L'espansione e l'evoluzione dell'universo sono stati studiati attraverso le equazioni della relatività generale di Einstein e la cosmologia scientifica moderna ha iniziato a prendere forma nel corso del XX secolo. La scoperta della radiazione cosmica di fondo, una reliquia del disaccoppiamento della radiazione dalla materia, è una delle prove fondamentali della teoria del Big Bang e dell'espansione dell'universo.

Ovvero: 

b) Le origini delle prime particelle e degli elementi Molti anni fa si pensava che la particella più piccola indivisibile fosse l’atomo. Successivamente si è scoperto che l’atomo è costituito da elettroni, neutroni e protoni. Oggi si sa che neutroni e protoni sono costituiti da 3 quark ed i mesoni sono costituiti da 2 quark. La cosmologia standard è basata sul modello standard delle particelle elementari. I quark principali sono 6, raggruppati in 3 famigle: u up d down c charm s strange t top b bottom. I quark sono le particelle scoperte, più piccole, elementari, soggette all’interazione nucleare forte. Le particelle elementari soggette all’interazione nucleare debole sono i leptoni, di 6 tipi: e elettrone νe neutrino elettronico τ tauone ντ neutrino del tau μ muone νμ neutrino muonico . Tutto ciò che esiste nel mondo, materialmente parlando, è costituito da queste particelle elementari: leptoni, quark e loro antiparticelle. Una delle prime ere dell’universo è quella leptonica. All’inizio quark e leptoni possedevano un’energia grandissima e non potevano legarsi insieme. In principio le particelle fondamentali, quark e leptoni con le loro antiparticelle, venivano create e si annichilivano continuamente. Si trattava d'una sorta di plasma in cui i quark-u e quark-d possedevano una energia così elevata che non potevano legarsi per formare gli adroni o i nucleoni; infatti l'energia di legame dei quark negli adroni è di 1 GeV. Le particelle erano dotate d'una energia superiore per cui non potevano legarsi. Si trattava d’una massa leptonica dotata d’un certo livello di simmetria, che è legata all’aspetto estetico d’una realtà. Quest'era è finita dopo un ms. Le durate di questi periodi si possono calcolare, non sono state inventate o sognate di notte. Si usa la formula t = 1/E2 dove E è l’energia. Dopo questo periodo il plasma di quark e gluoni è scomparso ed i quark si sono potuti legare per formare gli adroni stabili cioè protoni, antiprotoni, neutroni ed antineutroni. Tre quark ( up, down e down ) formano un neutrone e tre quark ( up, up e down ) formano un protone con i gluoni ( colla ). Si sono formati i mesoni costituiti da due quark, come i kaoni ed i pioni, ed i barioni come gli iperoni Λ. I mesoni hanno una vita media molto breve ed a loro volta decadono. I nuclei degli atomi non si potevano formare in quanto le energie in gioco erano troppo grandi. L'energia di legame d'un nucleone è di circa 8 MeV. L'era nucleare è durata 10000 μs cioè un centesimo di secondo. L’espansione e la formazione di nuova materia corrisponde alla famosa equazione di Einstein E = mc2 per cui la grande energia iniziale si è trasformata in massa. Ovviamente quando si è formato il primo protone, è iniziata in un certo senso la nucleosintesi perché si è formato il primo nucleo atomico dell’atomo d’idrogeno, il prozio, senza l’elettrone. L’era successiva è chiamata del plasma atomico: esistevano nuclei leggeri, elettroni, protoni e neutroni, ma possedevano una velocità troppo elevata per costituire degli atomi. Dopo 10000000000000 secondi corrispondenti a trecentomila anni si sono formati gli atomi ed è iniziata l'era dei processi chimici in cui ancora ci troviamo. Durante le prime ere l'Universo era opaco alle radiazioni elettromagnetiche, in quanto era pieno di particelle cariche libere in grado di assorbire i fotoni. Con la formazione degli atomi neutri l'Universo è diventato trasparente alla luce, i fotoni si sono disaccoppiati dalla materia e hanno cominciato a percorrere distanze lunghissime prima di essere assorbiti. Il rumore o radiazione cosmica di fondo si è generato all'inizio dell'era dei processi chimici, cioè 379000 anni dopo il Big Bang quando una grandiosa 20 esplosione di luce ha iniziato la liberazione dei fotoni che si sono disaccoppiati dalla materia. La temperatura era di 10000 K a cui corrisponde una lunghezza d'onda di 0,0000001 metri. Il fondo cosmico chiamato Cosmic Microwave Background Radiation ( CMBR ) esiste davvero e sperimentalmente può essere provato e misurato. Di giorno si può confondere con la luce del Sole e con altre radiazioni, ma con veicoli spaziali è stato misurato dappertutto e si è visto che è circa sempre lo stesso al variare della posizione. Esso è un residuo, una reliquia del fenomeno del disaccoppiamento della radiazione dalla materia avvenuto dopo il Big Bang, esso costituisce una delle migliori prove della teoria del Big Bang. Si può distinguere un’era leptonica, un’era della radiazione ed un’era della materia. Qualcuno ha parlato di palla di fuoco ( fireball ) per l’universo nella fase iniziale. Una quantità di particelle elementari ad altissima temperatura ed ad una elevatissima densità di energia è esplosa, da cui deriva il nome di Bang, ad una velocità vertiginosa. L’universo ha cominciato ad espandersi. L’equazione che spiega l’evoluzione dell’universo è stata scritta per la prima volta da Einstein e corrisponde all’equazione del campo, che è quello gravitazionale. La cosmologia scientifica moderna inizia nel 1917 con lo scritto d’Einstein “ Cosmological considerations in the general Theory of Relativity ˮ, dove il premio Nobel introduce la costante cosmologica Λ per compensare la forza attrattiva gravitazionale ed ottenere un universo quasi statico per la piccola velocità delle stelle. Nel 1922 Фриидман scrive le sue equazioni e propone una soluzione per l’equazione del campo; nel 1924 Фриидман sviluppa i tre modelli dell’universo con curvatura positiva, nulla e negativa. Nel 1929 Hubble scopre la recessione delle galassie. L’equazione del campo è stata corretta dallo stesso Einstein con un termine aggiuntivo chiamato termine cosmologico, altrimenti le forze gravitazionali sarebbero soltanto attrattive e non sarebbe possibile l’allontanamento delle galassie. Un’altra interpretazione del Big Bang e dell’espansione dell’universo è questa: la radiazione elettromagnetica ad altissima densità si propagherebbe a grande velocità e conseguentemente l’universo si espande. Successivamente la teoria della relatività è stata modificata, estesa e si è arrivati alle equazioni di BransDicke ed alle teorie di ordine superiore. L’universo nel tempo ha attraversato le seguenti fasi o ere ( epoche ) con un progressivo raffreddamento ed un’ espansione continua: Very early universe ( Universo primordiale ) Epoca di Planck fino a 10-43 secondi con la singolarità iniziale con descrizione di tipo quantistico con la teoria della scuola di Copenaghen ( si usa il funzionale d’onda dell’universo ) o con la teoria dei Molti Mondi a quella antagonista ( le 4 forze elettromagnetica, nucleare forte, gravità e nucleare debole erano unificate ), Epoca della grande unificazione GUT tra 10-43 e 10-36 secondi con le tre forze nucleare forte, debole ed elettromagnetica unificate, ( T = 1030 K ), Inflazione tra 10-36 e 10-32 secondi ( T = 1027 K ) con il campo di Higgs con un diametro dell’universo di 10-26 m, Epoca elettrodebole tra 10-32 e 10-12 secondi ( secondo la teoria inflazionaria questa epoca finirebbe 10-32 secondi dopo il Big Bang ) con un diametro dell’universo che passa da 10 metri a 1012 metri, Riscaldamento, Bariogenesi, Early universe ( Primo universo ) Rottura della Supersimmetria, Rottura della simmetria elettrodebole tra 10-12 e 10-6 secondi, Epoca dei quark, Era degli adroni ( protoni e neutroni ) stabili ( T = 1013 K ) tra 10-5 secondi e 1 secondo, Disaccoppiamento dei neutrini 1 secondo dopo il Big Bang, Epoca leptonica tra 1 secondo e 10 secondi, Epoca fotonica iniziata 10 secondi dopo il Big Bang e finita 380000 anni dopo, Nucleosintesi tra 3 e 20 minuti dopo BB con il plasma atomico ( T = 1010 K ) con un diametro dell’universo di 1000 miliardi di km, Era della radiazione, Equivalenza tra radiazione e materia 70000 anni dopo il Big Bang, Era della materia ( T = 3000 K ) con un diametro dell’universo di 100 milioni d’anni luce, Ricombinazione 379000 anni dopo BB o disaccoppiamento dei fotoni dalla materia, Structure formation ( Formazione delle strutture ) Reionizzazione tra 150 milioni ed un miliardo di anni dopo il Big Bang, Formazione di nebulose di particelle o nubi di gas, Formazione delle stelle, Formazione delle galassie