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Transición de fase cosmológica

Una transición de fase cosmológica es un cambio general en el estado de la materia en todo el universo. El éxito del modelo del Big Bang llevó a los investigadores a conjeturar ...

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Una transición de fase cosmológica es un cambio general en el estado de la materia en todo el universo. El éxito del modelo del Big Bang llevó a los investigadores a conjeturar posibles transiciones de fase cosmológicas que tuvieron lugar en el universo primitivo, en un momento en que era mucho más caliente y denso que en la actualidad. [ 1 ] [ 2 ]

Cualquier transición de fase cosmológica puede haber dejado señales observables hoy en día, incluso si tuvo lugar en los primeros momentos después del Big Bang, cuando el universo era opaco a la luz . [ 3 ]

Personaje

El Modelo Estándar de la física de partículas, parametrizado por valores medidos en laboratorios, puede utilizarse para predecir la naturaleza de las transiciones de fase cósmicas. [ 4 ] Un sistema en estado fundamental a alta temperatura cambia a medida que la temperatura disminuye debido a la expansión del universo. Un nuevo estado fundamental puede volverse favorable y una transición entre estados es una transición de fase. [ 4 ] : 9

Una transición de fase puede estar relacionada con una diferencia de simetría entre dos estados. Por ejemplo, el líquido es isotrópico, pero el agua sólida, el hielo , tiene direcciones con propiedades diferentes. Los dos estados tienen energías distintas: el hielo tiene menos energía que el agua líquida. Un sistema como una barra de hierro que se enfría por debajo de su temperatura de Curie puede tener dos estados con la misma energía inferior, con momentos magnéticos electrónicos alineados en direcciones opuestas. Por encima de la temperatura de Curie, la barra no es magnética, lo que corresponde a momentos isotrópicos; por debajo, sus propiedades magnéticas tienen dos valores diferentes, correspondientes a la simetría de inversión. Este proceso se denomina ruptura espontánea de simetría . [ 5 ] : 178

Orden de transición

Las transiciones de fase se pueden clasificar según su orden . Las transiciones de primer orden se producen mediante la nucleación de burbujas y liberan calor latente a medida que estas se expanden.

A medida que el universo se enfriaba tras el Big Bang caliente, dicha transición de fase habría liberado enormes cantidades de energía, tanto en forma de calor como de energía cinética de burbujas en crecimiento. En una transición de fase de primer orden fuerte, las paredes de las burbujas podrían incluso crecer a una velocidad cercana a la de la luz . [ 6 ] Esto, a su vez, daría lugar a la producción de un fondo estocástico de ondas gravitacionales . [ 2 ] [ 7 ] Experimentos como NANOGrav y LISA podrían ser sensibles a esta señal. [ 8 ] [ 9 ]

A continuación se muestran dos instantáneas de simulaciones de la evolución de una transición de fase cosmológica de primer orden. [ 10 ] Las burbujas primero se nuclean, luego se expanden y colisionan, convirtiendo finalmente el universo de una fase a otra.

Las transiciones de segundo orden son continuas en lugar de abruptas y es menos probable que dejen huellas observables en las estructuras cósmicas. [ 4 ]

Dentro del Modelo Estándar

El Modelo Estándar de la física de partículas contiene tres fuerzas fundamentales : la fuerza electromagnética , la fuerza débil y la fuerza fuerte . Poco después del Big Bang, las temperaturas extremadamente altas pudieron haber modificado el carácter de estas fuerzas. Si bien estas tres fuerzas actúan de manera diferente en la actualidad, se ha conjeturado que pudieron haberse unificado en las altas temperaturas del universo primitivo. [ 11 ] [ 12 ]

transición de fase de QCD

Forma conjeturada del diagrama de fases de la materia QCD , con la temperatura en el eje vertical y el potencial químico de los quarks en el eje horizontal, ambos en megaelectronvoltios . [ 13 ]

La fuerza fuerte mantiene unidos los quarks en protones y neutrones , en un fenómeno conocido como confinamiento de color . Sin embargo, a temperaturas suficientemente altas, los protones y neutrones se disocian en quarks libres. Esta transición de fase también se denomina transición quark-hadrón. [ 14 ] : 305 Los estudios de esta transición basados ​​en QCD en la red han demostrado que habría tenido lugar a una temperatura de aproximadamente 155 MeV y habría sido una transición de cruce suave. [ 15 ] En el universo temprano, se supone que el potencial químico de los bariones es cercano a cero y la transición cerca de 170 MeV convierte un plasma de quarks y gluones en un gas de hadrones. [ 4 ] : 25

Esta conclusión presupone el escenario más simple en el momento de la transición, y las transiciones de primer o segundo orden son posibles en presencia de un potencial químico de quark, barión o neutrino , o campos magnéticos fuertes. [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]

transición de fase electrodébil

La transición de fase electrodébil marca el momento en que el mecanismo de Higgs se rompe.SU(2)⊗U(1){\displaystyle SU(2)\otimes U(1)}simetría del modelo estándar. [ 14 ] : 305 Los estudios de red del modelo electrodébil han encontrado que la transición es un cruce suave, que tiene lugar a una temperatura de 159,5 ± 1,5 GeV . [ 19 ]

La conclusión de que la transición es un cruce presupone el escenario mínimo y se ve modificada por la presencia de campos o partículas adicionales. Los modelos de física de partículas que dan cuenta de la materia oscura o que conducen a una bariogénesis exitosa pueden predecir una transición de fase electrodébil de primer orden fuerte. [ 20 ] El modelo de bariogénesis electrodébil puede explicar la asimetría bariónica en el universo, la observación de que la cantidad de materia supera enormemente la cantidad de antimateria. [ 4 ]

Más allá del modelo estándar

Si las tres fuerzas del Modelo Estándar se unifican en una Teoría de Gran Unificación , entonces habría habido una transición de fase cosmológica a temperaturas aún más altas, correspondiente al momento en que las fuerzas se separaron por primera vez. [ 11 ] [ 12 ] Una transición GUT que rompe este hipotético estado unificado en el Modelo EstándarSU(3)⊗SU(2)⊗U(1){\displaystyle SU(3)\otimes SU(2)\otimes U(1)}La simetría puede ser responsable del exceso observado de materia sobre antimateria. [ 14 ] : 305 Las transiciones de fase cosmológicas también pueden haber tenido lugar en un sector oscuro u oculto , entre partículas y campos que están acoplados muy débilmente a la materia visible. [ 21 ]

Consecuencias de la observación

Entre las formas en que las transiciones de fase cosmológicas pueden tener consecuencias medibles se encuentran la producción de ondas gravitacionales primordiales y la predicción de la asimetría bariónica. Aún no se ha logrado una confirmación adecuada. [ 4 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ Guth, Alan H.; Tye, SHH (1980). "Transiciones de fase y producción de monopolos magnéticos en el universo muy temprano". Phys. Rev. Lett . 44 (10): 631– 635. Bibcode : 1980PhRvL..44..631G . doi : 10.1103/PhysRevLett.44.631 . OSTI 1447535 . 
  2. 1 2 Witten, Edward (1984-07-15). "Separación cósmica de fases" . Physical Review D. 30 ( 2): 272– 285. Bibcode : 1981NuPhB.177..477W . doi : 10.1103/PhysRevD.30.272 . ISSN 0556-2821 . 
  3. ↑ Kibble, TWB (1980). "Algunas implicaciones de una transición de fase cosmológica". Phys. Rep . 67 (1): 183– 199. Bibcode : 1980PhR....67..183K . doi : 10.1016/0370-1573(80)90091-5 .
  4. 1 2 3 4 5 6 Mazumdar, Anupam; White, Graham (2019-06-25). "Revisión de las transiciones de fase cósmicas: su significado y firmas experimentales". Reports on Progress in Physics . 82 (7): 076901. arXiv : 1811.01948 . doi : 10.1088/1361-6633/ab1f55 . ISSN 0034-4885 . 
  5. ↑ Chow, Tai L. (2008). Gravedad, agujeros negros y el universo primitivo: una introducción a la relatividad general y la cosmología . Nueva York: Springer. ISBN 978-0-387-73629-7OCLC 166358163 .​ 
  6. ↑ Moore, Guy D.; Prokopec, Tomislav (1995). "Velocidad de la pared de la burbuja en una transición de fase electrodébil de primer orden". Phys . Rev. Lett . 75 (5): 777– 780. arXiv : hep-ph/9503296 . Bibcode : 1995PhRvL..75..777M . doi : 10.1103/PhysRevLett.75.777 . PMID 10060116. S2CID 17239930 .  
  7. ↑ Hogan, CJ (1986). "Radiación gravitacional de transiciones de fase cosmológicas" . Mon. Not. R. Astron. Soc . 218 (4): 629– 636. doi : 10.1093/mnras/218.4.629 . Recuperado el 9 de agosto de 2023 .
  8. ↑ NANOGrav (2023). "El conjunto de datos de NANOGrav de 15 años: búsqueda de señales de nueva física" . Astrophys. J. Lett . 951 (1): L11. arXiv : 2306.16219 . Bibcode : 2023ApJ...951L..11A . doi : 10.3847/2041-8213/acdc91 .
  9. ↑ Grupo de Trabajo de Cosmología LISA (2016). "Ciencia con el interferómetro espacial eLISA. II: Ondas gravitacionales de transiciones de fase cosmológicas". JCAP . 04 (4): 001. arXiv : 1512.06239 . Bibcode : 2016JCAP...04..001C . doi : 10.1088/1475-7516/2016/04/001 . S2CID 53333014 . 
  10. ↑ Weir, David (2018). "Ondas gravitacionales de una transición de fase electrodébil de primer orden: una breve revisión" . Philos. Trans. R. Soc. Lond. A. 376 ( 2114) 20170126. arXiv : 1705.01783 . Bibcode : 2018RSPTA.37670126W . doi : 10.1098 /rsta.2017.0126 . PMC 5784032. PMID 29358351 .  
  11. 1 2 Georgi, H.; Glashow, SL (1974). "Unidad de todas las fuerzas elementales". Phys. Rev. Lett . 32 : 438– 441. doi : 10.1103/PhysRevLett.32.438 .
  12. 1 2 Weinberg, Steven (1974). "Simetrías de calibre y globales a alta temperatura". Phys. Rev. D . 9 (12): 3357– 3378. Bibcode : 1974PhRvD...9.3357W . doi : 10.1103/PhysRevD.9.3357 .
  13. ↑ Alford, Mark G.; Schmitt, Andreas; Rajagopal, Krishna; Schäfer, Thomas (2008). "Superconductividad de color en materia de quarks densa". Reviews of Modern Physics . 80 (4): 1455– 1515. arXiv : 0709.4635 . Bibcode : 2008RvMP...80.1455A . doi : 10.1103/RevModPhys.80.1455 . S2CID 14117263 . 
  14. 1 2 3 Peacock, JA (1998-12-28). Física cosmológica (1.ª ed.). Cambridge University Press. doi : 10.1017/cbo9780511804533 . ISBN  978-0-521-41072-4.
  15. ↑ Aoki, Y.; Endrodi, G.; Fodor, Z.; Katz, SD; Szabo, KK (2006). "El orden de la transición de la cromodinámica cuántica predicha por el modelo estándar de la física de partículas". Nature . 443 (7112): 675– 678. arXiv : hep-lat/0611014 . Bibcode : 2006Natur.443..675A . doi : 10.1038/nature05120 . PMID 17035999 . S2CID 261693972 .  
  16. ↑ Boeckel, Tillman; Schettler, Simon; Schaffner-Bielich, Jurgen (2011). "La transición de fase QCD cosmológica revisitada". Prog. Part. Nucl. Phys . 66 (2): 266– 270. arXiv : 1012.3342 . Bibcode : 2011PrPNP..66..266B . doi : 10.1016/j.ppnp.2011.01.017 . S2CID 118745752 . 
  17. ↑ Schwarz, Dominik J.; Stuke, Maik (2009). "Asimetría leptónica y la transición cósmica QCD". JCAP . 2009 (11): 025. arXiv : 0906.3434 . Bibcode : 2009JCAP...11..025S . doi : 10.1088/1475-7516/2009/11/025 . S2CID 250761613 . 
  18. ↑ Cao, Gaoging (2023). "Transición QCD de primer orden en un campo magnético primordial". Phys. Rev. D . 107 (1) 014021. arXiv : 2210.09794 . Bibcode : 2023PhRvD.107a4021C . doi : 10.1103/PhysRevD.107.014021 . S2CID 252967896 . 
  19. ↑ d'Onofrio, Michela; Rummukainen, Kari (2016). "Transición del modelo estándar en la red". Physical Review D . 93 (2) 025003. arXiv : 1508.07161 . Bibcode : 2016PhRvD..93b5003D . doi : 10.1103/PhysRevD.93.025003 . hdl : 10138/159845 . S2CID 119261776 . 
  20. ↑ Cline, James; Kainulainen, Kimmo (2013). "Bariogénesis electrodébil y materia oscura a partir de un bosón de Higgs singlete". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 01 (1): 012. arXiv : 1210.4196 . Bibcode : 2013JCAP...01..012C . doi : 10.1088/1475-7516/2013/01/012 . S2CID 250739526 . 
  21. ↑ Schwaller, Pedro (2015). "Ondas gravitacionales de una transición de fase oscura" . Phys. Rev. Lett . 115 (18) 181101. arXiv : 1504.07263 . Bibcode : 2015PhRvL.115r1101S . doi : 10.1103/PhysRevLett.115.181101 . PMID 26565451 .