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© Antonio Abrisqueta García, 1999 Temario Específico – Tema 38
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TEMAS DE FÍSICA Y QUÍMICA
(Oposiciones de Enseñanza Secundaria)
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TEMA 38
PARTÍCULAS ELEMENTALES. ESTADO ACTUAL DE SU ESTUDIO. PAR-
TÍCULAS FUNDAMENTALES CONSTITUTIVAS DEL ÁTOMO. DEL MICRO-
COSMOS AL MACROCOSMOS. TEORÍAS SOBRE LA FORMACIÓN Y EVOLU-
CIÓN DEL UNIVERSO.
Esquema
1. Introducción a las Partículas Elementales.
1.1. Teoría atómica de Dalton.
2. Partículas fundamentales del átomo.
2.1. Electrones.
2.2. Protones y Neutrones.
2.3. Descubrimiento del neutrón.
2.4. Descubrimiento del positrón.
3. Partículas subatómicas.
3.1. Neutrinos.
3.2. Rayos cósmicos.
3.3. Producción de pares de partículas cargadas.
3.4. Sistema Positrón-Electrón.
3.5. Mesones µ.
3.6. Mesones π.
3.7. Mesones K.
3.8. Hiperones.
4. Partículas de antimateria.
5. Leyes de conservación en las reacciones entre partículas.
5.1. Conservación del número bariónico y leptónico.
5.2. Extrañeza.
5.3. Spin isotópico o Isospin.
6. Teorías sobre la formación y evolución del Universo
6.1. Los tres primeros minutos del Universo.
6.2. Una teoría alternativa del origen del Universo.
6.3. Justificación del modelo del Big-Bang.
6.3.1. La expansión del Universo
6.3.2. La radiación de fondo de microondas.
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TEMA 38
PARTÍCULAS ELEMENTALES. ESTADO ACTUAL DE SU ESTUDIO. PAR-
TÍCULAS FUNDAMENTALES CONSTITUTIVAS DEL ÁTOMO. DEL MICRO-
COSMOS AL MACROCOSMOS. TEORÍAS SOBRE LA FORMACIÓN Y EVOLU-
CIÓN DEL UNIVERSO.
1. INTRODUCCIÓN A LAS PARTÍCULAS ELEMENTALES
1.1. Teoría atómica de Dalton.
A lo largo de la historia, el hombre ha discutido acerca de la naturaleza de la ma-
teria. Ya los antiguos filósofos griegos pensaron que la materia, aunque parecía conti-
nua, está formada por partículas individuales. Demócrito (400 a.C.) propuso la hipótesis
de que toda la materia estaba formada por partículas pequeñas, simples e indivisibles a
las que llamó átomos, y aunque sus ideas fueron rechazadas, comenzaron a tener sentido
a finales del siglo XVIII, época en la que Dalton elaboró su teoría atómica basada en los
siguientes postulados:
1. Un elemento se compone de partículas indivisibles y extremadamente pequeñas
llamadas átomos.
2. Todos los átomos de un mismo elemento son iguales y diferentes de los átomos
de otros elementos.
3. Los átomos no se pueden crear, destruir o convertir en otros.
4. Los compuestos se forman cuando se combinan átomos diferentes en relaciones
sencillas.
5. En un compuesto son constantes los tipos de átomos y la relación entre ellos.
Las leyes de conservación de la masa y de la composición constante ya se cono-
cían en tiempos de Dalton y constituyeron la base de su teoría atómica. Él enunció la ley
de proporciones definidas, que está relacionada con los postulados 4 y 5.
En la teoría de Dalton se consideraban a los átomos como esferas sólidas e indivi-
sibles (idea falsa) que fue de gran ayuda en la comprensión de la naturaleza de la mate-
ria y sus interacciones. Algunos de sus postulados no pudieron demostrarse en aquella
época, pero todos ellos estaban de acuerdo con las observaciones experimentales, y por
ello proporcionaron una base de trabajo que fue perfeccionada progresivamente. Dalton
se considera el padre de la teoría atómica.
2. PARTÍCULAS FUNDAMENTALES DEL ÁTOMO
La actual teoría atómica es una herramienta muy valiosa a la hora de estudiar las
fuerzas que mantienen unidos a los átomos de un enlace químico y, aunque está lejos de
ser completa, resulta muy útil. En primer lugar, estudiaremos las partículas elementales
que componen el átomo o partículas fundamentales.
Los átomos, y por consiguiente, toda la materia, está formada de tres clases de
partículas fundamentales: electrones, protones y neutrones. El conocimiento de la natu-
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raleza, propiedades y funciones de esas partículas resulta de importancia fundamental
para comprender la interacción química entre los átomos.
Partícula Masa (uma) Carga
Electrón (e−) 0’00055 −1
Protón (p+) 1’0073 +1
Neutrón (n0) 1’0087 0
siendo: 1 uma=1’66.10-27 Kg y carga de 1 electrón = −1’60.10−19 C
2.1. Electrones.
A principios del siglo XIX, Hubert Davy encontró que al circular una corriente
eléctrica a través de ciertas sustancias, éstas se descomponían y propuso que los átomos
de un compuesto se mantenían unidos por fuerzas eléctricas. Faraday determinó la rela-
ción cuantitativa entre la cantidad de electricidad (en culombios) y la cantidad de mate-
rias descompuesta (en gramos) en una electrolisis. George Stoney, sobre la base de los
trabajos de Faraday, pensó que los átomos estaban unidos por unidades de carga eléctri-
ca y propuso llamarlas electrones.
La prueba definitiva de la existencia de los electrones se produce en los experi-
mentos de descargas eléctricas de alto voltaje a través de gases a baja presión, en el lla-
mado tubo de rayos catódicos. El voltaje aplicado a dos electrodos colocados en un tubo
de vidrio en el que se ha hecho el vacío,
produce la emisión de unos rayos desde el
cátodo (electrodo negativo) al ánodo (elec-
trodo positivo) y produce la iluminación de
las paredes opuestas del tubo. 
 FIG. 1
Estos rayos pueden ser desviados por campos eléctricos y magnéticos en las di-
recciones previstas por la teoría electromagnética para las partículas negativas. Objetos
opacos interpuestos en el camino de estos rayos producen sombras en la pared opuesta
al electrodo negativo demostrando que proceden del cátodo (rayos catódicos). Multitud
de experimentos han demostrado que los rayos catódicos no dependen del metal que
forma el cátodo ni de la naturaleza del gas enrarecido existente en el tubo. Thomson
demostró que son corrientes de partículas negativas a las que llamó electrones, el mis-
mo nombre que Stoney dio a las cargas eléctricas que enlazan los átomos.
Por el estudio de la deflexión de los rayos catódicos en campos eléctricos y mag-
néticos, Thomson determinó la relación entre carga y masa de los electrones, hallando:
810.76'1=
m
e
 Culombios/gramo
valor que permanecía constante aunque se cambiara el gas del tubo. La conclusión que
se deduce es que los electrones son partículas fundamentales presentes en todos los
átomos. Las medidas de e/m con electrones procedentes de otras fuentes, con electrones
emitidos por filamentos calientes y por la acción de la luz, dan el mismo valor, dentro
de los límites de los errores experimentales.
En 1909, Robert Millikan realizó el famoso experimento de la gota de aceite y
determinó la carga del electrón, resultando ser:
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1910.602'1 −− =e Culombios
ya partir de la relación carga/masa se determina su masa:
3110.108'9 −=em Kg
Aunque se considera al electrón como una carga puntual, tanto los datos experi-
mentales como los teóricos señalan que no puede ser de dimensiones infinitesimales,
sino que debe tener un tamaño finito. No se ha conseguido ninguna determinación di-
recta de su forma o tamaño, pero se han realizado algunas determinaciones indirectas. Si
lo consideramos de forma esférica de radio a y se utiliza el concepto relativista de que la
energía correspondiente a la masa en reposo se debe por completo a la energía electros-
tática de su carga e (mec2), igualando esta energía a la energía potencial de la esfera de
radio a que es e2/a, resultará:
2
2
cm
a
e
e= de donde 
15
2
2
10.82'2 −==
cm
e
a
e
m
Este valor se denomina radio clásico del electrón y otros métodos de determinar a
proporcionan valoresdel mismo orden de magnitud.
2.2. Protones y Neutrones.
El tubo de rayos catódicos genera también una corriente de partículas de carga po-
sitiva, observada por Goldstein en 1886. Estos rayos positivos o rayos canales (que se
mueven hacia el cátodo en vez de apartarse de él) se producen al chocar los rayos cató-
dicos con los átomos del gas del tubo, generando iones positivos que son acelerados
hacia el electrodo negativo.
Las medidas de carga y de carga/masa de estas nuevas partículas realizadas por
métodos semejantes a las realizadas con los rayos catódicos, dieron como resultado que
los rayos canales poseían diversas cargas positivas y diversas relaciones de q/m, lo que
dependía de la naturaleza del gas utilizado en el tubo, resultando siempre una carga po-
sitiva múltiplo de la carga negativa del electrón.
A partir de los experimentos sobre dispersión de partículas α (experimento de
Rutherford) y del estudio de los espectros de rayos X de los elementos (estudios de Mo-
seley, que utilizaba el elemento a investigar, como anticátodo en tubos de rayos X, y la
radiación generada analizada por un espectrómetro), quedó definitivamente establecido
que el átomo consta de un pequeño núcleo de carga neta positiva rodeado de electrones
con carga total negativa idéntica a la positiva del núcleo. El núcleo posee una carga Ze,
donde e es igual a la carga del electrón pero de signo positivo y Z un número entero
llamado número atómico. Rodea al núcleo un número Z de electrones de carga e−.
La existencia de los isótopos, fue demostrada por los experimentos realizados por
el espectrógrafo de masas, y aunque poseen masas atómicas diferentes, tienen el mismo
número atómico, por ello, los isótopos de un mismo elemento poseen los mismos elec-
trones y tienen las mismas propiedades químicas. Las propiedades químicas están rela-
cionadas con la disposición de los electrones alrededor del núcleo y las diferencias de
masas atómicas entre los isótopos de un mismo elemento se deben a diferencias en la
estructura nuclear.
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Las mediciones de masas de isótopos con los espectrógrafos de masas demuestran
que, tomando como referencia la masa del isótopo más abundante del oxígeno al que se
le asigna el valor A=16, las masas atómicas de todos los isótopos tienen valores muy
próximos a números enteros e introduciremos el concepto de número másico A como el
número entero más próximo a la masa atómica del isótopo (medidas en uma):
1 Kgggg
NN
g
uma
aa
2724
23 10.66'110.66'110.023'6
1116
16
1 −− ====×=
Que las masas atómicas de los isótopos sean próximas a números enteros, sugiere
que el núcleo está constituido por unas partículas llamadas nucleones, cada uno de ellos
de número másico A=l.
La mayor parte de las investigaciones experimentales sobre isótopos se fundaron
en el análisis de los rayos positivos formados por diferentes sustancias, observándose
que la partícula cargada más ligera tenía la misma masa que el átomo de hidrógeno, lo
que resultaba evidente que se trataba del núcleo del átomo de hidrógeno. Se le llamó
Protón para indicar su importancia como constituyente fundamental de los demás áto-
mos. Puesto que la masa del átomo de H es 1841 veces mayor que la del electrón, prác-
ticamente toda la masa de dicho átomo se debe al protón.
Si la masa del núcleo es próxima al número entero A, se supuso formado por A
protones, aunque ello le conferiría una carga eléctrica de A, en lugar de Z que sería el
número de electrones que rodean al núcleo. Para salvar este escollo se supuso que los
núcleos poseían además A−Z electrones, cuya contribución a la masa nuclear sería des-
preciable, pero le conferiría a la carga nuclear el valor +Z requerido para la neutralidad
del átomo. Así el átomo estaría formado por:
Núcleo: A protones → Carga +A Masa A
A−Z electrones → Carga −(A−Z) Masa 0
-------------------------------------------------------------
 Total → Carga +Z Masa A
Corteza: Z electrones → Carga −Z Masa 0
Esta hipótesis de constitución del núcleo estaba de acuerdo con la emisión de par-
tículas α y β de los átomos de elementos radiactivos. Sin embargo condujo a ciertas
contradicciones y fue abandonada. Una de ellas fue el descubrimiento del spin o mo-
mento angular del núcleo.
Como consecuencia de los estudios de spin nuclear se llegó ala conclusión de que
los spines de todos los núcleos con número de masa impar son múltiplos impares se-
mienteros de h/2π (h=cte.de Planck) y todos los núcleos con número de masa par pre-
sentan spines de valor cero o múltiplos enteros de h/2π . Representando por I el número
de spin nuclear, su verdadero valor será:
Spin nuclear =
π2
h
I ⋅
donde: I=0, 1, 2, 3, 4,… si A es par
I=1/2, 3/2, 5/2, 7/2,… si A es impar.
El spin del protón, en particular, vale 1/2(h/2π) lo mismo que el del electrón.
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Esta regla provocó el fracaso de la hipótesis de la constitución del núcleo por
protones+electrones. Pues, por ejemplo, el Nitrógeno, con A=14 y Z=7 tendría 14 proto-
nes más 7 electrones en el núcleo, total 21 partículas, cada una con un momento angular
1/2 (h/2π), por tanto el spin nuclear resultante I será un número impar de 1/2 (h/2π),
pero su valor real es I=1 en contra del resultado previsto.
Tras el fracaso de esta hipótesis se imaginó que los electrones no tienen existencia
independiente en los núcleos, estando ligados a las cargas positivas. Ya en 1920 Ruthe r-
ford sugirió la posibilidad de que el protón y el electrón estuvieran tan íntimamente
combinados que formaran una hipotética partícula neutra a la que denominó neutrón.
Sin embargo, como los métodos de detección de partículas están. basados en los
efectos producidos por la carga eléctrica, como desviación en un campo eléctrico o
magnético o ionización de gases, los intentos realizados para localizar los neutrones
fracasaron, hasta que en 1932 Chadwick demostró su existencia en la desintegración o
transmutación de núcleos por bombardeo con partículas a.
El descubrimiento del neutrón, de peso atómico próximo a la unidad y sin carga
eléctrica, hizo suponer que todos los núcleos atómicos estaban constituidos por protones
y neutrones, hipótesis que fue utilizada por primera vez como base de una detallada
teoría del núcleo formulada por Heisenberg en 1932. Según esta hipótesis el número
total de partículas elementales, neutrones y protones, que constituyen el núcleo es igual
al número másico A lo que explica que el peso atómico sea muy próximo a un número
entero. El número de protones viene dado por la carga nuclear Z y el número de neutro-
nes N=A−2. Este modelo cumple la regla anterior de los spines o momentos angulares,
considerando que el neutrón tiene un momento angular de spin 1/2 (h/2π) idéntico al del
protón.
Esta nueva hipótesis de constitución del núcleo por protones y por neutrones no
está en contradicción con la radiactividad. Como el electrón no puede existir en el nú-
cleo, debe deducirse que, en la radiactividad β, el electrón se crea en el acto de su emi-
sión, que se considera como el resultado de la transformación de un neutrón en un pro-
tón, con producción de un electrón y una nueva partícula denominada neutrino, exis-
tiendo confirmación experimental y teórica suficiente para sustentar este punto de vista.
ν++→ −+ epn0
No obstante, no debe imaginarse al neutrón como un sistema compuesto formado
por protón y electrón, sino que es una partícula fundamental en el mismo sentido en que
lo es el protón. Estos son los llamados nucleones que constituyen el núcleo atómico.
2.3. Descubrimiento del neutrón.
En una reacción nuclear resultante de bombardear núcleos de berilio con partícu-
las α, se encontró que los nuevos núcleos compuestos originados, emitían una radiación
muy penetrante, que al principio se supuso que era análogaa la radiación γ :
[ ] νhCCHeBe +→→+ 136*1364294
donde hν es la energía del fotón γ. Los estudios experimentales sobre la energía de esta
radiación penetrante estaban en desacuerdo con los estudios teóricos. Esta radiación al
incidir sobre parafina expulsaba protones de unos 6 MeV, lo que implicaba una energía
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para la radiación de 55 MeV y esta energía no estaba de acuerdo con los experimentos
de absorción de estos rayos en plomo ni tampoco con el balance energético de la reac-
ción anterior que daba para estos rayos una energía máxima de 15'6 MeV. Chadwick
demostró que todas las dificultades experimentales encontradas en la interpretación de
la naturaleza de estos rayos, desaparecían por completo si se admitía la hipótesis de que
la radiación procedente del berilio bombardeado con partículas α no eran fotones sino
una partícula de masa casi igual a la del protón pero sin carga, es decir el neutrón.
[ ] nCCHeBe 10126*1364294 +→→+
 FIG. 2
La fig.2 representa el dispositivo utilizado por Chadwick para demostrar la exis-
tencia y propiedades de los neutrones. La fuente de partículas α es un disco D sobre el
que se deposita Polonio. Los neutrones procedentes del berilio pasan a la cámara de
ionización I por la ventana w. La cámara está conectada a un amplificador ya un dispo-
sitivo de registro como un oscilógrafo, altavoz o contador de centelleo.
Los neutrones, sin carga eléctrica, no producen ionización, pero algunos neutrones
que golpean las paredes de la cámara dan lugar a la expulsión de núcleos que producen
iones en la cámara y de esta forma se registran en el oscilógrafo. Si se coloca una delga-
da plancha de parafina frente a la ventana w, el número de registros por minuto aumenta
considerablemente y se debe al hecho de que los neutrones, al chocar con los átomos de
hidrógeno de la parafina, ceden una fracción considerable de su energía a los núcleos o
a los protones y éstos son registrados al penetrar en la cámara de ionización. Es justa-
mente opuesto a lo que hubiera ocurrido si la reacción producida por el berilio hubiera
sido de tipo γ, pues la introducción de un material absorbente, como la parafina, en la
trayectoria de la radiación γ disminuye la intensidad de la radiación transmitida.
Debido a la ausencia de carga, los neutrones son capaces de penetrar en los nú-
cleos atómicos con mucha facilidad, y un estudio de estas reacciones nucleares propor-
ciona información valiosa referente a las propiedades y estructura nucleares.
2.4. Descubrimiento del positrón.
Después del descubrimiento del neutrón, Anderson, en 1932, realizó experimentos
con partículas producidas por la acción de rayos muy penetrantes, conocidos como ra-
yos cósmicos. Estos llegan a la tierra desde todas las direcciones del espacio. En el
transcurso de sus trabajos descubrió una nueva partícula, que llamó positrón. Con una
cámara de niebla, tomó fotografías de las trazas de las partículas sometidas a un fuerte
campo magnético. Las trazas se curvaban demostrando que estaban producidas por par-
tículas cargadas que habían atravesado el gas. Del aspecto de las trazas dedujo que se
debía a partículas de masa y carga iguales a las del electrón, pero de su curvatura resul-
taba evidente que las partículas eran positivas. Le llamó positrón y equivalía al electrón
positivo.
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Un año después del descubrimiento de positrón por Anderson, las fuentes de po-
sitrones resultaron abundantes y fáciles de obtener, como resultado del descubrimiento
de la radiactividad artificial.
3. PARTÍCULAS SUBATÓMICAS
3.1. Neutrinos.
A pesar de ser un constituyente fundamental del núcleo atómico, el neutrón no es
una partícula estable cuando está fuera del núcleo y se desintegra con emisión de una
partícula β (electrón) en un periodo de 12 minutos, según la reacción:
ν++→ −+ epn0
donde ν es un antineutrino. Esta partícula fue propuesta por Pauli, para poder aplicar el
principio de conservación de la energía al proceso de desintegración β, sin la cual, los
estudios teóricos no coincidían con los resultados de las medidas experimentales.
La teoría que se acepta actualmente, apoyada en múltiples datos experimentales,
supone la existencia de dos tipos de neutrinos, el primer tipo, llamado usualmente neu-
trino posee spin dextrógiro, es decir el eje del spin del neutrino es paralelo a la dirección
de su movimiento y el segundo tipo, llamado antineutrino posee spin levógiro; o sea, el
eje del spin es antiparalelo a la dirección de su movimiento.
 MOVIMIENTO DEL NEUTRINO v MOVIMIENTO DEL ANTlNEUTRINO v
 → →
 → ←
 SENTIDO DEL SPIN SENTIDO DEL SPIN
El vector spin del neutrino apunta en el sentido de su movimiento, mientras que
para el antineutrino apunta en sentido opuesto. Cabe expresarlo con el concepto de heli-
cidad. La helicidad del neutrino es positiva o dextrógira y la del antineutrino, negativa o
levógira.
Después de 1932, el número de partículas subatómicas fue aumentando rápida-
mente. Tras el descubrimiento del positrón, la teoría de la desintegración β supone que
un protón en un núcleo se desintegra en un neutrón, emitiendo un positrón y un neutri-
no: ν++→ ++ enp 0
El positrón no tiene existencia independiente y acaba por combinarse con un
electrón para producir aniquilación con emisión de fotones γ, en un proceso que se ex-
presa mediante la ecuación: γ→+ −+ ee
También puede ocurrir el proceso contrario, es decir, a partir de un fotón γ de
energía suficiente, se produce un par electrón-positrón.
El neutrino ha sido una partícula enigmática. Su existencia, predicha por Pauli, no
fue comprobada hasta 1953 por Cowan y Raines, es experimentos en los que el ant i-
neutrino interactúa con un protón en un proceso representado por:
++ +→+ enp 0ν
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Las cargas de estas partículas elementales son 0 ó 1, tomando la carga electrónica
como unidad e=1, en tanto que las de todas las demás partículas conocidas tienen valo-
res múltiplos de e, esto es, las cargas están cuantizadas.
Las masas de las partículas subatómicas varían ampliamente, desde el neutrino,
cuya masa es cero, hasta el protón, cuya masa es alrededor de 1841me. A partir de 1947,
se descubrieron en los rayos cósmicos una serie de nuevas partículas, unas cargadas y
otras sin carga, algunas con masas intermedias entre el electrón y el protón y otras con
masas superiores y todas ellas inestables. Varias de estas partículas se han producido
también en reacciones nucleares con partículas y radiación disponible en los actuales
aceleradores de partículas.
3.2. Rayos cósmicos.
Los rayos cósmicos consisten en una lluvia de partículas cargadas procedentes del
cosmos y originadas por explosiones estelares, viento solar, etc. y que penetran en las
capas altas de la atmósfera terrestre canalizadas por las líneas de fuerza del campo mag-
nético de la tierra.
Desde que en 1932, se descubriera el positrón, otras muchas partículas se han des-
cubierto en los rayos cósmicos, en especial, distintas clases de mesones, esto es, partí-
culas de masa intermedia entre la del electrón y la del protón y además poseen energías
muy elevadas, del orden de 1012 a 1015 eV.
La mayoría de las partículas cósmicas observadas en la atmósfera son de origen
secundario, o sea, productos de la interacción entre las partículas de rayos cósmicos
primarios y los átomos de la atmósfera. Para observar las partículas cósmicas primarias
es preciso realizar observacionesa altitudes superiores a 20.000 m comprobándose la
existencia de protones de muy alta energía y de núcleos pesados, algunos con cargas
nucleares superiores a +40e.
3.3. Producción de pares de partículas cargadas.
En los experimentos con la cámara de niebla para estudiar el paso de un fotón γ de
alta energía a través de un elemento pesado, como el Pb, se observó que en ciertos pun-
tos se originaban pares de partículas cargadas de signo opuesto. Las partículas tenían la
misma masa que el electrón y sus velocidades, y sus energías cinéticas, se determinaban
por los radios de curvatura de sus trayectorias bajo el campo magnético. De todo ello se
dedujo que la interacción de un fotón γ de alta energía con un núcleo pesado daba lugar
a un positrón ya un electrón. Dicha formación se produce, más que en el interior del
núcleo atómico, en el intenso campo eléctrico inmediato.
Si un fotón γ se transforma en un par de partículas, cada una de masa me, de
acuerdo con la conservación de la energía:
21
22 EEcmh e ++=ν
donde mec2 es la energía correspondiente a la masa en reposo de cada partícula y E1. y
E2 sus energías cinéticas en el instante de producirse. Ahora bien, como mec2 equivale a
0'51 MeV, sólo podrán generar pares de partículas cargadas, aquellos fotones γ cuyas
energías sean superiores a 1'02 MeV.
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La transformación de un fotón γ en un par electrón-positrón se conoce como ma-
terialización de la energía. El proceso inverso, en el que se combina un positrón y un
electrón, y sus energías se transforman en rayos γ, se denomina aniquilación de la mate-
ria. Las medidas de la intensidad de la ionización originada por los rayos γ demuestran
que el número de fotones producidos en la aniquilación electrón-positrón era el doble de
los positrones absorbidos. La energía de estos fotones γ resulta ser de unos 0'5 MeV
aproximadamente el mismo valor que el de la energía correspondiente a la masa en re-
poso del electrón y del positrón; por consiguiente, los positrones y electrones tendrán
mayor tendencia a combinarse para aniquilarse, cuando sus velocidades son pequeñas.
El resultado de la aniquilación debe ser la producción de fotones γ en direcciones
opuestas, ya que debe conservarse el momento lineal. La energía de cada fotón es igual
a la energía de la masa en reposo del electrón E=mec2 y la longitud de onda de la radia-
ción de aniquilación será: λ=h/mec2 que es la longitud de onda Compton.
3.4. Sistema positrón-electrón.
Cuando un positrón atraviesa la materia puede unirse a un electrón y formar un
sistema positrón-electrón llamado positronium, que dura un tiempo medible antes de
combinarse para producir la radiación de aniquilación. Cabe considerar este sistema
como un átomo análogo al hidrógeno, en el que el electrón y el positrón se mueven en
una órbita de Bohr alrededor de un centro de masa situado en el centro de la distancia
que los separa.
La órbita fundamental de este sistema posee un estado de energía mínima S, sin
embargo, este estado posee una estructura fina debida a los spines de las partículas.
Cuando los dos spines son opuestos, el átomo se encuentra en un estado lS y cuando son
paralelos los spines, está en un estado de energía máxima 3S. Este último es metaestable
y posee apreciablemente mayor vida que la del estado simple. Los cálculos teóricos pre-
dijeron la existencia de estos estados demostrándose que la vida media del estado sim-
ple era del orden de 10-10 s mientras que la del estado triple era del orden de 1'4.10-7 s.
Además, la radiación de aniquilación emitida al combinarse positrón-electrón de un
estado simple debía hallarse constituida por dos fotones γ emitidos simultáneamente y la
radiación procedente de la aniquilación del estado triple debía constar de tres fotones, γ
emitidos a la vez, lo que fue posteriormente demostrado de manera experimental.
La primera confirmación experimental de la formación del sistema positrón-elec-
trón se obtuvo en 1951 por M.Deutsch, quien observó un tiempo de retardo entre la
emisión de un positrón por el 22Na y la aparición del fotón de aniquilación procedente
de la sustancia en la que son absorbidos los positrones, como N2, O2 o CH4.
3.5. Mesones µµ.
En 1935, H.Yukawa desarrolló una teoría en la que establecía la existencia de de-
terminadas fuerzas nucleares de corto alcance que actuaban entre los nucleones del nú-
cleo atómico. En esta teoría, los nucleones se mantienen unidos por un campo de fue r-
zas mesónico, el cual tiene asociado ciertas partículas llamadas Mesones, de manera
análoga a los fotones asociados al campo electromagnético existente entre las partículas
cargadas.
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Según Yukawa, el mesón debe tener una masa intermedia entre el electrón y el
protón, pudiendo transportar carga positiva o negativa o carecer de carga. Una partícula
de este tipo se le denomina Mesón mu (mesón µ o Muón) y fue descubierta en 1937 en
unos estudios sobre los rayos cósmicos utilizando la cámara de niebla. Las determina-
ciones de la masa del mesón µ, realizadas en complicados experimentos con los rayos
cósmicos, utilizando diversas combinaciones de cámaras de niebla y contadores Geiger,
condujeron a un valor de 207me valor aceptado actualmente.
Algunos mesones µ (muones) poseían carga positiva y otros negativa pero eran
inestables, desintegrándose al final de su recorrido por emisión de un electrón, con un
promedio de vida de 2'15.10-6 s, mayor que el predicho por la teoría de Yukawa.
Se ha observado la degeneración del muón en las fotografías de la cámara de nie-
bla y se han encontrado valores comprendidos entre 9 MeV y 55 MeV para los electro-
nes emitidos en la degeneración. Esta amplia gama de energías, junto con los principios
de conservación de la energía y del momento lineal, sugiere que el proceso de desinte-
gración irá acompañado de la emisión de dos partículas neutras, de masa muy pequeña
llamadas neutrino y antineutrino:
ννµ ++→ ±± e
Al explicar la desintegración del muón, se tiene en cuenta que su masa en reposo
es 207me o sea, unos 106 MeV. La energía máxima transportada por el electrón es de 55
MeV, luego la energía mínima transportada por el neutrino y el antineutrino será de
unos 51 MeV. Además por el principio de conservación del momento angular, el spin
del muón debe ser 1/2 ya que el del electrón es también 1/2 y la suma de los correspon-
dientes al neutrino y al antineutrino vale cero.
¿Son los mesones µ las partículas nucleares previstas en la teoría de Yukawa?
Múltiples experimentos realizados por absorción de mesones con hierro y carbono, die-
ron resultados negativos. Cuando un mesón µ va siendo detenido al atravesar la materia,
perdiendo energía por choques con electrones y por emisión de radiación, se acerca
hasta una distancia del núcleo que corresponde a una órbita K de Bohr en un periodo de
tiempo del orden de 10-12 s. El radio de la órbita K del mesón es menor que el radio de
la órbita K del electrón. El mesón se mueve aparentemente en esta órbita durante unos
2'5.10-6 s y luego degenera, sin embargo, según Yukawa, el mesón nuclear debería ser
capturado en un tiempo de 10-18 s, lo que demuestra que entre el mesón µ y el núcleo
existe una interacción más débil que la precisada por la teoría de Yukawa.
3.6. Mesones ππ .
Investigaciones realizadas en los estudios de rayos cósmicos, mediante placas de
emulsión fotográfica nuclear, expuestas a grandes alturas, llevaron al descubrimiento de
los mesones π (piones), mesones pesados resultantes de la interacción de los rayos cós-
micos primarios con los átomos de la alta atmósfera. El perfeccionamiento de las emul-
siones fotográficas, ha permitido registrar las trazas de un mesón π que degenera en un
mesón µ y éste posteriormente degenera en un electrón. Las desintegraciones son:
νµπ
νµπ
+→
+→−−
++
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Las estimaciones de la masa en reposo de un mesón π (pión) condujeron a valores
de unos 330me. Los experimentos posteriores tendentes a producir artificialmente meso-
nes π, utilizaron protones de alta energía, como partículas de bombardeo sobre blancos
de diversas sustancias, como hidrógeno, deuterio o sustancias ricas en estos elementos.
Los mesones π o piones, se producen tanto en las interacciones nucleón-nucleón
como fotón de alta energía con nucleón. La interacción nucleón-nucleón es la más sen-
cilla, en la que intervienen protones como proyectiles y como blanco:
)( pnpp
dpp
++→+
+→+
+
+
π
π
El símbolo (n+p) indica el hecho de que el neutrón y el protón pueden actuar co-
mo partículas libres ya que el deuterio (d) es una estructura relativamente libre y débil-
mente ligada.
La interacción entre un protón de alta energía y un deuterón puede considerarse
como una interacción entre un protón y uno de los dos nucleones, sea el protón o el
neutrón, del deuterón. Las reacciones posibles son:
ppddelnp
nnddelnp
dddelpp
npddelpp
++→⋅+
++→⋅+
+→⋅+
++→⋅+
−
+
+
+
π
π
π
π
)(
)(
)(
)(
Los mesones π pueden producirse también por interacción de fotones de alta
energía hν, con nucleones, según las reacciones:
pnh
nph
+→+
+→+
−
+
πν
πν
Además de los mesones π cargados, se ha confirmado definitivamente la existen-
cia de mesones π neutros (π0), producidos al bombardear hidrógeno y deuterio con foto-
nes de alta energía, además de haberse comprobado su existencia en los rayos cósmicos.
Las reacciones de producción de estos piones neutros son:
ddh
pph
+→+
+→+
0
0
πν
πν
3.7. Mesones K.
Tras el descubrimiento del mesón π se encontraron muchas partículas nuevas en
procesos relacionados con los rayos cósmicos y se dividieron en dos grupos. Primer
grupo, aquellas cuyas masas están comprendidas entre la masa del pión y el protón. Se-
gundo grupo, las de masa superior a la del protón.
Prácticamente todas las partículas del primer grupo se caracterizan por su dife-
rente modo de desintegración, dado que su masa es casi la misma, 965me y se llaman
Mesones K. Dos de esos mesones, denominados tau (τ) y theta (θ), son especialmente
interesantes. El primero se desintegra en tres piones:
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±±±± ++→ πππτ
y el segundo se desintegra en dos piones:
0ππθ +→ ++
Dado que una partícula neutra no deja traza en la cámara de niebla o en una emul-
sión fotográfica, para deducir su existencia es necesario recurrir a consideraciones ener-
géticas o de momento lineal.
Además de la desintegración anterior, la partícula K denominada también Kaón,
puede hacerlo de otros modos, como:
νµ +→ ++K
3.8. Hiperones.
El segundo grupo de partículas antes mencionado, de masas superiores a la del
protón, se han llamado Hiperones y se clasifican en 3 grupos: partículas Λ (lambda),
partículas ΣΣ (sigma), partículas Ξ (Xi).
La partícula Λ se presenta siempre sin carga, y como no dejan traza en la cámara
de niebla, ni en las emulsiones fotográficas nucleares, hay que deducir su existencia a
partir de sus productos de desintegración. Los dos esquemas probables de desintegra-
ción son: −+→Λ πp 0π+→Λ n
El método de producción del hiperón Λ consiste en la interacción de un mesón π y
un protón, con lo que se origina otra partícula neutra asociada, como un mesón K0:
0Kp +Λ→+π
En este experimento se midió el tiempo de vida del hiperón Λ resultando un tiem-
po de 4.10-11 s y su masa de 2180me o sea unos 1115 MeV.
Se conocen tres tipos de hiperones Σ: Σ+, Σ− y Σ0. Sus masas, del orden de
2300me, son, al parecer, distintas, correspondiendo la mayor a la partícula de carga ne-
gativa. Pueden obtenerse por la interacción de mesones con nucleones, y sus vidas son
de orden de 10-10 s, aunque el de la partícula neutra es quizá menor.
 +++ Κ+Σ→+ pπ (A)
He aquí algunos esquemas de la desintegración:
γ
π
π
π
+Λ→Σ
+→Σ
+→Σ
+→Σ
−−
++
+
0
0
n
n
p
Para realizar la reacción (A), se obtuvieron piones bombardeando un blanco de
polietileno con protones de alta energía, seleccionando los piones según energías. A
continuación, éstos penetraban en una cámara de burbujas con hidrógeno líquido y al-
gunos piones interactuaban con los protones de la cámara dando la reacción anterior.
Los hiperones más pesados conocidos son los Xi (Ξ− y Ξ0), con masas de 2560me
y periodos del orden de 10-10 s. Los modos de desintegración conocidos pueden repre-
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sentarse por las siguientes reacciones de partículas:
00 π
π
+Λ→Ξ
+Λ→Ξ −−
4. PARTÍCULAS DE ANTIMATERIA
El concepto inicial de par partícula-antipartícula fue formulado por Dirac en 1930,
en su teoría relativista del electrón, y quedó comprobado por el descubrimiento del po-
sitrón como antipartícula del electrón. Esta teoría sugirió la probable existencia del ant i-
protón y permite deducir algunas de sus características. Así, el antiprotón deberá tener
la misma masa que el protón, carga opuesta igual a -e, spin 1/2 y momento magnético
−µp opuesto al momento magnético del protón µp. Tales conceptos se generalizan al
antineutrón; la diferencia entre neutrón y antineutrón radica en que han de tener mo-
mentos magnéticos opuestos. La vida media de un par partícula-antipartícula ha de ser
la misma; es decir, un antiprotón debe ser una partícula estable, mientras que el anti-
neutrón se desintegrará con emisión de positrones con igual periodo que el neutrón.
La moderna teoría de partículas, aplicada a la producción de antiprotones sugiere
que podrían originarse mediante una de las siguientes reacciones:
ppp
pppp
+→+
+→+
− 2
3
π
Se obtendría la primera reacción bombardeando un blanco fijo con protones de 5'6
GeV (1 GeV=109 eV) de energía, en los aceleradores de partículas, mientras que la se-
gunda precisa sólo 3'6 GeV. Tales energías se encuentran en las partículas cósmicas, por
lo que deben investigarse dichas reacciones en los procesos de radiación cósmica.
Hasta que no se construyeron aceleradores de partículas de energías superiores al
1 GeV, no se pudieron realizar experimentos que demostraran la existencia del antipro-
tón. En estos experimentos, se hizo incidir un haz de protones de 6'2 GeV sobre una
emulsión fotográfica. En su choque con un núcleo, produce una "estrella" o explosión
de partículas, una de ellas es un antiprotón que sigue avanzando y produce una segunda
"estrella" en la que es aniquilado por un protón del núcleo.
La detección de un antineutrón es mucho más difícil, ya que no deja traza alguna
en los detectores hasta que no es aniquilado. Del estudio de las trazas dejadas en las
emulsiones fotográficas por el antiprotón, sugiere que éste cede su carga a un protón,
originando así un par neutrón-antineutrón. El antineutrón es aniquilado en un núcleo y
se produce una "estrella" y del estudio de ésta, se demuestra su propia existencia.
A pesar de que los procesos de creación en el laboratorio, mediante colisiones de
alta energía han mostrado una aparente simetría materia-antimateria, es ciertamente
sorprendente que apenas se encuentra antimateria fuera del laboratorio. Los átomos que
componen la tierra y el universo conocido están formados por partículas y no por ant i-
partículas. Sin embargo, ¿esta asimetría es extensible a todo el universo?, y en el caso
de que lo sea, ¿cuál será su origen? Descubrimientos recientes en Cosmología y Física
de Partículas permiten sugerir que en los primeros instantes que sucedieron al Big-Bang
(gran explosión que marca el instante cero de la existencia del universo, en los modelos
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cosmológicos actualmente aceptados), el universo, en un estado de densidades y tempe-
raturas muy elevadas, presentaban materia y antimateria en cantidades iguales. Sin em-
bargo, antes de que transcurrieran los primeros 10-35 s, las violentas colisiones entre
partículas dieron lugar a condiciones que hicieron posible el asentamiento de la asime-
tría actualmente presente en el universo.
PARTÍCULAS ELEMENTALES
Familias y Subfamilias Partícula Símbolo
Partícula
Símbolo
antipartíc.
Fotón
Gravitón
γ
g
γ
G
Electrón e− e+
Muón µ− µ+
Tauón τ− τ+
Neutrino
electrónico νe e
ν
Neutrino
muónico νµ µ
ν
Leptones
Neutrino
tauónico ντ τ
ν
π+ π−
Pión π0 π0
K+ K−
Mesón K K0 0Κ
Mesones
Mesón eta η0 0η
Protón p pNucleones
Neutrón n n
Lambda Λ0 0Λ
Σ+ +Σ
Σ0 0ΣSigma
Σ− −Σ
Ξ− −ΞXi Ξ0 0Ξ
Hadrones
Bariones
Hiperones
Omega Ω− 0Ω
5. LEYES DE CONSERVACIÓN DE LAS REACCIONES ENTRE PAR-
TÍCULAS ELEMENTALES.
Conocemos ya cuatro leyes de conservación que se aplican con carácter general a
las reacciones con partículas subatómicas que son los de conservación de la Energía,
conservación del Momento Lineal, conservación del Momento Angular y conservación
de la Carga eléctrica.
La conservación de la energía, considerando la masa como una forma de energía,
tiene como consecuencia que una partícula única no puede desintegrarse en dos partí-
culas más pesadas que ella. Esto nos confirma que la partícula más ligera, el neutrino, es
estable.
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El hecho de que la energía y el momento lineal se conserven indica que ninguna
partícula aislada puede transformarse en otra partícula única, pues el cambio de masa de
una a otra es incompatible con las leyes mencionadas. Si una partícula se transforma ha
de hacerlo en otras dos como mínimo.
La partícula libre cargada más ligera, el electrón, es estable porque no puede
transformarse en otras de menor masa sin violar el principio de conservación de la carga
eléctrica.
5.1. Conservación del número bariónico y leptónico.
Además de estas leyes mencionadas existen otras, que todavía no se han demos-
trado, pero son aplicables a las partículas elementales. Éstas son:
Leyes de conservación del NÚMERO BARIÓNICO y de los NÚMEROS ELEC-
TRÓNICO, MUÓNICO y TAUÓNICO: la suma de cualquiera de ellos antes de una
reacción nuclear o de una desintegración es igual a la suma después del proceso.
El número bariónico es B=+l para los bariones, B=−l para los antibariones (ant i-
partículas) y B=0 para el resto de partículas (fotones, leptones y mesones). Su conserva-
ción implica que siempre que en una reacción se forma un barión ha de aparecer necesa-
riamente un antibarión; la diferencia entre la cantidad de bariones y antibariones ha de
conservarse en toda la reacción. Ejemplos:
 Permitidas: 



+++→+
+→Λ −
pppppp
p π0
 
( )
( )111111
011
−++=+
+=
 Prohibidas: 



++→+
+→ +
pppnp
p 0ππ
 
( )
( )11111
001
−+≠+
+≠
Respecto a los números muónico, electrónico y tauónico, las leyes correspon-
dientes se aplican de igual forma. El número muónico +1 se asigna al muón µ− y al
neutrino muónico νµ y el −1 al muón µ+ y al antineutrino muónico µν . Tienen número
electrónico +1 el electrón e− y el neutrino electrónico νe y −1 el positrón e+ y el anti-
neutrino electrónico eν . El número tauónico es +1 para el tauón τ
− y el neutrino tauóni-
co ντ y es −1 para el tauón τ+ y el antineutrino tauónico τν .
La conservación de los números electrónico, muónico y tauónico se engloban en
lo que se llama el principio de conservación del número leptónico.
5.2. Extrañeza.
Hay posibles desintegraciones de partículas que podrían darse sin violar ninguna
de las leyes anteriores y que sin embargo, unas no suceden y otras lo hacen de forma
mucho más lenta de lo esperado. Estas partículas suelen desintegrarse en tiempos que
oscilan entre 10-10 s y 10-17 s. Son partículas extrañas y para sus reacciones de desinte-
gración se introduce una ley de conservación relativa al número cuántico de extrañeza.
Este número vale S=+1 para los mesones K+ y K0 vale S=−l para los hiperones Σ+, Σ0,
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Σ− y Λ0, vale S=−2 para los hiperones Ξ0, Ξ− y vale S=−3 para el Ω−, cambiando el sig-
no para las correspondientes antipartículas. El principio de conservación establece:
La suma de los números de extrañeza se conserva en las interacciones fuertes y
electromagnéticas y cambia en una unidad en interacciones débiles.
Como ejemplos de aplicación tenemos las siguientes reacciones:
Permitida: −+ Σ+Κ→+ 0πn 



−=+
+=+
1100:
1001:
S
B
Prohibida: +−− Σ+→+ ππp 



−≠+
+=+
1000:
1001:
S
B
5.3. Spin Isotópico o Isospin.
Una última ley de conservación es la del spin isotópico o isospin. Entre las partí-
culas existen familias de miembros con la misma masa e iguales tipos de interacción,
pero distinta carga; estas familias se llaman multipletes y se consideran a sus miembros
como distintos estados de carga de una entidad fundamental. Se asigna a cada familia un
número cuántico I tal que el número de estados de carga viene dado por el valor 2I+1.
Así, por ejemplo, al multiplete del nucleón le corresponde I=1/2 con lo que resulta
2I+1=2(1/2)+1=1+1=2, dos estados que son el protón y el neutrón. Al multiplete del
pión le corresponde I=1 ya que 2I+1=3 y los tres estados de carga son π+, π− y π0. Una
partícula con un solo estado tiene I=0 para que 2I+1=1.
Debido a la analogía con el desdoblamiento de un nivel electrónico de momento
angular l en 2l+1 subniveles, se denomina a I número cuántico de isospin.
El isospin puede representarse por un vector I
ρ
 caracterizado por su magnitud y su
componente Iz en una dirección que, a diferencia del spin, no tiene nada que ver con las
direcciones espaciales comunes. Sus componentes en la llamada dirección z del espacio
del isospin adopta los valores: I, I−1, I−2, ...+1, 0, −1, ...2−I, 1−I, −I, que son enteros o
semienteros según sea I. De esta forma, por ser para el nucleón I=1/2, Iz puede valer 1/2
(protón) y −1/2 (neutrón); para el pión, por ser I=1, se tiene Iz=+1 para π+, Iz=0 para π0
e Iz=−1 para el π−.
La ventaja de esta representación es que basta un número cuántico, I, para desig-
nar a todos los miembros de un multiplete y que el desdoblamiento en varios estados de
carga se pueden describir mediante los valores de la componente Iz. Si expresamos la
carga q de una partícula como q=Qe, el número de carga Q puede determinarse a partir
del isospin, del número bariónico y de la extrañeza, mediante la siguiente expresión:
22
SB
IQ z ++=
La carga y el número bariónico se conservan en todas las interacciones, por tanto:
Iz se conserva en las reacciones en las que lo hace S, es decir en las interacciones elec-
tromagnéticas y fuertes, mientras que cambia en las interacciones débiles.
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6. TEORIAS SOBRE LA FORMACION Y EVOLUCION DEL UNIVERSO
6.1. Los tres primeros minutos del Universo.
El estudio de las numerosas familias de partículas elementales, ha planteado el se-
rio problema de la complejidad de la naturaleza íntima de la materia y sugiere que debe
existir alguna teoría unificadora que unifique, estructure y haga más sencillo el com-
plejo esquema de las partículas elementales. El hecho de que la inmensa mayoría de las
partículas elementales sean inestables y de vida efímera, nos sugiere la imposibilidad de
su existencia estable en las actuales condiciones de energía. Sin embargo, a niveles muy
elevados de energía, tal vez las existentes en los núcleos de las estrellas, e incluso, en
los momentos iniciales de la creación del Universo, durante los instantes siguientes a la
GranExplosión o big-bang, se darían las condiciones idóneas para la unificación de las
partículas elementales y sus fuerzas de interacción, y tal vez existiera una sola clase de
partículas y una sola clase de fuerzas entre ellas. Posteriormente, con la expansión del
Universo y su enfriamiento, se diversificaron los tipos de partículas y de fuerzas hasta el
complejo esquema que conocemos actualmente.
Tras la explosión inicial, al cabo de un centésimo de segundo aproximadamente,
que es el momento más primitivo del que podemos hablar con cierta seguridad, la tem-
peratura del Universo fue de unos 1011 K. Se trata de un calor mucho mayor aún que el
de la estrella más caliente, tan elevado que no se pueden mantener unidos los compo-
nentes de la materia ordinaria: moléculas, átomos o núcleos. La materia estaba consti-
tuida por las partículas elementales y la energía: electrones, positrones, diversas clases
de neutrinos y fotones. Para describir la luz que llenó el Universo primitivo, podemos
decir que el número y la energía media de los fotones eran aproximadamente los mis-
mos que los de electrones, positrones o neutrinos.
Estas partículas eran creadas continuamente a partir de la energía pura y después
de una corta vida eran aniquiladas nuevamente. Su número, por tanto, no estaba prefija-
do sino que lo determinaba el balance entre los procesos de creación y de aniquila-
miento. De este balance, podemos inferir que la densidad de esta sopa cósmica a una
temperatura de 1011K era unos cuatro mil millones (4.109) de veces mayor que la del
agua. Hubo también una pequeña contaminación de partículas más pesadas, protones y
neutrones. Las proporciones eran, más o menos, de un protón y un neutrón por cada mil
millones de electrones, positrones, neutrinos o fotones. Este número (109 de fotones por
partícula nuclear) es la cantidad crucial que tuvo que ser derivada de la observación para
elaborar el modelo corriente del Universo.
A medida que la gran explosión del big-bang continuó, la temperatura disminuyó
hasta llegar a los treinta mil millones de grados Kelvin (3.1010K) después de una décima
de segundo, a diez mil millones de grados (1010K) después de un segundo y tres mil
millones de grados (3.109 K) después de unos 14 segundos. Esta temperatura era sufi-
cientemente baja como para que los electrones y positrones comenzaran a aniquilarse
más rápidamente de lo que podían ser recreados a partir de los fotones y los neutrinos.
La energía liberada en este aniquilamiento de materia hizo disminuir temporalmente la
velocidad a la que se enfriaba el universo, pero la temperatura continuó cayendo, para
llegar a los mil millones de grados (109K) al final de los tres primeros minutos de vida
del Universo.
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Esta temperatura fue entonces suficiente para que los protones y neutrones co-
menzaran a formar núcleos atómicos comenzando por el núcleo de hidrógeno pesado o
deuterio. La densidad era aún bastante elevada (algo menor que la del agua) de modo
que estos núcleos ligeros pudieron unirse rápidamente en el núcleo ligero más estable
que es el del helio (2 protones+2 neutrones).
Al final de los tres primeros minutos, el Universo contenía principalmente luz,
neutrinos y antineutrinos. Había también una pequeña cantidad de material nuclear for-
mada por un 73% de hidrógeno y un 27% de helio y por un número igualmente pequeño
de electrones que habían quedado de la época del aniquilamiento entre electrones y po-
sitrones. Esta materia siguió separándose y se volvió cada vez más fría y menos densa.
Mucho más tarde, después de algunos cientos de miles de años, se hizo suficientemente
fría como para que los electrones se unieran a los núcleos para formar átomos de hidró-
geno y de helio. El gas resultante, bajo la influencia de la gravitación, comenzaría a
formar agrupamientos que finalmente se condensarían para formar las nebulosas, las
estrellas y las galaxias del Universo actual, pero los ingredientes con los que comenza-
rían su vida las estrellas, serían exactamente los preparados en los tres primeros minutos
de la vida del universo.
6.2. Una teoría alternativa del origen del Universo.
El modelo corriente (teoría del big-bang) que acabamos de esbozar, no es la teoría
más satisfactoria del origen del Universo. Posee ciertas vaguedades con respecto al co-
mienzo mismo, el primer centésimo de segundo, y también la incómoda necesidad de
establecer condiciones iniciales, en especial la proporción de mil millones a uno entre
fotones y partículas nucleares.
Una teoría alternativa que parece más atractiva, es el llamado modelo del estado
estable. En esta teoría, propuesta a finales del decenio de 1940 por Hermann Bondi,
Thomas Gold y Fred Hoyle, el Universo ha sido siempre más o menos igual a como es
ahora. A medida que se expande, continuamente se crea nueva materia que llena los
vacíos entre las galaxias. Potencialmente todas las cuestiones sobre por qué el universo
es como es, pueden responderse en esta teoría, mostrando que es así porque es el único
modo de que pueda seguir siendo igual. Se elimina el problema del Universo primitivo.
No hubo ningún Universo primitivo.
6.3. Justificación del modelo del Big-Bang.
La teoría actualmente más aceptada sobre el origen y evolución del Universo es la
del modelo corriente, teoría de la gran explosión o Big-Bang. ¿Cómo se ha llegado a
dicho modelo y cómo ha reemplazado a otras teorías, como por ejemplo, al modelo del
estado estable?
Las dos grandes claves para la aceptación del modelo del big-bang, las podemos
resumir en:
1. El descubrimiento del alejamiento de las galaxias distantes, lo que supone la con-
tinua expansión del Universo, consecuencia, quizás, de una primera explosión y
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2. El descubrimiento de una débil radiación de microondas que viaja y llena todo el
Universo y que probablemente constituya el último eco residual de aquella gran
explosión inicial.
6.3.1. La expansión del Universo.
El Universo, desde nuestro observatorio del planeta Tierra parece inmutable, pero
las estrellas se mueven y lo hacen a velocidades muy elevadas, aunque dicho movi-
miento no pueda ser detectado por la más paciente observación. Sin embargo otro tipo
de observaciones demuestran que el universo se encuentra en un estado de continua
expansión como consecuencia de una violenta explosión, en la cual, las galaxias se ale-
jan entre sí a velocidades que se acercan a la velocidad de la luz.
El alejamiento de las galaxias se apoya en el hecho de que es más fácil medir el
movimiento de un cuerpo luminoso a lo largo de la visual que en su movimiento per-
pendicular a ésta. La técnica de medir la velocidad de una estrella a lo largo de la lineal
visual se basa en el efecto Doppler. Según este efecto, todo movimiento ondulatorio
producido por un foco en movimiento es percibido por un observador con una frecuen-
cia diferente de la frecuencia del propio movimiento ondulatorio, de tal forma que si el
foco se aleja del observador, éste percibe una frecuencia menor (mayor longitud de on-
da, como si las ondas se estiraran) y si el foco se acerca al observador, éste percibirá una
frecuencia mayor (menor longitud de onda, como si las ondas se encogieran).
La luz de las estrellas que se alejan de la Tierra, se desplazaría hacia frecuencias
menores o longitudes de onda más largas, es decir, hacia el rojo y tales estrellas apare-
cerían más rojas que la media. Análogamente, la luz de las estrellas que se acercan a la
Tierra se correría hacia longitudes de onda menores o frecuencias mayores, de modo
que las estrellas aparecerían con tonalidad azulada. Este efecto no cambiaría, no obs-
tante, el color de la estrella pues si su luz azul se desplaza hacia el rojo, al alejarse, tam-
bién la radiación ultravioleta se desplazaría hacia el azul, demodo que el color global
apenas cambia. El color de las estrellas es función de sus temperaturas superficiales.
El efecto Doppler cobró importancia a partir de 1868 cuando se aplicó al estudio
de las líneas espectrales individuales de la luz estelar. Luz estelar que sufría absorción
selectiva de ciertas longitudes de onda cuando pasa de la superficie caliente de la estre-
lla a su atmósfera externa, mucho más fría. Se demostró que las líneas oscuras espec-
trales de algunas estrellas brillantes se corren ligeramente hacia el rojo o el azul, con
respecto a su posición normal en el espectro solar, lo que se interpretó como un corri-
miento Doppler debido al movimiento de la estrella al alejarse o acercarse a la Tierra.
Gracias al efecto Doppler se conocieron las velocidades de las estrellas y de las
galaxias más alejadas de la Tierra. Al principio se pensó que estas velocidades eran
simplemente velocidades relativas como consecuencia del movimiento de nuestro Sis-
tema Solar en dirección a algunas galaxias y en sentido contrario a otras, pero esta ex-
plicación no era satisfactoria ante la avalancha de descubrimientos de corrimientos es-
pectrales, todos hacia el rojo. Era evidente que, salvo unas vecinas, todas las galaxias se
alejan de nosotros. No significa que nuestra galaxia ocupe alguna posición central espe-
cial, sino que el Universo sufre una expansión generalizada de forma que toda galaxia
se aleja de toda otra galaxia.
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Esta interpretación recibió aceptación general cuando Hubble descubrió que los
corrimientos Doppler hacia el rojo de las galaxias aumentan proporcionalmente a su
distancia a nosotros y estableció la ley que lleva su nombre:
Ley de Hubble: Es la relación de proporcionalidad entre la velocidad de aleja-
miento de las galaxias y su distancia a la Tierra. La constante de Hubble es la razón de
la velocidad a la distancia en esta relación y se designa por H o H0
es decir, las galaxias se alejan de nosotros, con velocidades que son tanto mas elevadas
cuanto más lejos se encuentren éstas de nosotros, lo que demuestra claramente la expan-
sión del Universo.
6.3.2. La radiación de fondo de microondas.
En 1964, los radioastrónomos Arno Penzias y Robert Wilson, midiendo la inten-
sidad de las ondas de radio emitidas por nuestra galaxia a elevadas latitudes galácticas,
es decir, fuera del plano de la Vía Láctea, descubrieron que captaban una cantidad apre-
ciable de ruido de microondas a λ=7'35 cm de longitud de onda. Esta emisión de ondas
no variaba con la hora del día ni con la estación, a medida que avanzaba el año. No pa-
recía que viniera de nuestra galaxia, pues otras galaxias semejantes a la nuestra produc i-
rían emisiones semejantes y habrían sido detectadas. La ausencia de toda variación en
este ruido de microondas respecto de la dirección hacía pensar que estas ondas de radio,
no provenían de la Vía Láctea sino de un volumen mucho mayor del Universo.
Cualquier cuerpo a cualquier temperatura superior al cero absoluto emite siempre
un ruido radioeléctrico, producido por los movimientos térmicos de los electrones inter-
nos del cuerpo; cuanto mayor es la temperatura del cuerpo mayor es la intensidad de
ruido y mayor será su frecuencia. Por ello es posible describir la intensidad del ruido
observado a una determinada longitud de onda en términos de una temperatura equiva-
lente. Penzias y Wilson hallaron que la temperatura equivalente del ruido que descubrie-
ron era de unos 3 K.
Por otra parte, el astrofísico P.J.Peebles, afirmaba que debía haber un fondo de
ruido de radio remanente del Universo primitivo, con una temperatura equivalente a
unos 10 K dentro de la teoría del modelo corriente del origen del Universo, como resi-
duo de un intenso fondo de radiación en los primeros minutos tras el big-bang. De no
haber existido este intenso fondo de radiación durante los primeros minutos, las reac-
ciones nucleares se habrían producido tan rápidamente que gran parte del hidrógeno se
habría cocinado (fundido) para formar elementos más pesados, en contradicción con el
hecho de que el Universo actual está formado por hidrógeno en sus tres cuartas partes.
Este rápido cocinamiento nuclear sólo habría sido impedido si el Universo hubiera esta-
do lleno de radiación, o sea de fotones, con una enorme temperatura equivalente en las
longitudes de onda muy corta, que pudiera destruir los núcleos tan rápidamente como
podían formarse.
Esta radiación habría sobrevivido a la posterior expansión del Universo, pero su
temperatura equivalente continuó disminuyendo a medida que el Universo se expandía.
Todas las medidas y los cálculos llevados a cabo sobre este fondo de radiación descu-
bierto por Penzias y Wilson, llevan al convencimiento de que corresponde con el fondo
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de ondas de radio residuo de la gran explosión o big-bang y consiguiente expansión y
enfriamiento del Universo.
Estos dos descubrimientos fundamentales de la moderna astrofísica que hemos
descrito: Expansión indefinida del Universo (Hubble) y la Radiación de fondo de mi-
croondas (Penzias y Wilson), suponen un apoyo básico a la teoría del modelo corriente
o teoría del big-bang.
BIBLIOGRAFÍA RECOMENDADA
Henry SEMAT. Física Atómica y Nuclear. Editorial Aguilar. 1966. MADRID.
Irving KAPLAN. Física Nuclear. Editorial Aguilar. 1962. MADRID.
Santiago BURBANO DE ERCILLA, Enrique BURBANO GARCÍA y Carlos
GRACIA MUÑOZ. Física General. XXXI Edición. Mira Editores. 1993. ZARAGOZA.
Partículas y Fuerzas elementales. Chris QUIGG. Revista Investigación y Ciencia.
Junio. 1985.
Steven WEINBERG. Los tres primeros minutos del Universo. Alianza Universi-
dad. Alianza Editorial. 1983. MADRID.
Jagjit STIGH. Teorías de la Cosmología Moderna. Alianza Universidad. Alianza
Editorial. 1982. MADRID.
Shephen W.HAWKING. Historia del tiempo. Editorial Crítica. Grupo Grijalbo.
1989. BARCELONA.
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Tratamiento Didáctico
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OBJETIVOS
Hacer un estudio y clasificación de las distintas familias de partículas elementales,
destacando las más representativas de ellas haciendo hincapié en aquellas que constitu-
yen la materia ordinaria que nos rodea.
Destacar que la inmensa mayoría de las partículas subatómicas, se obtienen artifi-
cialmente en los experimentos de alta energía realizados en los aceleradores de partícu-
las y que su existencia sólo es factible en las condiciones extremas de la gran explosión
que creó el Universo.
Relacionar el mundo microscópico de las partículas elementales con el macrocosmos
que describe los procesos de creación y evolución del Universo, introduciendo las teo-
rías fundamentales que lo describen y su justificación.
UBICACIÓN
Este tema no está ubicado en ningún programa de Física del Bachillerato. Es un tema
de Física moderna a nivel universitario en la licenciatura de Físicas o de especialidad.
TEMPORALIZACION
La exposición del tema puede realizarse en 6 horas de clase. No puede complemen-
tarse con problemas numéricos, cuestiones prácticas o experimentos de laboratorio por
razones obvias, dada la naturaleza de tema.
METODOLOGIA
Explicación clara y ordenada, mediante esquemas, de las distintas familias de partí-
culas elementales, destacando sus propiedades y su papel en el átomo y en la materia y
destacando también su posible origen: rayos cósmicos, experimentos de alta energía,
etc.
Exposición de las teorías cosmológicas en boga, apoyada en los fundamentos y des-
cubrimientos más recientes de la astrofísica, aunque en ello debe utilizarse una meto-
dología participativa por los alumnos para que razonen, expresen sus ideasy se esta-
blezca un diálogo, que siempre ha de estar basado en argumentos científicos.
CONTENIDOS MINIMOS
Primeras teorías del átomo. Teoría de Dalton.
Partículas fundamentales del átomo.
Electrones, Protones y Neutrones. Positrones. Su descubrimiento.
Partículas subatómicas. Los neutrinos y sus clases.
Los rayos cósmicos como fuente de partículas subatómicas.
Procesos de aniquilación y materialización.
Mesones y sus clases. Hiperones. Antimateria. Antipartículas.
Principales leyes de conservación.
El universo primitivo. Teoría del Big-Bang. Su justificación.
Teoría del Estado estable.
MATERIALES X RECURSOS DIDACTICOS
Apuntes de clase, que serán complementados con libros de consulta y revistas cientí-
ficas con artículos sobre los últimos trabajos de investigación.
Transparencias para retroproyector sobre elementos gráficos del tema, cuadros sobre
familias de partículas, desintegraciones, etc.
EVALUACIÓN
Ejercicio escrito sobre cuestiones teóricas y cuestiones prácticas relacionadas con las
partículas fundamentales y subatómicas.
Prueba escrita de opción múltiple, con preguntas de varias respuestas, relacionadas
con las cuestiones del tema.