La Mecánica Cuántica establece el comportamiento de las partículas elementales y explica la interacción entre ellas. Existen dos tipos de partículas:
>>> las que forman la materia, llamadas fermiones [nombre debido al físico Enrico Fermi]
>>> las que transmiten las fuerzas que interactúan entre ellas, llamadas bosones [nombre debido al físico Santyendra Nath Bose].
En el siglo XX los experimentos con aceleradores de partículas revelaron que eran muchas más de las que se creía. A comienzos de la década de los 60 fueron identificados unos cien tipos de partículas.
En 1964, Murray Gell-Mann y George Zweig dieron con el mismo resultado, de manera independiente: todas las ‘nuevas partículas’ podrían ser explicadas a partir de “quarks”, junto con sus correspondientes anti-quarks. Los anti-quarks son los compañeros de antimateria de los quarks; tienen la misma masa, pero su carga es opuesta a la del correspondiente quark. Cuando un quark se topa con un antiquark, ambos pueden aniquilarse para dar algún otro tipo de energía.
Treinta años más tarde, después de muchos experimentos, la idea del quark fue confirmada. Ahora forman parte del Modelo Estándar de las Partículas e Interacciones Fundamentales.
En definitiva, el mundo de los fermiones estaría formado por:
--> quarks
--> leptones
>>> Hay seis tipos de quark, en orden creciente de masa: up, down, strange, charm, bottom, y top. Los quarks nunca han sido encontrados separados, sino sólo formando parte de partículas compuestas llamadas hadrones. Hay dos clases de hadrones:
---> bariones, que contienen tres quarks: protón, neutrón...Las partículas hechas con los primeros cinco tipos de quark, han sido producidas y estudiadas en los aceleradores. Pero el quark top era tan masivo que para producirlo se necesitaron muchos años y aceleradores de muy alta energía. Fue finalmente descubierto en abril de 1995 en el Fermilab.
---> mesones, que contienen un quark y un antiquark: pión, kaón...
>>> Existen seis tipos de partículas llamadas leptones. Cualquiera de los seis leptones pueden hallarse solos. Cuestión que los diferencia de los quarks.
---> El electrón es el leptón más conocido.Para cada uno de los seis leptones hay, además, un antileptón que tiene igual masa y carga opuesta (ejemplo: electrón<-> positrón ).
---> Otros dos leptones con carga son: el muón, descubierto en 1937, y la partícula tau, descubierta en 1975. Difieren del electrón sólo en que son más masivos que éste.
---> Los otros tres leptones son partículas llamadas neutrinos, que no tienen carga eléctrica y muy poca masa, caso de tenerla. Hay tres tipos de neutrino: neutrino- electrónico, neutrino- muónico, neutrino-tauónico.
Todas las fuerzas son debidas a las interacciones entre las partículas. Las interacciones son de cuatro tipos: gravitacionales, electromagnéticas, fuerte y débil.
El Modelo Estándar tiene en cuenta las interacciones fuertes, débiles y electromagnéticas de los quarks y leptones, y explica el patrón seguido por las uniones nucleares y por los decaimientos. La gravedad no está incluida en el Modelo Estándar, porque sus efectos son despreciables en los procesos entre partículas fundamentales.
--> Las interacciones electromagnéticas son las responsables de ligar los electrones al núcleo, para formar átomos eléctricamente neutros.
--> La interacción fuerte mantiene unidos a los quarks entre sí, formando los hadrones. Los leptones no intervienen en las interacciones nucleares fuertes.
--> Las interacciones nucleares débiles son las responsables de la desintegración de partículas masivas en partículas menos masivas y a veces más estables. Son las responsables de que todos los quarks y leptones más masivos, decaen para producir quarks y leptones más livianos. Esta es la razón por la cual la materia estable que nos rodea contiene sólo electrones y los dos tipos de quark más livianos (up y down).
En los procesos entre partículas se describen las fuerzas como si fueran producidas a través de partículas "mediadoras" (o bosones). Para cada tipo de fuerza hay una partícula mediadora asociada:
--> La partícula mediadora de la interacción electromagnética es el fotón.
--> Las partículas mediadoras de la interacción fuerte se llaman gluones y "pegan” con éxito los quarks entre sí.
--> Las partículas mediadoras de las interacciones nucleares débiles son el bosón W y bosón Z.
El Modelo Estándar integra todas las partículas elementales conocidas y tres de la cuatro fuerzas fundamentales. Pero, ¿por qué son estas fuerzas tan diferentes? ¿Y por qué las partículas tienen masas tan diferentes? La más pesada, el quark top, es más de tres mil cien veces más pesada que el electrón. ¿Por qué tienen todas masa?.
La fuerza nuclear débil destaca porque ‘sus portadores’, las partículas bosón Z y W, son muy pesadas, mientras que el fotón, que transmite la fuerza electromagnética, carece de masa. El fotón se mueve a la velocidad de la luz porque no es una partícula material, es un bosón. Esto tiene la consecuencia adicional de que su velocidad no puede ser disminuida; esto es, los fotones no pueden ser frenados, existen sólo en movimiento a la velocidad de la luz. Como además nosotros no podemos movernos a esa velocidad es imposible detener, o alcanzar, un fotón para examinarlo.
La mayoría de los físicos piensa que el llamado mecanismo de Higgs es el responsable de que la simetría original entre fuerzas fuera destruido, dando lugar a que las partículas adquirieran su masa en las primeras etapas del Universo. La cuestión de la masa de las partículas elementales ha sido explicada por 'la rotura de la simetría' del hipotético campo de Higgs.
Se piensa que en el Big Bang el campo de Higgs era perfectamente simétrico y las partículas tenían una masa nula. Pero el campo no era estable, así que cuando el Universo se enfrió, el campo cayó al nivel de energía más bajo, su propio vacío, de acuerdo con la definición cuántica. Su simetría desaparece y el campo de Higgs se transforma en una especie de 'jarabe de partículas' elementales; éstas interaccionaron de diferentes formas con el campo quedando con masas distintas. Algunas, como los fotones, permanecieron sin masa. Pero por qué los electrones adquirieron masa es una cuestión que nadie puede responder actualmente.
Como otros campos cuánticos el campo de Higgs tiene su propio representante, la partícula de Higgs. Los físicos están ansiosos por encontrar pronto esta partícula en el más poderoso acelerador de partículas, el LHC - Large Hadron Collider. Es posible que sean detectadas varias partículas de Higgs, o ninguna.
[ACTUALIZACIÓN 4 de julio de 2012: ATLAS Experiment: Encuentran la partícula de Higgs ]
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La fórmula definitiva ¿De qué está hecho el universo?
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La llamada teoría Supersimétrica es la favorita entre varias para extender el Modelo Estándar. Otras teorías existen, en todo caso, todas ellas serán simétricas, aun cuando la simetría puede que no sea evidente al principio. Pero estará allí, oculta en el aspecto aparentemente desordenado.
La Teoría de cuerdas plantea la posibilidad de que el Modelo Estándar sea parte de una colección mayor de partículas llamada Supersimetría. La Supersimetría afirma la existencia de una correspondencia biunívoca entre fermiones y bosones, en la que cada fermión tiene un supercompañero bosón de parecidas características, y cada bosón un supercompañero fermión. El problema es que entre los fermiones y bosones que conocemos no se da ni un solo caso de correspondencia.
Es decir, si la supersimetría es cierta, tendríamos que encontrar todavía los supercompañeros de todas las partículas del Modelo Estándar.
Los hipotéticos supercompañeros fermiones de los bosones se llamarían fotino, wino, higgsino, etc. Y los supercompañeros bosones de los fermiones se llamarían selectron, sneutrino, squark, etc.
Uno de los valores que caracterizan a las partículas es su spin. El spin de una partícula es algo así como su momento magnético. Lo interesante del spin es que diferencia claramente a las partículas que forman la materia, fermiones, de las que transmiten las fuerzas, bosones. Los fermiones tienen spin “semi-entero ” (1/2 ó 3/2), y los bosones lo tienen “entero” (0, 1 ó 2). El que el spin sea entero o no, marca una importante diferencia de comportamiento entre bosones y fermiones.
Las ecuaciones de la Mecánica Cuántica nos dicen que dos fermiones “no pueden estar juntos en el mismo estado”, mientras que dos bosones sí. Además el supercompañero de cada partícula elemental del Modelo Estándar tiene un espín que es 1/2 mayor que el de la partícula original. El electrón tiene un compañero supersimétrico, el selectrón: como el electrón tiene un espín de 1/2, su supercompañero tiene un espín de 1…por lo cual es un bosón. Lo mismo ocurre con cualquier fermión. Y viceversa: cualquier bosón del Modelo Estándar, como el fotón (espín 0), tiene un supercompañero que es un fermión (en este caso de espín 1/2, como el electrón), el fotino.Los laureados con el Premio Nobel de Física de 2008 han presentado ideas teóricas que nos suministran una comprensión más profunda de lo que sucede en el interior de los 'bloques' más pequeños que forman la materia.
Makoto Kobayashi y Toshihide Maskawa: "Por el descubrimiento del origen de la ruptura de la simetría que predice la existencia de, al menos, tres familias de quarks en la naturaleza"
Yoichiro Nambu: "Por el descubrimiento del mecanismo de ruptura espontánea de la simetría en física subatómica". nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2008/index.html
La naturaleza de las leyes de simetría son el meollo de este asunto, o más bien la rotura de las simetrías, tanto las que parecen haber existido en nuestro Universo desde el principio como aquellas que han perdido su simetría original en alguna parte del camino.
De hecho 'somos hijos' de la simetría rota. Ello debió ocurrir inmediatamente después del Big Bang, hace unos 14.000 millones de años cuando fueron creadas la materia y la antimateria.
El contacto de materia y antimateria es fatal para ambas, se aniquilan mutuamente y se transforman en radiación. Es evidente que la materia, al final, ganó la partida a la antimateria, de otra manera nosotros no estaríamos aquí. La cuestión es que estamos y esto demuestra que una pequeña desviación de 'la simetría' parece que ha sido suficiente – un exceso de una partícula de materia por cada diez mil millones de partículas de antimateria fueron suficientes para hacer que nuestro mundo exista -. Este exceso de la materia fue la semilla de nuestro Universo lleno de galaxias, estrellas y planetas y, eventualmente, de vida. Pero lo que hay detrás de esta violación de la simetría en el cosmos es aún un gran misterio y un activo campo de investigación.
La Supersimetría, como lo hicieran las partículas antimateria, duplica la riqueza y la complejidad del Modelo Estándar. Sorprende que veamos tanta materia en el Universo y tan poca antimateria. En el caso de la supersimetría, observamos protones, electrones y fotones pero ningún sprotón, selectrón o fotino. Las versiones supersimétricas de ‘las partículas que vemos’ tienen masas enormemente grandes comparadas con sus originales y son tremendamente inestables. De ahí que no sea fácil que los supercompañeros sean ‘visibles’.
De manera genérica llamamos ‘neutralinos’a las partículas supersimétricas de los bosones: gluino, fotino, wino, zino, higgsino,…
La más ligera de ellas sería estable, de acuerdo con la mayor parte de las teorías y se la denomina ‘neutralino’.
Dark Matter & WIMPs ( Chandra- X Ray Observatory)El neutralino interacciona débilmente con el resto de la materia pero, al contrario que el neutrino, tiene una gran masa (comparada con el resto de los supercompañeros), probablemente entre 100 GeV y 1 TeV. Es decir, de existir el neutralino, se trataría de un WIMP (Weakly Interacting Massive Particles), Partículas Masivas de Interacción Débil.
Según el modelo del Big Bang los neutralinos fueron producidos en grandes cantidades durante los primeros instantes del Universo. Más tarde al reducirse la temperatura del plasma se aniquilaron mutuamente para formar una población residual estable. Al tratarse de partículas neutras y que sólo interaccionan a través de la interacción débil, pueden existir en cantidades enormes, sin que hayamos logrado detectarlos aún.
Precisamente el 'neutralino' es un candidato a formar parte de la materia oscura (dark matter).
La naturaleza de la materia oscura, y su abundancia, son dos de los interrogantes más importantes para la cosmología y la astrofísica moderna. Se denomina "materia oscura" a toda aquella materia que los astrónomos no pueden observar o detectar de forma directa. Presuntamente, la materia oscura no emite o refleja luz visible u otras formas de radiación electromagnética, o quizás su emisión es tan débil que nuestros instrumentos actuales no son capaces de detectarla. Sin embargo, su existencia resulta evidente a través de la atracción gravitatoria que ejerce sobre otros cuerpos celestes.
La presencia de materia oscura fue descubierta inicialmente en 1932 por el astrónomo holandés Jan Oort, quien midió los movimientos de las estrellas cercanas, relativos al plano de la Vía Láctea. Jan Oort estudió la influencia gravitatoria del disco de nuestra galaxia sobre estas estrellas y así pudo medir la masa de la misma. Para su sorpresa, el resultado que obtuvo equivalía al doble de la cantidad de masa 'detectable' en la Vía Láctea en forma de estrellas y nebulosas.
Un año después, el suizo Fritz Zwicky examinó la dinámica interna del cúmulo de galaxias de Coma Berenices y llegó también a la conclusión de que las galaxias observadas sólo aportaban el diez por ciento de la masa requerida para mantenerlas unidas gravitacionalmente. Adelantándose a su época, Zwicky postuló entonces la existencia de grandes cantidades de "masa faltante" que superarían a la materia visible en una proporción de 50 a 1. La teoría de Zwicky no recibió demasiada atención en su época.
En 1970, observaciones espectroscópicas y de ondas de radio realizadas por la astrónoma estadounidense Vera Rubin permitieron conocer la velocidad de rotación de cientos de galaxias espirales, revelando que, en la mayoría de los casos, la masa de una galaxia continúa incrementándose hacia el borde de su disco visible formado por estrellas, gas y polvo.
En 1973, los estadounidenses James Peebles y Jeremiah Ostriker presentaron la primera argumentación teórica sobre la presencia de materia oscura en las galaxias espirales(doc.). Según su teoría, éstas se hallarían rodeadas de halos de materia que no podemos observar en forma directa.
Algunos astrónomos mantienen que la materia oscura está compuesta por electrones, protones y neutrones. Es decir, es materia común y corriente, pero en formas que aún no han podido ser detectadas. A este tipo de materia se la denomina bariónica [los bariones son todas aquellas partículas subatómicas compuestas por tres quarks, por ejemplo el protón o el neutrón; el electrón no es un barión sino un leptón, pero por simplicidad, siempre que se habla de bariones en relación a la materia oscura se considera al electrón como si se tratara de un barión más].
Los candidatos más fuertes para dar cuenta de la materia bariónica son los planetas extrasolares, los gases del medio interestelar e intergaláctico, y fundamentalmente los remanentes de la evolución estelar, estrellas de neutrones o astros no lo suficientemente masivos como para iniciar la fusión del hidrógeno en su interior, denominados enanas marrones.
En 1986, el astrónomo polaco Bohdan Paczynski llegó a la conclusión de que estos objetos, colectivamente llamados MACHOs (Massive Compact Halo Objects), Objetos Compactos Masivos del Halo, formarían la materia oscura. Sólo pueden ser detectados cuando ocasionalmente provocan la amplificación de la luz proveniente de estrellas extragalácticas, mediante un efecto de lente gravitacional.
Sin embargo, hasta el momento, los resultados obtenidos parecen indicar que incluso sumando la masa estimada de todos los MACHOs existentes alrededor de nuestra galaxia, ese valor sería suficiente para dar cuenta de apenas un 20% de toda la materia oscura presente en la Vía Láctea.
Hay también evidencias de que al menos un porcentaje de la materia oscura es de naturaleza no bariónica, es decir, está compuesta por partículas elementales distintas de los electrones, protones o neutrones, y que no interactúan fuertemente con la 'materia normal'.
Se supone que podría tratarse de neutrinos u otras partículas mucho más pesadas, denominadas WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), partículas masivas de interacción débil que han sobrevivido desde el Big Bang, y por lo tanto, son extremadamente estables o bien tienen tiempos de vida que exceden la edad actual del Universo.
Los candidatos a formar parte de la materia oscura no bariónica son muchos: neutralinos, axiones, monopolos, cuerdas cósmicas, racimos de quarks, y una larga lista de posibilidades exóticas. Tales partículas elementales existen solamente en el campo teórico, ya que hasta el momento su existencia no ha sido detectada.
Desde hace algunos años, y con la ayuda de sofisticados telescopios terrestres y orbitales, astrónomos y astrofísicos han observado las regiones más distantes y antiguas del Universo. Hasta el momento más de cien mil galaxias, con distancias superiores a los 500 millones de años luz, han sido examinadas. Esto ha permitido construir mapas tridimensionales que representan la organización a gran escala del Universo, y los resultados muestran que las galaxias no están distribuidas uniformemente, sino que forman cúmulos y súpercúmulos; a su vez, estos forman gigantescas estructuras alargadas, similares a filamentos.
En 1989 se detectó el filamento más largo hasta ese momento, apodado "la Gran Muralla" por sus descubridores Margaret Geller y John Huchra, se extiende cientos de millones de años luz a través del Universo. Entre estos filamentos existen inmensos vacíos, con diámetros que van de los 100 a los 400 millones de años luz, en los cuales prácticamente no existen galaxias. Cualquiera que sea la naturaleza de la materia oscura, ésta es sin duda la fuente principal de las fuerzas gravitacionales en el Universo, y por ello resulta al menos parcialmente responsable de la formación de todas estas estructuras.
La materia oscura no bariónica ha sido clasificada como:
--> HDM (Hot Dark Matter) o materia oscura "caliente"
--> CDM (Cold Dark Matter) o materia oscura "fría"
Dependiendo de si las partículas elementales que la forman son relativistas (se mueven a velocidades próximas a la de la luz)- HDM, o no relativistas (su velocidad es significativamente inferior a la velocidad de la luz)- CDM.
Si la materia oscura no bariónica fuera "caliente", es decir, estuviera formada por partículas muy livianas, como por ejemplo neutrinos, moviéndose a velocidades relativistas, estos se hubieran trasladado rápidamente a grandes distancias, creando estructuras a gran escala como los gigantescos filamentos.
En cambio, si estuviera formada por partículas mucho más pesadas y moviéndose a velocidades notablemente inferiores, como las WIMPs, las estructuras se habrían formado a una escala mucho menor, es decir, del tamaño de galaxias.
Tanto la CDM como la HDM resultan insuficientes a la hora de explicar la formación de ambas clases de estructuras: la materia oscura "caliente" no puede formar estructuras pequeñas como las galaxias, mientras la materia oscura "fría" no puede formar estructuras gigantescas como los filamentos.
La “constante de Hubble” mide el ritmo de expansión instantánea del Universo como un todo, tal y como lo observamos en el momento presente, y ha proporcionado la mejor manera práctica de estimar la edad del Universo. Esta constante se mide combinando observaciones de velocidades radiales de un gran número de galaxias en el universo local con las mejores estimaciones disponibles para sus distancias.
Edwin Powell Hubble descubrió en los años treinta, del siglo XX, que el Universo está en constante expansión y que cuanto más alejada esté una galaxia más rápido se mueve respecto a nosotros.
El símil tradicional consiste en comparar las galaxias con puntos dibujados sobre la superficie de un globo que está siendo inflado: Si medimos la distancia entre dos puntos cualesquiera, así como la velocidad a la que se separan, encontraremos el mismo cociente entre las dos cantidades para cualquier pareja de puntos. Aquellos que estén al doble de distancia se separarán también al doble de velocidad. Los cúmulos de galaxias en el espacio tridimensional del Universo se están separando de una forma similar a los puntos del globo.
El cociente entre la velocidad a la que se separan los cúmulos y su distancia es, precisamente, la constante de Hubble, una medida del ritmo actual de la expansión del Universo.
La distancia entre dos cúmulos de galaxias dividida por la velocidad a que se separan proporciona una medida de tiempo: el tiempo que tardaron ambos cúmulos de galaxias en alcanzar su posición actual suponiendo que el ritmo de expansión del Universo haya permanecido constante.
Así, este “tiempo de Hubble” (el inverso de la constante de Hubble) constituye una primera estimación de la edad del Universo. El mejor valor de la constante de Hubble, obtenido utilizando las distancias proporcionadas por estrellas variables Cefeidas en galaxias próximas, con el Telescopio Espacial Hubble, es 73 km/s por Megaparsec. Esto proporciona un tiempo de Hubble de aproximadamente 13.000 millones de años, suponiendo un ritmo de expansión constante.
Una consecuencia directa es que el Universo debe ser “plano” (la mejor manera de entenderlo es considerando que los rayos de luz se propagan a gran escala dentro de una geometría euclidea, es decir, que la distancia más corta entre dos puntos es una línea recta).
Todas las observaciones disponibles sobre la expansión de galaxias muestran que el Universo es plano o 'casi plano', por lo que la mejor explicación es que debió de comenzar siendo completamente plano. El modelo inflacionario predice esta planitud, es decir, que carece de una curvatura apreciable.
La materia que emergió de la bola ígnea primordial, en el Big Bang, en forma de helio, deuterio y el isótopo 7 del litio, pueden ser utilizadas para predecir la densidad de materia bariónica (protones y neutrones,...) en el Universo. La materia bariónica puede explicar tan sólo un pequeño porcentaje (quizá un 5%) de la materia necesaria por unidad de volumen para proporcionar un Universo plano. En definitiva, si el Universo es realmente plano debe haber 'algo' en algún lugar que proporcione el 95% de la densidad de total de materia.
Este resultado concuerda con el descubrimiento realizado por Vera Rubin y Kent Ford, a principios de los años setenta, a partir de las curvas de rotación de galaxias espirales y que mostraba que éstas son más masivas, en un factor 10 ó mayor, que lo que la suma de sus componentes conocidas (estrellas, gas y polvo) implicaría. Por otra parte, Jerry Ostriker y James Peebles mostraron que los discos de galaxias deberían ser inestables a menos que estuviesen embebidos en halos muy masivos, mucho más masivos que los formados a partir de las estrellas y el gas.
Posteriormente, resultados de estudios teniendo en cuenta cúmulos de galaxias y su dinámica y no sólo galaxias aisladas, han llevado a la comunidad astronómica a la convicción de que un 90% de la materia del Universo no ha sido actualmente detectada.
Los físicos de partículas han predicho la presencia de tipos de materia, aún no descubiertos, como elementos inherentes al espectro completo de las partículas elementales que encajarían en los esquemas de simetría o supersimetría. Durante algún tiempo se pensó que los neutrinos podrían ser capaces de proporcionar la masa perdida, pero resulta que hay dos problemas con esta suposición. En primer lugar, aunque se sabe que debería haber un conjunto de neutrinos primordiales en el Universo en número comparable al de los fotones presentes en la radiación cósmica de fondo (es decir, unas mil millones de veces más neutrinos que bariones), éstos deberían ser dinámicamente “calientes” y sus propiedades en términos de los modelos básicos de formación de galaxias no son compatibles con las distribuciones de masa y velocidad en galaxias, ni las de cúmulos de galaxias. En segundo lugar, las detecciones de neutrinos en experimentos situados bajo tierra han mostrado que éstos tienen, efectivamente, masa, pero los estrictos límites superiores impuestos a la misma indican que es demasiado pequeña para que los neutrinos contribuyan a una fracción significativa de la materia oscura. (Un neutrino estéril como candidato a materia oscura)
Los investigadores teóricos están considerando seriamente dos tipos de partículas:
--> axiones, que se predice que sean ligeros, podrían ser muy numerosos (demasiado ligeros para poder ser calificados como WIMPs genuinos) .
--> genuinos WIMPs, que podrían ser mucho más pesados pero menos numerosos.
El descubrimiento de que el Universo se está acelerando, de tal manera que las ecuaciones relativistas de movimiento requieren un término adicional, “término lambda” (energía oscura o quintaesencia), además de proporcionar una solución al problema de la edad del Universo, parece ofrecer también un ajuste integral a los modelos de formación y evolución de galaxias en el contexto de los modelos cosmológicos.
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En los años precedentes a este descubrimiento, los cosmólogos comenzaban a estar insatisfechos con modelos en los que sólo alrededor de un 3% de la masa era bariónica y el 97% restante partículas de materia oscura. El advenimiento de la 'energía oscura' hizo posible que la idea de planitud del Universo fuera mantenida, ya que el 70% de materia desaparecida es ahora explicada por la energía oscura.
El detector ATLAS (A Toroidal LHC ApparatuS) podría dar respuesta a la misteriosa "materia y energía oscura", y buscar dimensiones extra en el espacio-tiempo. Está diseñado para ser capaz de descubrir nuevas partículas y nuevos fenómenos esperados como extensiones del Modelo Estándar: Supersimetría o el bosón de Higgs .
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ACTUALIZACIÓN 4 de julio de 2012: ATLAS Experiment: Encuentran la partícula de Higgs
ACTUALIZACIÓN 19 de marzo de 2014: Confirmación del modelo inflacionario del Big Bang (Daniel Marín)
Fuentes:
http://www.astronomiaonline.com/informacion/materiaoscura/
http://www.nuclecu.unam.mx/~vieyra/cuant1.html
http://www.lhc-closer.es/pages_es/det_0.html
Prospects for the direct detection of neutralino dark matter in orbifold scenarios (e-book, David G. Cerdeño, Tatsuo Kobayashi, Carlos Muñoz)
http://www.nuclecu.unam.mx/~vieyra/cuant1.html
http://www.lhc-closer.es/pages_es/det_0.html
Prospects for the direct detection of neutralino dark matter in orbifold scenarios (e-book, David G. Cerdeño, Tatsuo Kobayashi, Carlos Muñoz)
Halos de materia oscura: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-11_03-01.htm
Materia y energía oscura (IAC): issuu.com/abelgalois/docs/materiaenergia_oscura
El Modelo Estándar. Pilares de la Cosmología (Javier Zorzano, UPM)
Efecto Doppler. Ley de Hubble y expansión del Universo (Javier Zorzano, UPM)
El Modelo Estándar. Pilares de la Cosmología (Javier Zorzano, UPM)
Efecto Doppler. Ley de Hubble y expansión del Universo (Javier Zorzano, UPM)
A horcajadas en el Tiempo (Patricio T. Díaz Pazos, pdf)
www.spacetelescope.org/
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP)
Cosmology: The Study of the Universe
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP)
Cosmology: The Study of the Universe
Hubble Space Telescope (vídeo- archivo): Quasars, Black Holes & Active Galaxies
The Universe Dictionary (NASA)
http://public.web.cern.ch/public/en/LHC/LHC-en.html
http://home.earthlink.net/~astronomia/_/Main/T_index.html
Biblioteca Digital online: la Ciencia para todos
Búsqueda online de documentos científicos en CSIC: http://digital.csic.es/browse-subject
3 comentarios:
pla pla pla! (aplauso)
yo quiero que seas mi profesora, para que me enseñes muchas cosas.
Debes enseñar a querer aprender.
(:
PD: te sigo
Muchas gracias Ana...y no te creas que tuve que aplicarme con fervor de alumna para poner orden entre tanta información sobre 'partículas' díscolas ... :)
Gracias por el enlace!!
Un saludo
Excelente síntesis. Es de agradecer el esfuerzo que debe usted haber realizado para lograrlo. Gracias.
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