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CRONOLOGÍA DEL UNIVERSO
La Época de la Gran Unificación: 10-43 segundos Inflación Cósmica: 10-35 segundos Recalentamiento: 10-24 segundos
La Época Electrodébil: 10-12 segundos La Era Hadrónica: 10-6 segundos Era de la Radiación y la Nucleosíntesis: 7 segundos
Formación de Grupos, Cúmulos y Supercúmulos Formación del Sistema Solar: 8.000 millones de años
Esta cronología describe los eventos que han ocurrido y ocurrirán de acuerdo a la teoría del Big Bang, utilizando el parámetro del tiempo cosmológico como las coordenadas comóviles. Las observaciones sugieren que el universo como lo conocemos empezó hace aproximadamente 13.700 millones de años. Desde entonces, la evolución del universo ha pasado por tres fases. El universo muy primigenio, que sigue siendo comprendido pobremente, fue la fracción de segundo que el universo estaba tan caliente que las partículas tenían una energía tan alta que estas sólo son accesibles en la Tierra con un acelerador de partículas. Por tanto, mientras las características básicas de esta época han sido resueltas en la teoría del Big Bang, los detalles están ampliamente basados en conjeturas de culto. Siguiendo a esto, en el Universo primigenio, la evolución del Universo procedió de acuerdo a la conocida física de alta energía. Fue entonces cuando se formaron los primeros protones, neutrones y electrones, después los núcleos y finalmente los átomos. Con la formación de hidrógeno neutro, se emitió el fondo cósmico de microondas. Finalmente, la época de las formaciones estructurales comenzó, cuando la materia empezó a agregarse en las primeras estrellas y quasars, y por último se formaron las galaxias, las agrupaciones galácticas y los supercúmulos. El futuro del Universo no es firmemente conocido.
EL UNIVERSO MUY PRIMIGENIO Toda nuestra comprensión cosmogónica del Universo muy primigenio es especulativa. Ningún experimento actual prueba suficientemente las altas energías como para proporcionar entendimiento sobre este periodo. Los escenarios difieren radicalmente. Algunas ideas son el estado inicial Hartle-Hawking, el paisaje de cuerdas, la inflación brana, la cosmología de las cuerdas gaseosas y el Universo ekpyrótico. Algunas de estas ideas son mutuamente compatibles, otras no.
LA ERA PLANCK: 0 SEGUNDOS
De acuerdo con teorías tentativas y que por el momento no han tenido confirmación empírica adecuada como la supersimetría o como otras teorías que incluirían las teorías de la gran unificación, inicialmente lo que hoy en día vemos como cuatro fuerzas fundamentales independientes: electromagnetismo, interacción nuclear débil, interacción nuclear fuerte y la gravedad, serían manifestaciones de una única fuerza fundamental, descritos por un lagrangiano único. Así las constantes de acoplamiento de estas cuatro fuerzas fundamentales habrían tenido el mismo valor y el grupo de simetría de esta teoría incluiría los grupos parciales de simetría de las cuatro fuerzas fundamentales, razón por la que se afirma que estarían unificadas en una única fuerza fundamental. En cosmología, la época de Planck es el más temprano período de tiempo en la historia del universo, entre cero y 10−43 segundos (un tiempo de Planck), durante el cual las cuatro fuerzas fundamentales (interacción nuclear fuerte, interacción nuclear débil, interacción electromagnética e interacción gravitatoria) estaban unificadas y no existían partículas elementales. La mecánica cuántica estándar dice que no tiene sentido hablar de intervalos más pequeños que un Tiempo de Planck o de distancias más pequeñas que una longitud de Planck. En consecuencia, la historia del universo debe contarse a partir del momento en que culmina el primer tiempo de Planck. Igualmente, el volumen del universo se debe contar a partir de la primera longitud de Planck de diámetro en lugar de cero, de manera que nunca hubo una singularidad de densidad infinita.
TIEMPO DE PLANCK El tiempo de Planck es una unidad de tiempo considerada como el intervalo temporal más pequeño que puede ser medido. Se denota mediante el símbolo tP. En cosmología, el tiempo de Planck representa el instante de tiempo más antiguo en el que las leyes de la física pueden ser utilizadas para estudiar la naturaleza y evolución del Universo. Se determina como combinación de otras constantes físicas en la forma siguiente:
donde:
G es la constante de gravitación universal c es la velocidad de la luz en el vacío. Los números entre paréntesis muestran la desviación estándar. El tiempo de Planck representa el tiempo que tarda un fotón viajando a la velocidad de la luz en atravesar una distancia igual a la longitud de Planck. Desde la perspectiva de la mecánica cuántica, se ha considerado tradicionalmente que el tiempo de Planck representa la unidad mínima que podría medirse en principio; es decir, que no sería posible medir ni discernir ninguna diferencia entre el Universo en un instante específico de tiempo y en cualquier instante separado por menos de 1 tiempo de Planck. No obstante, las imágenes de campo profundo tomadas por el telescopio espacial Hubble en 2003 han arrojado dudas sobre esta teoría. La predicción era que las imágenes de objetos situados a muy largas distancias deberían ser borrosas. Esto se debería a que la estructura discontinua del espacio-tiempo a la escala de Planck distorsionaría la trayectoria de los fotones, del mismo modo que la atmósfera terrestre distorsiona las imágenes de los objetos situados fuera de ella. No obstante, dichas imágenes son más nítidas de lo esperado, lo que ha sido interpretado como una indicación de que el tiempo de Planck no es el intervalo más corto del Universo. La edad estimada del Universo (4.3 × 1017 s) es aproximadamente 8 × 1060 tiempos de Planck. En el tiempo de Planck, la luz en el vacío recorre aproximadamente 1,62 ×10-12 ym.
LONGITUD DE PLANCK La longitud de Planck (Lp) es la distancia o escala de longitud por debajo de la cual se espera que el espacio deje de tener una geometría clásica. Una medida inferior previsiblemente no puede ser tratada adecuadamente en los modelos de física actuales debido a la aparición de efectos de gravedad cuántica. La longitud de Planck forma parte del sistema de unidades natural, y se calcula a partir de tres constantes fundamentales, la velocidad de la luz, la constante de Planck y la constante gravitacional. Equivale a la distancia que recorre un fotón, viajando a la velocidad de la luz, en el tiempo de Planck.
Poco se conoce sobre esta época, aunque diferentes teorías hacen diferentes predicciones. La teoría de Einstein de la relatividad general predice una singularidad espaciotemporal antes de este tiempo, pero bajo estas condiciones la teoría se espera que fracase debido a los efectos cuánticos. Los físicos esperan que las teorías propuestas de la gravedad cuántica, así como la teoría de cuerdas y la gravedad cuántica de bucles, eventualmente conducirán a una mejor comprensión de esta época. En la actualidad (2009), no se conoce una teoría generalmente aceptada que unifique la mecánica cuántica y la gravedad relativista.
LA ÉPOCA DE LA GRAN UNIFICACIÓN: 10–43 SEGUNDOS
Cuando habían transcurrido unos < 10⁻⁴³ s desde la Gran Explosión, el universo era una caótica sopa de materia–energía diez cuatrillones de veces más ardiente que una estrella media. Luego, a los 10⁻³⁵ s, las partículas de materia y sus contrapartidas de antimateria nacieron fugazmente a la existencia, sólo para desvanecerse de nuevo en aniquilantes colisiones que dieron nacimiento a todavía más partículas. Otros encuentros produjeron entidades mucho más masivas que cualquiera conocida hoy en día, incluidas algunas que permitieron a las partículas intercambiar sus propias identidades.
Este breve y energético período es conocido como la «era de la gran unificación », debido a las varias teorías que se han formulado sobre la «gran unificación (GUT)» propugnadas por los físicos que sugieren que tres de las cuatro fuerzas conocidas –la electromagnética y las fuerzas subatómicas fuerte y débil– eran por aquel entonces todavía indistinguibles, estaban unificadas en la fuerza electronuclear. En estas fuerzas unificadas no se incluye a la gravedad, debido a que se considera que ésta adopta su identidad separada justo en el momento en que empieza la era inflacionaria. Se piensa que al final de esta era del universo primigenio el caldo cósmico era tan extremadamente denso, que la masa de la totalidad de un considerable cúmulo galáctico hubiera cabido fácilmente en un volumen más pequeño que el de un átomo de hidrógeno. En esta época evolutiva del universo primigenio, ya había empezado a expandirse y enfriarse desde finalizada la era de Planck, la gravedad se empieza a desagregar de las interacciones de gauge: el electromagnetismo y las interacciones subatómicas débil y fuerte. Lo anterior, si es que sucedió, es descrito en términos de la física como una gran teoría de unificación en el que los grupos de gauge del modelo estándar que ya estudiamos se integran en un grupo mucho mayor, que termina rompiéndose para dar paso a las fuerzas observadas de la naturaleza. Se considera que la ruptura de la gran unificación tiene su origen cuando la interacción subatómica fuerte se separa de la fuerza electrodébil, lo que debió haber producido monopolos magnéticos. Claro está, que todas estas ideas sobre la era de la gran unificación jamás han sido comprobadas, pero igual es legítimo que se considere como un medio para soslayar lo que, por ahora, se ignora, ya que de no ser así, se estaría fuera del concepto de hacer ciencia.
INFLACIÓN CÓSMICA: 10-35 SEGUNDOS
La era de la gran unificación terminó a los 10⁻³⁵ s, entonces el tamaño del horizonte del universo, es tan pequeño que corresponde a dimensiones menores que una más que diminuta partícula. Pero entonces, en un instante, adquiere un tamaño de un centenar de octillones [10⁵⁰;] de veces mayor y se enfrió hasta el cero absoluto. Este monstruoso crecimiento es conocido como «inflación cósmica». Comparada la propia Gran Explosión con el panorama que se debió dar en esos momentos del universo, aparece tan poco espectacular como si hubiera sido la detonación de una granada que ha sido lanzada en medio de una guerra nuclear. Este fenómeno inflacionario comienza en un período del universo primigenio, en el cual la curvatura es tan grande que, a los físicos matemáticos, se les hace imprescindible contar para recurrir a su descripción con un modelo que combine la teoría cuántica de las partículas elementales y la teoría de la relatividad, una teoría «gravitatoria cuántica», que todavía no se ha podido desarrollar a plena satisfacción y rigurosidad. Por lo tanto, una parte de lo que hemos descrito en este párrafo, si bien son conclusiones teórico-matemáticas, en ningún caso confiables y rigurosas, ya que no tenemos un modelo válido para describir la estructura de la materia y del espaciotiempo en las condiciones del inicio del universo. La temperatura, y por tanto el tiempo, en que la inflación cósmica ocurrió no se conoce. Durante la inflación, el Universo es alisado y el Universo entra en una fase de expansión rápida homogénea e isótropa en la que se las bases de la formación de estructuras son sentadas en la forma de un espectro primordial de fluctuaciones de casi-invariantes en escala. Parte de la energía de los fotones se convierten en quarks virtuales e hiperiones, pero estas partículas decaen rápidamente. Un escenario sugiere que antes de la Inflación Cósmica, el Universo era frío y vacío, y el inmenso calor y energía asociada con los primeros estados del Big Bang se crearían en el cambio de fase asociado con el fin de la inflación Ahora bien, la inflación desapareció tan rápidamente como había empezado, y entonces la temperatura volvió a subir. El universo en su juventud contenía tanta energía que no sabía qué hacer con ella, por lo que entró en un periodo de inestabilidad. En el tiempo que va desde una diezsextillonésima a una diezmilquintillonésima [10⁻³⁵ y 10⁻³²] del primer segundo tras la Gran Explosión, se produjo la inflación cósmica. Se piensa que, durante ese tiempo, tanto la densidad de la materia como la temperatura del universo eran tremendamente enormes, las cuales descienden rápidamente en la medida que el universo se expande. El resultado final fue no sólo un universo un centenar de octillones [10⁵⁰] de veces mayor sino también la aparición de numerosos pares de partículas-antipartículas y la creación de la enorme cantidad de materia que actualmente llena el universo. En sí, la inflación soluciona muchos problemas que arrastraba la original teoría del Big Bang, como ser por qué el universo es tan grande y uniforme, por qué las fuerzas actúan en su interior actualmente, y de dónde surgió la enorme cantidad de materia que contiene.
Cuando el universo era un bebé contenía tanta energía que, en la práctica, no sabía qué hacer con ella, por lo que entró en un periodo de inestabilidad. En el tiempo que va desde unos 10⁻³⁵ a unos 10⁻²⁴ del primer segundo tras la Gran Explosión, se produjo la inflación cósmica. Ello, originó no sólo un universo sustancialmente más grande, del orden de un centenar de octillones [10⁵⁰] de veces mayor sino también la creación de la enorme y variada cantidad de materia que actualmente llena el universo. Recordemos que al principio, el universo era como una densa mota de materia y energía de un muy reducido tamaño. De repente, en muy breve tiempo, creció descomunadamente. Esta comparación nos da una idea de la magnitud de la expansión: una región tan pequeña se amplía hasta un tamaño mayor que el de una galaxia. Por eso, algunos físicos piensan, como lo hemos venido manifestando nosotros también, que el término Big Bang calza mucho mejor para este periodo que cuando empezó todo. Ahora bien, durante el breve periodo de inestabilidad que se dio en el universo durante la inflación, ésta funcionó como si fuera una fuerza antigravitatoria, separando unas cosas de otras. Pero, igualmente, durante todo este tiempo, aparecieron espontáneamente partículas y antipartículas virtuales, que desaparecían al instante al aniquilarse unas a otras. Finalmente, al terminar este periodo inflacionario cósmico, una oleada de energía permitió que partículas y antipartículas pudieran tener una existencia independiente. Fue prácticamente la inflación cósmica la que creó toda la estructura másica actual del universo. Por otra parte, antes del avenimiento del periodo inflacionario del universo, éste tenía dos fuerzas interactuando: la gravedad y la superfuerza unificada, que llenaba las regiones de vacío. Cuando la temperatura descendió a los 10²⁸ °K, la superfuerza debió haberse desagregado, pero fue el propio vacío el que lo impidió, de forma semejante a cómo puede mantenerse en estado líquido el agua aunque se enfríe muy por debajo de su temperatura de congelación. Fue, este inestable estado el que indujo al universo a vivir una inflación incontrolada. Actualmente, la materia que encierra el universo está sometida a cuatro fuerzas distintas, pero, antes de la inflación cósmica, tres de ellas estaban unificadas como una sola. Cuando empezaron a separarse, se desprendió una gran energía que se materializó en forma de partículas. De este modo, la separación de las fuerzas creó la primera materia.
Nos cabe consignar que la energía de la inflación creó exactamente la misma cantidad de materia que de antimateria. Pero en esto aparece una incógnita: ¿por qué entonces no se destruyeron por igual? Los físicos la han despejado cuando los cálculos hicieron aparecer los bosones χ y los anti –χ. Según se enfrió el universo, ambos se desintegraron formando partículas más ligeras (quarks y leptones) y sus antipartículas. Pero esta operación favoreció ligeramente a la materia: por cada cien millones de quarks y leptones sólo se crearon 99.999.999 de antiquarks y antileptones. Y, fue gracias a ello, que se pudo generar la materia que forma las estrellas, los planetas y las galaxias del universo actual. Explicado de otra manera lo expuesto en el párrafo anterior, para que esa mayor cantidad de materia que antimateria se pudiese haber dado tuvo que haber ocurrido una asimetría a través de algún tipo de violación de la simetría CP, en la que una partícula y su correspondiente antipartícula no se comportaron en la evolución temporal del universo de una manera simétrica. Sabemos que el universo tiene una simetría CPT y, para que hubiese ocurrido esa violación, tiene que haberse dado un suceso violatorio T (temporal). Estamos aquí hablando de lo que se conoce como una «bariogénesis asimétrica», la cual requiere para que se dé que el equilibrio químico sea mucho más rápido que el equilibrio térmico, para que al expandirse el universo tenga una composición homogénea. Lo último, es una condición que debió teóricamente haberse cumplido inmediatamente después de la inflación. Las cuatro fuerzas de la naturaleza que existen actualmente tienen un alcance muy diferente y afectan a distintas partículas. La gravedad es, con mucho, la más débil e influye en todas las partículas, mientras que la más poderosa, la subatómica fuerte, actúa sólo dentro del núcleo atómico. A elevadas energías, la fuerza fuerte se debilita, mientras que la electromagnética y la débil se hacen más poderosas. Tal como ya anteriormente lo hemos mencionado, lo más probable es que todas ellas formaban una sola fuerza a excepción de la gravedad, lo que da cabida para predecir la existencia de bosones χ, cuerdas cósmicas y también las supercuerdas como estudiaremos más adelante.
El legado que deja la inflación es el de un universo simple, sin estructura, un gas absolutamente caótico y muy uniforme. Es debido a esa sencillez que, a través de la formulación del modelo estándar, el universo puede empezar a describirse matemáticamente con cierta facilidad. En la sección que insertaremos a continuación, mencionaremos que en un panorama de esas características, según el modelo estándar del universo no sucede gran cosa de interés hasta que la temperatura desciende hasta unos 10¹⁵ ° K. Claro está, que sigue siendo una temperatura altísima, muy superior a la del interior de una estrella, pero esa cota térmica corresponde a una masa-energía igual a la de los bosones débiles W y Z, la escala de mayor masa del modelo estándar y el primer umbral energético que cruzaremos. A esta temperatura, el universo tiene aproximadamente una décima de una décima de milmillonésima de segundo.
RECALENTAMIENTO: 10-24 SEGUNDOS
Durante el recalentamiento, la expansión potencial que ocurrió durante la inflación cesa y la energía potencial del campo inflatón se descompone en calor, plasma relativista de partículas. Si la gran unificación es una característica de nuestro Universo, la inflación cósmica tiene que ocurrir a la vez o después de que la simetría de la gran unificación se rompe, de otra manera los monopolos magnéticos se podrían observar en el Universo visible. En este momento, el Universo está dominado por la radiación y se forman los quarks, los electrones y los neutrinos. Cuando ya habían transcurrido los 10⁻²⁴ s, la separación de las fuerzas había impulsado de nuevo la temperatura desde casi el cero absoluto hasta unos 10²⁸ °K, llenando el universo otra vez de energía. Así, cuando las parejas de partículas y antipartículas se formaron, no necesitaban desprenderse de la energía que habían adquirido mediante su aniquilación sino que fueron quedando libres para tomar derroteros separados. De este modo, las partículas virtuales se convirtieron en reales, y la masa del universo se incrementó desde 1kg. hasta las aproximadas 10⁵⁰ toneladas que contiene en la actualidad. Espoleado por la multiplicidad de interacciones que se dieron en la etapa de la inflación, el universo comenzó a vivir el periodo más frenético de su historia. Alimentado por la tremenda fuente de energía liberada, se transformó en una poderosa máquina creadora de materia. Muchas de las partículas que se generaron en esos instantes cósmicos no existen en la actualidad. En esta temprana fase, cuando no habían transcurrido más de una milésima de sextillonésima de segundo [10⁻³³], el universo experimentó una exótica orgía de creaciones particuladas en la cual cada una de sus partículas rápidamente se desintegraron convirtiéndose en otras distintas. Fue éste un periodo cósmico de gran ebullición, y la escena pudo parecer a un enjambre de pececillos enloquecidos encerrados en un gigantesco acuario. Si se pudiera contar con una amplia instantánea del universo post inflación, los estudios de los físicos hacen que la mayoría de éstos estén convencidos que la gran fotografía revelaría una especie de sopa de partículas y antipartículas muy calientes en ebullición. Ahora, no todos los ingredientes particulados de esta sopa son ubicables hoy. Quarks, leptones, WIMPs, cuerdas cósmicas y agujeros negros primores o primordiales se estrellaban unos con otros como minúsculas bolas de billar. Gluones, bosones W y Z, y gravitones (que se encuentran actualmente como partículas mensajeras de las diferentes fuerzas) existían como partículas reales. Ese «recalentamiento» de que hablamos, debió haber comenzado en plena era inflacionaria, para que diera origen al cese de la expansión a través de la descomposición de la energía potencial del campo inflatón en calor, plasma relativista de partículas. Si señalamos que una de las características que pudieron haberse dado durante el principio del tiempo de nuestro universo es la gran unificación de las fuerzas, ello nos lleva a la deducción que la inflación cósmica tiene que haber ocurrido entonces en un paripaso o inmediatamente después de que la simetría de la gran unificación se rompe, de no ser así, los monopolos magnéticos serían observables en el universo visible, lo que no ocurre, ya que sólo es posible ver el dominio de la radiación con la formación de los quarks, los electrones y los neutrinos.
BARIOGÉNESIS
El universo actual parece contener muchos más bariones que antibariones. Esta asimetría sólo puede explicarse aceptando algún tipo de violación de la simetría CP, entonces una partícula y su correspondiente antipartícula no se comportarían de modo simétricamente equivalente en la evolución temporal del universo. Ya que el universo tiene simetría CPT, la violación CP es posible si existe también violación T (temporal). La bariogénesis asimétrica requiere además que el equilibrio químico sea mucho más rápido que el equilibrio térmico, para que al expandirse el universo tenga una composición homogénea. Además las condiciones de Sakharov tienen que cumplirse poco tiempo después de la inflación. Hay indicios que indican que es posible en modelos físicos conocidos y del estudio de las teorías de la gran unificación, pero el cuadro completo no es conocido.
Los bariones (del griego βαρύς, barys, “pesado”) son una familia de partículas subatómicas formadas por tres quarks. Los más representativos, por formar el núcleo del átomo, son el neutrón y el protón; pero también existe otro gran número de bariones, aunque éstos son todos inestables. El nombre de barión se debe a que se creyó, cuando fue descubierto, que poseía una masa mayor que otras partículas.
La simetría CPT es un principio fundamental de invariancia o simetría de las leyes físicas que establece que bajo transformaciones simultáneas que involucren la inversión de la carga eléctrica, la paridad y el sentido del tiempo las ecuaciones de evolución temporal de un proceso físico y las de un proceso análogo en que: 1. Conjugación de carga (C).Todas las partículas se substituyen por sus correspondientes antipartículas. 2. Inversión de paridad (P). Se invierte la paridad espacial de proceso (esto tiene que ver con el intercambio de derecha e izquierda, y con el cambio en el espin de las partículas). 3. Inversión temporal (T). Se invierte el sentido del tiempo. son invariantes y vienen descritos por las mismas ecuaciones y arrojan los mismos resultados. La simetría CP se basa en la unificación de la simetría C y la simetría P. La primera afirma que las leyes de la física serían las mismas si se pudiesen intercambiar las partículas con carga positiva con las de carga negativa. La simetría P dice que las leyes de la física permanecerían inalteradas bajo inversiones especulares, es decir, el universo se comportaría igual que su imagen en un espejo. La simetría CP es una suma de ambas.
La interacción fuerte, la gravedad y el electromagnetismo cumplen la simetría CP, pero no así la interacción débil, lo cual se manifiesta en ciertas desintegraciones radiactivas.
En cosmología física, la bariogénesis es el término genérico utilizado para referirse a los hipotéticos procesos físicos que produjeron una asimetría entre bariones y anti-bariones durante los primeros instantes de la creación del universo, resultando en cantidades elevadas de materia ordinaria residual en el universo hoy en día. Las teorías de bariogénesis — siendo la bariogénesis electrodébil y la bariogénesis de GUT las más importantes — emplean sub-disciplinas de la física, como la teoría cuántica de campos y la física estadística, para describir estos posibles mecanismos. La diferencia fundamental entre las teorías de bariogénesis está en la descripción que hacen de las interacciones entre partículas fundamentales. Fundamento La ecuación de Dirac, formulada por Paul Dirac en torno al año 1928 como parte del desarrollo de la mecánica cuántica relativista, predice la existencia de antipartículas junto con la solución esperada correspondiente a partículas. Desde entonces se ha verificado experimentalmente que toda partícula tiene una antipartícula asociada. El teorema CPT garantiza que una partícula y su anti-partícula tienen exactamente la misma masa y vida media pero carga exactamente opuesta. Dada esta simetría, es sorprendente que el universo no tenga cantidades iguales de materia y antimateria. Efectivamente, no hay ninguna evidencia experimental de concentraciones significativas de antimateria. Hay dos interpretaciones dominantes para esta disparidad: o cuando se creó el universo ya había una pequeña preferencia por la materia, con el número bariónico total del universo distinto de cero (xxxbariogenesis); o en origen el universo era perfectamente simétrico (B(t = 0) = 0) pero de alguna manera un conjunto de fenómenos contribuyeron a un pequeño desequilibrio. El segundo punto de vista es el preferido generalmente, aunque no hay una evidencia experimental clara que indique cual es el correcto. La preferencia mencionada está basada meramente en el siguiente argumento filosófico: si el universo contiene a todo (tiempo, espacio y materia), nada existe fuera de él y, por tanto, nada existió antes, llevándonos a un número bariónico B = 0. Desde un punto de vista más científico, hay razones para esperar que cualquier asimetría inicial se terminaría anulando durante la historia temprana del universo. Entonces el problema es explicar cómo evoluciona el universo para producir xxxbariogenesis 2. Asimetría bariónica en el universo Los resultados de observaciones nos dan un valor de η aproximadamente igual a 10−10 — más precisamente, 2.6 < η × 1010 < 6.2. Esto significa que por cada 10 mil millones de parejas de partícula-antipartícula, hay una partícula de más que no tiene una antipartícula con quien aniquilarse y convertirse en radiación de fondo. Este número es muy pequeño, y explicar cómo obtenerlo es muy complicado: uno está intentando hacer predicciones a escalas muy grandes (estructura a gran escala del cosmos) basándose en leyes de lo muy pequeño (física de partículas). Una idea razonable de como se obtiene este número experimentalmente es la siguiente. Los informes del Telescopio espacial Hubble sobre el universo observable nos indica que éste contiene aproximadamente 125 mil millones (1.25×1011) de galaxias. Suponiendo que son, en promedio, similares a nuestra propia galaxia, cada una contiene alrededor de 100 mil millones (1011) de estrellas. La masa del Sol, que es una estrella típica, es de aproximadamente 2×1030 kg. Haciendo la estimación de que nuestro sol está compuesto sólo de átomos de hidrógeno, los cuales pesan aproximadamente 1.67×10−27 kg, el sol contiene 1.2×1057 átomos. El número total de átomos en el universo observable es entonces aproximadamente 1.5×1079. El radio del universo observable está alrededor de 16 mil millones de años luz, o 4.4×1026 m. Esto significa que el universo observable es una esfera de 3.6×1080 m3. La densidad de átomos sería entonces de 4.2×10−2 m−3. Por otra parte, la física estadística nos dice que un gas de fotones en equilibrio térmico a la temperatura del fondo cósmico, 2.73 K, tiene una densidad de número de fotones de 4.1×108 m−3. La estimación de η que resulta es de 1.0×10−10. Esta no es una mala aproximación; está solo un poco apartada del rango que se encuentra en la bibliografía. El valor experimental exacto involucra la medida de la concentración de elementos químicos del universo que no resultan de síntesis estelar.
EL UNIVERSO PRIMIGENIO
Al terminar la era inflacionaria a los 10-11 s después de transcurrida la Gran Explosión, el recalentamiento por un lado y, la gravedad por otro, habían empezado a frenar la expansión del universo. La temperatura se mantenía a 10¹⁶ °K; las densidades cósmicas, aunque descendiendo, todavía eran los suficientemente grandes como para que una masa equivalente a la de la Tierra pudiera caber en un dedal. En este punto, el Universo está relleno de plasma de quarks-gluones.
Plasma de Quarks – Gluones
Un QGP es formado en el punto del choque de dos iones de oro relativistamente acelerados en el centro del detector STAR en el Colisionador de Iones Relativamente Pesados (RHIC) en el Laboratorio Nacional Brookhaven, Estados Unidos.
El plasma de quark-gluones (QGP) es una fase de la cromodinámica cuántica (QCD) que existe cuando la temperatura y/o la densidad son muy altas. Este estado se compone de quarks y gluones (casi) libres que son los componentes básicos de la materia. Se cree que existió durante los primeros 20 a 30 microsegundos después de que el universo naciera en la Gran Explosión. Los experimentos en el Super Proton Synchrotron (SPS) del CERN trataron primero de crear QGP en los años ochenta y noventa, y pudo haber sido parcialmente conseguido. Actualmente, experimentos en el Colisionador de Iones Relativamente Pesados (RHIC) en el Laboratorio Nacional Brookhaven (Estados Unidos) continúan este esfuerzo. Tres nuevos experimentos se llevan a cabo en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) del CERN, ALICE, ATLAS y CM, continuando con el estudio de las propiedades del QGP.
LA ÉPOCA ELECTRODÉBIL: 10–12 S
Cuando se produce la ruptura espontánea de simetría electrodébil, se cree que todas las partículas fundamentales adquieren masa vía el mecanismo de Higgs en el que los bosones de Higgs adquieren un valor esperado en el vacío. En este momento, los neutrinos se desemparejaron y empezaron a viajar libremente a través del espacio. Este fondo cósmico de neutrinos, a pesar de ser improbable su observación en detalle, es análogo al fondo cósmico de microondas que fue emitido mucho después.
Potencial de doble pozo en una teoría de campos con ruptura espontánea de simetría.
Al instante siguiente a la era inflacionaria, en que empieza la era electrodébil, las temperatura superan todavía los 10¹⁵ °K, los gluones débiles y electromagnéticos interactúan simétricamente. Al descender la temperatura por debajo de unos 10¹⁵ °K, se rompe la simetría y se hace patente la diferencia entre estas dos interacciones: los bosones débiles, W y Z, pierden su equilibrio con respecto a las otras partículas de la sopa cuántica, debido a que su masa es excesiva para que puedan ser creados, mientras que los fotones persisten porque carecen de masa y se forman fácilmente. Mientras ocurría este proceso, leptones y antileptones evolucionaron a variantes como electrones y positrones, que son sensibles al electromagnetismo, y neutrinos y antineutrinos que responden a la fuerza subatómica débil. Con la expansión acompañada de temperaturas inferiores, las colisiones fueron mucho menos energéticas de lo que las que se estima que se dieron durante la era de la inflación cósmica, lo cual dio como resultado cada vez menos y menos masivas partículas. Las colisiones aniquiladoras entre materia y antimateria son las que con facilidad dieron origen a los fotones que son portadores de la fuerza electromagnética, que se descompusieron en parejas electrón–positrón prácticamente sin masa.
RUPTURA DE LA SUPERSIMETRÍA La distinción que hemos descrito entre la interacción electromagnética y la débil es consecuencia, en parte, de una simetría rota espontáneamente. Como ejemplo de esa simetría rota, podemos concurrir a describir el alineamiento de todos los pequeños elementos magnéticos de un imán que produce un campo magnético neto: el ferroimán de Heisenberg. Pero, si calentamos un imán ordinario, sus elementos magnéticos se agitan y desorientan y empiezan a alinearse al azar. A cierta temperatura crítica, el imán entero pierde completamente toda huella de magnetismo, debido a que sus elementos no se alinean ya en una dirección preferente: se ha restaurado la simetría rotatoria original en la que no hay ninguna dirección preferente. Este ejemplo revela una propiedad importante de las simetrías rotas espontáneamente: a determinada temperatura, se restauran.
Por otro lado, la simetría espontáneamente rota de la teoría de Weinberg-Salam no es ninguna excepción; se restaura, al igual que la del imán, a una temperatura crítica, como destacaron por primera vez los físicos rusos D. A. Kirzhnits y Andrei Linde. Pero esta temperatura, a diferencia de la del ferroimán, es tan elevada [10¹⁵ °K] que sólo podría haberse alcanzado antes del primer nanosegundo del Big Bang. Por encima de esa temperatura crítica, carece de vigencia la distinción entre la interacción electromagnética y la débil. Los gluones débiles W y Z se convierten prácticamente en cuantos sin masa, como los fotones, los gluones coloreados y otras partículas. La transición hasta la situación simétrica a la temperatura crítica es bastante suave. Como en el caso del imán, al aumentar la temperatura se advierte una disminución progresiva de simetría rota hasta que, a la temperatura crítica, desaparece del todo y se restaura la simetría original. Aquí, nos aparece un hecho que es notable de parte de la teoría moderna del origen del universo: en la medida que vamos retrocediendo en el tiempo, más cálido es el universo y van restaurándose en él las simetrías rotas. El universo y todas sus interacciones de partículas van haciéndose cada vez más simétricos a medida que se penetra en el Big Bang. Lo anterior, es lo que invita a pensar, más allá de una esperanza, de que el universo se haga más simple, más simétrico y manejable en su historia más primitiva, pensamiento al que se aferran los físicos en su elaboración de modelos. Ahora, si lo hacemos a la inversa y avanzamos hacia delante en el tiempo, observaríamos que, a medida que la temperatura desciende, las simetrías perfectas se rompen. Con lo que se hacen patentes las diferencias físicas entre las diversas interacciones (fuerte, débil y electromagnética).
LA ERA HADRÓNICA: 10-6 SEGUNDOS
En la cronología que hemos venido siguiendo para establecer la posible historia que ha tenido la evolución de nuestro universo desde la Gran Explosión que lo originó, llegamos ahora cuando se considera que la era electrodébil llega a su fin, o sea, cuando el universo primigenio había alcanzado los < 10⁻⁶ s de vida. En ese instante empieza a ocurrir otra transición de fase, la transición de quarks a hadrones, en la que los quarks y los gluones empiezan a ser confinados, formándose en este suceso los hadrones (mesones y bariones). Al darse ese fenómeno, surge una era que se caracteriza por la asimetría entre materia y antimateria y el universo comienza a ser gobernado por las interacciones gravitatoria y electromagnética
Señalamos en el apartado anterior, que cuando en el universo primigenio desciende la temperatura desde los 10¹⁵ °K se rompe la simetría electrodébil. Al provocarse esa ruptura, el universo está formado por un gas de un número aproximadamente igual de electrones, quarks, sus antipartículas, gluones coloreados y fotones, que se crean y destruyen continuamente. De hecho, los quarks andan volando libremente de un lado a otro e interactuando con las otras partículas... un breve período de libertad con más de algunas restricciones.
Recordemos que la cromodinámica cuántica (la teoría relativista del campo cuántico que expresa las interacciones de quarks y gluones coloreados) tiene la propiedad de la «libertad asintótica». A niveles de alta energía, la fuerza de acoplamiento del gluón coloreado se debilita, disminuye la fuerza adhesiva de los gluones. Alta energía equivale a alta temperatura y, a temperaturas superiores a 10¹³ °K, la fuerza de acoplamiento disminuye tanto, que la interacción fuerte se vuelve débil. A esas temperaturas elevadas, los hadrones se despegaron, literalmente, y los quarks escaparon del confinamiento al cual estaban sometidos formando junto con los gluones un estado de la materia conocido como plasma «una sopa de quarks y gluones». Este estado de la materia, aunque la teoría lo predecía y los computadores ratificaban el pronóstico, fue corroborado en experimentos en aceleradores de partículas empotrados en laboratorios. Con ello, ahora los físicos saben cómo podía ser la materia del universo cuando este tan sólo contaba con diez microsegundos de vida. Al seguir descendiendo la temperatura a unos 10¹⁰ °K, aunque todavía más de un millón de veces más alta que la que comporta el núcleo del Sol, este relativamente bajo nivel de energía permitió a los gluones de la fuerza fuerte unir a los quarks en los bloques de construcción de los núcleos: protones, neutrones y sus antipartículas. Los quarks permanecieron confinados en partículas nucleares dado las condiciones más frían y menos energéticas que las que habían tenido cuando se originaron. Debido a que los neutrones se descomponían ocasionalmente en protones, éstos llegaron gradualmente a superar en número a los neutrones. Las aniquilaciones de materia y antimateria prosiguieron, pero en vez de producir más materia, muchos de estos acontecimientos produjeron fotones demasiado débiles para dar origen a la creación de nueva materia. No obstante, estos fotones débiles todavía eran capaces de bloquear la información de los lazos protón–electrón que hubieran conducido a la formación de átomos. Este acontecer que entonces sucedió, de acuerdo a nuestros conocimientos, dejaba en una situación comprometida la evolución posterior de nuestro universo, ya que el ligero exceso de materia que se había producido durante la era de la inflación cósmica aparece ahora como crítica el futuro del universo. Con pocos pares de partículas nuevas en producción, toda la antimateria desapareció. Sin embargo, cuando la temperatura descendió por debajo de los 10¹⁰ °K y el universo continuó expandiéndose, se formaron alrededor de los quarks cárceles gluónicas (las bolsitas que llamamos hadrones) que los aprisionaron para todo el futuro. Esta transformación del gas de partículas cuánticas, que pasa de ser un gas de quarks libres y gluones coloreados a componerse de quarks ligados o hadrones. Pero además, la aniquilación una por una de partículas de materia y antimateria dejó atrás un residuo de materia que es lo que llena el universo actual. Este suceso es lo que se denomina hadronización, señalando con ello el principio de la era hadrónica.
La era hadrónica comprende el período del universo primigenio que transcurre entre 10⁻⁶ y 10⁻² segundos, mientras la temperatura desciende desde 10¹² a 10¹⁰ °K y la densidad lo hace desde 10⁹⁴ a 10¹⁴ [g / cm³]. Ahora bien, cuando la temperatura baja hasta un nivel inferior a los 10¹² °K y la edad del universo es algo superior a los diez microsegundos, los quarks están atrapados en los hadrones y, estos últimos, ya forman parte de la sopa cuántica constituida en un solo cocimiento por quarks, antiquarks, leptones y sus antipartículas, así como fotones, todos en equilibrio con densidades numéricas similares. Por supuesto, que los quarks libres y los gluones coloreados ya no se ven por ahí ni siquiera de muestra. Es como si una película en color (los gluones y quarks coloreados) pasara a ser de pronto en blanco y negro (los hadrones). No obstante, se ha especulado que en los primeros momentos de esta era pueden haber existido otras partículas y estructuras más exóticas, las que darían origen a los quarks. Como lo estudiamos, los hadrones son las partículas cuánticas asociadas con la fuerza subatómica fuerte que mantiene unido e integrado el núcleo atómico. Los primeros hadrones que descubrieron los físicos fueron los nucleones: el protón y el neutrón. Luego vinieron los piones (partículas de espín cero, de vida mucho más corta que el neutrón y con una masa próxima a un séptimo de la del electrón) y luego se hallaron muchísimos otros hadrones similares. Hoy se considera a todos estos hadrones detectados experimentalmente corno sistemas de quarks unidos de modo permanente.
A las elevadas temperaturas de la era hadrónica, los fotones y, otras partículas del gas de partículas cuánticas tienen energía suficiente para producir pares hadrón-antihadrón. Estas partículas comparten con las demás partículas la energía total disponible. Debido a ello, aunque salgan a escena nuevas partículas, el número total de ellas, que es proporcional a la entropía, se mantiene constante. Dado que las diversas partículas, incluidos todos los hadrones, comparten la energía disponible a una temperatura dada, esto significa que hay un número aproximadamente igual de cada tipo distinto de partículas. Por ejemplo, cuando al iniciarse la era hadrónica, la temperatura es suficiente para crear piones, hay aproximadamente tantos piones como fotones, electrones, positrones, muones, etc. Cuando la temperatura es suficiente para crear nucleones (unos 10¹⁰ °K), llegamos a la conclusión de que el número de nucleones y antinucleones es aproximadamente el mismo que el de cada una de las demás partículas; en particular, el número de nucleones es aproximadamente igual al número de fotones. Esto es realmente notable, si tenernos en cuenta que los fotones superan hoy en número a los nucleones en una proporción aproximada de 400 millones a uno. Por tanto, al final de la era hadrónica, todos aquellos nucleones «extra» se aniquilaron con antinucleones, dejando sólo una pequeña fracción de protones y neutrones supervivientes, que han perdurado hasta hoy. Pero ¿por qué sobrevivieron? El modelo estándar tiene una ley de conservación del número bariónico rigurosa, según la cual en cualquier interacción de partículas el número de bariones menos el de antibariones es constante. Dado que los nucleones, el protón y el neutrón, son los bariones más ligeros, todos los demás bariones pueden desintegrarse convirtiéndose en ellos, transmitiendo su número de carga bariónico. El neutrón puede descomponerse luego en un protón y pasarle su número bariónico. Pero este proceso de desintegración del neutrón dura unos mil segundos, período prolongado si se compara con la duración total de la era hadrónica. Eso se debe a que el neutrón es prácticamente estable durante este período. La ley de conservación exacta del número bariónico exige, pues, que si terminamos la era hadrónica con un pequeño exceso de bariones sobre antibariones, esa diferencia haya tenido que existir desde un principio, desde mucho antes de la era hadrónica. Este pequeño exceso se refleja hoy en la gran entropía específica del universo: el exceso del número de fotones sobre el de nucleones. La existencia de nucleones, la materia visible de las estrellas y de la galaxia, parece un accidente, un residuo afortunado de una era anterior del universo.
Simplificando lo que hemos querido explicar, es más que aceptable considerar que durante la era hadrónica se fija el contenido bariónico y la preponderancia de la materia sobre la antimateria. Claro, que también se encuentran presente la existencia de una serie de otros enigmas que tienen su respuesta en los eventos de esa era, incluyendo las causas de la homogeneidad e isotropía, la causa y naturaleza de la constante cosmológica (si no es nula), y aún, el origen de las semillas para la formación de las galaxias que se desarrollan más tarde. Pero, pese a intento simplificador que quisimos otorgarle al contenido del párrafo anterior, siempre nos queda en el aire el por qué del pequeño exceso de materia nuclear sobre la antimateria que justamente debió producirse en esa época del universo. Los físicos en sus tentativas de comprender el cosmos, generalmente parten del supuesto de que éste comenzó en un estado simétrico, en el que el número bariónico era, en realidad, cero. Pero si el modelo estándar es correcto y el número bariónico se conserva, éste sería hoy también cero: un desastre, porque entonces no habría en el universo materia visible. ¿Qué se ha hecho? Bueno, apelar a la GUT que va más allá del modelo estándar y que parte del supuesto de que el número bariónico no se conserva. Una consecuencia de las GUT es que el fotón puede desintegrarse... y si puede desintegrarse es que también puede crearse. Otra consecuencia, apuntada por el físico ruso Andrei Sajarov, antes incluso de que se inventasen las GUT, es que el pequeño exceso de bariones puede crearse realmente a partir de un universo de número bariónico cero, siempre que el gas de partículas cuánticas interactuantes tenga propiedades especiales. Estas ideas nos llevan bastante más allá del modelo estándar. Volveremos a ellas en una sección de otro capítulo. En nuestra opinión, para poder dilucidar el problema que representa lo expuesto precedentemente, los físicos no tienen, por ahora, más que hacerse de mucha paciencia, ya que las energías o temperaturas envueltas en los procesos de esta era hadrónica, los conocimientos de ellos dependen en gran medida de los progresos realizados en física de las partículas elementales y, para alcanzar mayores logros, las inversiones de capital son altísimas. La capacidad instalada mundial de aceleradores de partículas, incluido el Relativistic Heavy Ion Collider, el Fermilab y el Large Hadron Collider, no creemos que cuenten con la potencia de investigar energías como las que se debieron dar en esta era. Es por lo anterior, que no corresponde más que invertir el proceso. Hoy muchos físicos de partículas se interesan en los procesos cosmológicos para intentar confirmar las predicciones de las teorías propuestas sobre las partículas, como veremos más adelante. Así, el universo primigenio se ha transformado en un verdadero laboratorio de partículas, en el cual conviven la teoría de lo más pequeño, la cuántica, y la teoría de lo más grande, la de la relatividad general. La conexión necesaria con el estado actual del universo radica, por un lado, en conseguir las condiciones que llevan a la nucleosíntesis con los resultados conocidos (que veremos en un próximo apartado) y, por otro, a la gran homogeneidad e isotropía que el universo tiene en la época de recombinación y posterior formación de estructuras. Ahora bien, cuando la era hadrónica estaba cerca de su final se da un proceso más que relevante. La acción de las fuerzas gluónicas entre quarks y antiquarks produjeron la unión de éstos, confinándolos y formando los nucleones comunes que hoy conocemos: neutrones y protones. Ello se dio así, como consecuencia de los altos efectos energéticos que se dieron en ese periodo de la era. Este proceso de «confinamiento de los quarks» ocurre cuando la edad del universo es de t = 10⁻² s y su temperatura algo menos de 10¹⁰ °K. Al disminuir la temperatura durante la era hadrónica, se cruzan varios umbrales energéticos, correspondientes a las masas de diversos hadrones. Algunos hadrones dejan de estar en equilibrio con las otras partículas, a menos que lo impida una ley de conservación. Cuando la energía térmica decreciente de la radiación llega a ser menor que la energía correspondiente a la masa del hadrón más ligero, el mesón π;, se habrán aniquilado la mayoría de los hadrones más pesados (exceptuados neutrones y protones), lo que se produce cuando el universo tiene una temperatura del orden de 10⁸ °K y una edad de alrededor de 10² s hallándonos, entonces, en el umbral de la era de la nucleosíntesis.
ERA LEPTÓNICA: 10-2 SEGUNDOS
Se le llama era leptónica a aquella que transcurre entre t = < 10⁻² hasta aproximadamente unos 6 s de vida del universo. En esa época, la temperatura desciende desde 10¹⁰ °K hasta 10⁸ °K y la densidad desde 10¹⁰ a 10 g / cm³. La sopa cuántica cósmica se compone de una mezcla formada por un número aproximadamente igual de fotones, electrones, neutrinos electrónicos, muones, neutrinos de muón y algunas otras partículas como los piones (reliquias hadrónicas de masa ligera de la era anterior) y sus antipartículas, más una «contaminación» relativamente pequeña de igual número de protones y neutrones que ya no están en equilibrio con las otras partículas. Pero el pequeño número de protones y neutrones continúa interactuando con las otras partículas. Por ejemplo, cuando un protón interactúa con un electrón, se convierte en un electrón más un neutrino de electrón. Cuando interactúan con positrones, los neutrones se convierten en protones y neutrinos de antielectrón. Aunque el número total de protones y electrones es muy pequeño (uno por cada cien millones de las otras partículas, aproximadamente), protones y neutrones se transforman unos en otros muy deprisa, debido a sus interacciones con los leptones. Naturalmente, los fotones son numerosos y forman un mar de radiación homogéneo. Debido a la alta temperatura, los leptones con masa dominan a los nucleones y a la radiación de fotones, manteniendo un caldo de neutrones y neutrinos que interactúan por medio de las fuerzas débiles.
Al bajar la temperatura por debajo del valor que tenía al principio de la era leptónica, se cruza el umbral de la cota de producción de muones. Todos los muones y antimuones se desintegran ahora convirtiéndose en electrones, positrones y neutrinos de muón y de electrón. El exceso de carga de los muones puede pasar a los electrones (el electrón es, como se recordará, la partícula cargada más ligera y no cuenta con ninguna otra partícula más ligera a la que pasar su carga). Por tal razón, no hay muones que sobrevivan a la matanza muónica. Pero los neutrinos de muón, dado que llevan el número leptónico de muón (cantidad conservada) deben seguir existiendo, aunque dejen ya de interactuar con las demás partículas. Además, su densidad numérica es aproximadamente igual a la de los fotones, puesto que es la que era inmediatamente antes de dejar de interactuar. Hay ya un gran número de neutrinos muónicos que vagan libremente por el universo sin casi interactuar, lo mismo que hacen hoy los fotones. Por otro lado, y dado que se estima que el universo debería ser eléctricamente neutro, el número de electrones y el de protones tiene que ser igual. De forma que, si se supuso en el modelo estándar un número bariónico no nulo, ello comporta un número leptónico electrónico igual. Por otro lado, si se consigue evitar lo primero con las teorías unificadas, también debería esperarse lo mismo para el número leptónico electrónico del universo. Asimismo, a una temperatura aún más baja, los neutrinos de electrón dejan de estar en equilibrio con los electrones y los positrones. Entonces, se unen a los neutrinos muónicos junto a los neutrinos tauónicos (que se desequilibran antes incluso que los muónicos) y vagan por el universo sin interactuar significativamente con nucleones o leptones, en un gas no interactuante. Como el universo sigue expandiéndose, la longitud de onda de esos neutrinos se desplaza hacia el rojo y, como sucede con los fotones, desciende su temperatura. La temperatura de los neutrinos hoy corresponde a unos 2 °K y su número alrededor de 109 por nucleón, similar a los fotones. La causa de esta temperatura algo más baja es que los neutrinos dejaron de interactuar antes de que electrones y positrones se aniquilaran formando fotones. Este proceso de aniquilación calienta el gas fotónico aproximadamente un treinta por ciento más que el de neutrinos. Si esta descripción es correcta, ¿por qué no detectan los científicos el gas de neutrinos? Desafortunadamente, neutrinos de tan baja energía y que prácticamente no interactúan con la materia, es imposible detectarlos con la tecnología actual, la que sería necesario incrementar su capacidad no por diez sino por millones. Pero los físicos estudian este problema y puede que algún día se dé con un ingenioso método que permita captar una cantidad importante de esos neutrinos residuales (los neutrinos detectados en la Tierra no son residuales ya que provienen, fundamentalmente, de estrellas cercanas) . Se estima que, de mil millones de neutrinos que atraviesan la Tierra, sólo uno tiene chance de interactuar con algún átomo de ella. Es evidente que si estas ideas son correctas la masa principal de la entropía actual del universo reside no sólo en el gas de fotones sino también en el de neutrinos. Su descubrimiento, con la temperatura predicha, sería otra confirmación de la validez de la teoría del Big Bang. Suelen concebirse esos neutrinos como libres viajeros del espacio, atravesándolos a la velocidad de la luz y desprovistos de masa, salvo que le diéramos crédito a las teorías recientes y a algunos descubrimientos que no han podido ser contractados, en cuanto a que tuviesen una posible pequeña masa. De todas maneras, el hecho de que los neutrinos en realidad tuviesen esa pequeña masa, no deja de ser una posibilidad intrigante. Si así fuera, el gas residual de neutrinos podría ser la materia oscura que cerrase el universo. Los físicos experimentales han intentado medir la masa del neutrino electrónico y han llegado a la conclusión de que no puede ser lo bastante grande como para formar la materia oscura. Pero, en lo referente a las masas del neutrino tautónico y del neutrino muónico los límites experimentales son mucho menos restrictivos y quizás esos neutrinos sirvan para el mismo fin. Pero supongamos que las teorías y esos descubrimientos recientes están en lo cierto y que los neutrinos tendrían una pequeña masa. Si los neutrinos electrónicos tuvieran una masa de 1 eV / c² su contribución sería mayor que la masa en bariones, o sea, la materia usual de estrellas, planetas y humanos. Recordemos que 1 eV / c² es sólo 1/500.000 de la pequeña masa del electrón, la que a su vez es 1/1836 la del protón. Por otro lado, si su masa es de 10 eV / c² los neutrinos podrían contribuir a un parámetro de densidad Ω >1, lo que corresponde a un universo cerrado (fig. 07.05.03 que se inserta más abajo). Son frecuentes los anuncios desde laboratorios sobre medidas de la masa de los neutrinos, pero, de todas maneras, lo más recomendable es esperar confirmaciones estadísticas más duras, dada las dificultades que encierran las mediciones. No obstante, si los neutrinos realmente comportan masa, ésta debería ser aproximadamente no más de 50 eV / c² (no podría ser mayor, pues, en tal caso, la densidad del gas de neutrinos sería mayor que el límite observado de la densidad media de masa del universo), podríamos demostrar que la atracción gravitatoria mutua entre ellos tendería a formar cúmulos gigantescos con una masa muy similar a la de los supercúmulos de galaxias actuales. Las medidas cosmológicas mismas implican lo anterior, en vista del límite para el parámetro de aceleración de q₀ ‹ 2, lo que corresponde a una densidad promedio superior a 2 ×10⁻²⁹ g / cm³, que es lo ya medido en galaxias. Aflora así, espontáneamente, una manera de explicar la formación de supercúmulos. Los neutrinos de gran masa, liberados durante la era leptónica, comienzan a acumularse gravitatoriamente, formando masas de neutrinos del tamaño de los supercúmulos de galaxias, Más tarde, concluido el Big Bang, el hidrógeno y el helio caerían gravitatoriamente en esas gigantescas masas de neutrinos, formando objetos en forma de hojuelas. Esas «hojuelas», del tamaño de supercúmulos de galaxias, mediante complejas interacciones relacionadas con el gas de hidrógeno, se fragmentan luego en objetos del tamaño de las galaxias. Esto sucede en el período comprendido entre un millón y diez millones de años después del Big Bang, la era de formación galáctica. Ya analizamos en un capítulo anterior algunas de las consecuencias de esta interpretación de la formación de las galaxias y de los supercúmulos. Sea o no correcta la imagen de las láminas, vemos aquí un ejemplo excelente de la cooperación de las ideas de la física de partículas y de la astronomía. Las estructuras mayores (supercúmulos de galaxias) pueden ayudarnos a entender las estructuras más pequeñas (los neutrinos y las propiedades del universo antes de que éste tuviera un segundo). Todo el universo se convierte en campo de experimentación de la física cuántica fundamental.
Se estima la cantidad de neutrinos en una cifra aproximada de 10⁹ por nucleón. Si ellos llegaran a tener masa dominarían la densidad del universo. Según sea esa masa, se obtienen modelos de universos abiertos o cerrados. También pueden existir leptones pesados, que podrían jugar un rol similar. Los puntos indican los límites existentes de masa: a) superior a 50 [eV] para la masa de los neutrinos y b) inferior a 2 [GeV] para los leptones pesados
Pero también podrían existir otras partículas leptónicas pesadas con propiedades similares a los neutrinos, pero masas mayores que los nucleones y de una cantidad que podría ser significativa. Estas serían partículas masivas que sólo tienen interacciones débiles y gravitacionales. El límite inferior de masa de estas hipotéticas partículas ha sido estimado en el orden de 2 GeV. De comprobarse la existencia de las láminas de neutrinos o de los leptones pesados, ello acabaría con el enigma de la materia oscura (tema que vamos a tratar en detalle en un capítulo posterior), que puede llegar a cantidades suficientes para cerrar el universo. Lo anterior, no significa que no le demos crédito a la posibilidad de que el universo sea plano, por consiguiente, abierto, como se extrae de observaciones astronómicas que dan cuenta de que el universo se estaría expandiendo a una velocidad superior a la que estaba prevista. Pero también ha habido noticias sobre evidencias sólidas pero no concluyentes sobre espacios de existencia de materia oscura. En fin, se trata de una cuestión que va a seguir siendo materia de discusión y muy difícil de dilucidar en un plazo breve. Cualesquiera sea el veredicto final que nos depare la naturaleza sobre si el universo es abierto o cerrado, sería un resultado sorprendente encontrar que partículas tan fantasmales como los neutrinos determinaran si el universo se expandirá hasta llegar a un universo frío y vacío o se contraerá hasta un estado de calor inimaginable. La era leptónica, al margen de dejar liberados para siempre a los neutrinos, determina la proporción neutrón-protón de dos neutrones por cada diez protones, relación importante para establecer la cantidad total de helio que se forma en la era siguiente: la era radiactiva. Al principio de la era leptónica hay igual número de protones y de neutrones porque se convierten libremente unos en otros. Pero el neutrón tiene una masa algo mayor que el protón (0, 14 por ciento aproximadamente) y puede desintegrarse en un protón, un electrón y un neutrino de antielectrón. Al final de la era leptónica la temperatura había descendido lo suficiente para que la pequeña diferencia de masa entre el protón y el neutrón significase una diferencia importante en sus cantidades relativas. Debido a esta pequeña diferencia de masa, pasa a ser más probable que un neutrón se convierta en un protón que viceversa. Después de cálculos detallados, se ha llegado a la conclusión de que al final de la era leptónica, en que la temperatura ha descendido a 10⁸ °K, sólo hay ya dos neutrones por cada diez protones. Algunos físicos teóricos que han efectuado estos cálculos de forma detallada y minuciosa subrayan que esta proporción neutrón-protón depende básicamente del número de los diversos tipos de neutrinos. Y puesto que la cantidad de helio que se forma depende directamente de esta proporción, ésa depende también del número de los diversos neutrinos. Según los cálculos, si existiesen más de cuatro neutrinos, se habría producido demasiado helio (porcentaje algo mayor que el observado). En este momento, al igual que en el modelo estándar, sólo hay tres neutrinos diferenciados (el electrón, el muón y el neutrino tauónico), de modo que los cálculos que aceptan el modelo estándar dan la cuantía de helio observada. Otros físicos creen que las incertidumbres de los cálculos y de la cuantía estimada de helio primordial observado hoy en el universo indican que una conclusión rigurosa que limite severamente el número de especies de neutrinos carece de base. Sin embargo, estos cálculos indican de nuevo la estrecha relación que existe entre las propiedades del universo observado (la cuantía de helio) y la física cuántica fundamental (el número de especies de neutrinos).
ERA DE LA RADIACIÓN Y LA NUCLEOSÍNTESIS: 7 SEGUNDOS
Al final de la era leptónica han desaparecido todos los tauones, muones y leptones pesados, y recorren el universo, de punta a cabo, hordas de neutrinos; pero ya no interactúan con nada. Los únicos hadrones sobrevivientes son pequeñas contaminaciones de protones y neutrones con diez protones por cada dos neutrones. Fotones, electrones y antielectrones siguen aún en equilibrio, creándose y destruyéndose entre ellos. Cuando la temperatura desciende por debajo del umbral de la cota de producción de pares electrón-positrón, casi todos esos pares se desintegran en fotones (recalentando levemente el universo). Esta cota de temperatura señala el inicio de la era de la radiación. Los positrones desaparecen de la sopa por aniquilación, y el pequeño número de electrones de carga negativa que subsiste es igual al número de protones de carga positiva (suponiendo que la carga eléctrica total del universo, cantidad conservada, fuese inicialmente cero). Dado que hay sólo un protón por cada 400 millones de fotones aproximadamente, sólo habrá un electrón por cada cuatrocientos millones de fotones. El universo está ahora dominado por la radiación de fotones (por ello se le suele llamar también a esta época del cosmos primigenio era fotónica) y, la materia, tiene una mezcla de nucleones y electrones, que forman un ligero polvo en un océano de luz radiante y viscoso. Desde el séptimo segundo (que marca el inicio de la era de la radiación que se prolongará entre 200.000 años y 300.000 años), la temperatura es de 10¹⁰ °K pero comienza a bajar hasta 3.000 °K y la densidad desde 10⁴ hasta 10⁻²¹ g / cm³. Todo el universo está a punto de convertirse en un gigantesco reactor termonuclear.
NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL: 7 SEGUNDOS A 3 MINUTOS
Entre uno y los quince minutos siguientes, y a una temperatura entre 1.000 y 20 millones de grados Kelvin se produce un acontecimiento crucial en la historia cósmica: la nucleosíntesis primordial. En este proceso se constituyen los núcleos de los átomos de elementos ligeros por fusión de protones y electrones. Las fuerzas de la interacción nuclear fuerte entre esas partículas y sus interacciones débiles, que transforman protones en neutrones y viceversa, determinan la velocidad de las reacciones que forman los núcleos. El factor que controla la tasa de las reacciones es la rápida expansión del universo, lo que implica un descenso continuo de temperatura y densidad de partículas. Lo último es equivalente a aumentar la distancia entre ellas, lo que dificulta más y más que las partículas se encuentren para reaccionar. Antes de esta época, los choques eran demasiado violentos para formar núcleos estables. Después, la energía de las partículas incidentes no es suficiente para vencer la repulsión electrostática entre protones. Esto implica que hay algo de tiempo, pero no mucho, para que ocurran las reacciones termonucleares que producen los núcleos de los elementos químicos, como ocurre normalmente en el centro de las estrellas, donde hay un tiempo más que suficiente para que ello se lleve a cabo. No obstante, en los cien segundos, aproximadamente, que transcurren desde el inicio de la era radiactiva se forma casi todo el helio que vemos hoy, como consecuencia de la combustión del hidrógeno.
Mientras no se desencadenó la nucleosntesis en el universo primigenio, con anterioridad, no se produjeron núcleos debido a la alta densidad que comportaba la energía. Para que se cree un núcleo es necesario que se produzca una colisión entre nucleones y que éstos permanezcan enlazados. En el universo primigenio, la reacción clave fue la colisión de un protón y un neutrón para formar un núcleo de deuterio (isótopo del hidrógeno). Las colisiones entre protones y neutrones habían estado ocurriendo desde «el principio», pero sus energías eran demasiado altas para permitirles enlazarse y formar un núcleo de deuterio.
Las estrellas, que se formaron bastante después de la Gran Explosión, convierten también hidrógeno en helio mediante combustión, pero lo hacen a un ritmo mucho más lento. Desde hace 11.000 millones de años, época en que aparecieron las primeras estrellas, éstas, con su combustión, sólo han convertido en helio del dos al tres por ciento del hidrógeno del universo. Sin embargo, el 25 por ciento de toda la materia visible del universo es helio que se formó en unos minutos durante el Big Bang. La fusión del hidrógeno para producir helio liberó energía como una bomba de hidrógeno. Pero incluso la aportación de esa inmensa energía a la densidad energética total que ya había en el gas fotónico fue minúscula y no recalentó significativamente el universo. El proceso de producción de núcleos atómicos, constituidos de protones y neutrones, es bastante competitivo y algo contaminante donde se encuentran también presente los neutrones en el espeso fluido de luz pura: los restos de la sopa de partículas cuánticas. Protones y neutrones se bombardean entre sí constantemente y bombardean a los fotones. Por esta razón, muchos procesos lentos no tienen tiempo de realizarse antes de que la expansión aleje las partículas o les quite la energía necesaria para interactuar. Al colisionar protones y neutrones pueden formar un núcleo de «deuterio», mediante la unión de un solo protón y un solo neutrón (un isótopo de H). El deuterio tiene un núcleo con poca adhesión: el protón y el neutrón se liberan fácilmente cuando los golpean los omnipresentes fotones, a menos que la temperatura descienda lo suficiente, cuando la abundancia de deuterio crece. El deuterio tiene, en esas condiciones, tiempo de reaccionar con otros protones para formar «tritio» (otro Isótopo radiactivo del H, cuyo núcleo está formado por un protón y dos neutrones.) y luego, «helio–3», por transformación de un protón en neutrón. Finalmente, se forma el «helio–4», elemento sumamente estable. A diferencia del núcleo del deuterio, el del helio, formado por la unión de dos protones y dos neutrones, tiene gran adherencia; es precisa mucha energía para disgregar el núcleo de helio. Una vez formado, resulta bastante estable. Se puede formar un núcleo de helio con dos deuterones que choquen y se unan. El problema que plantea la formación de helio por fusión del deuterio durante los primeros segundos es que el deuterio es muchísimo menos estable, se descompone al mismo ritmo que se forma, y por eso no hay mucho deuterio. Este es el «cuello de botella del deuterio» en la formación del helio.
Así, los núcleos atómicos que se forman son los más sencillos: fundamentalmente hidrógeno y helio. Este proceso se da así, dado el hecho que al bajar la temperatura a mil millones de grados Kelvin, los fotones no tienen energía suficiente para descomponer a los deuterones cuando se forman. Pero un neutrón, si está libre y no ligado a un núcleo, como suele pasar casi siempre en esta fase, se descompone en un protón, un electrón y un neutrino antielectrónico en unos mil segundos, período de tiempo sólo diez veces mayor que la edad del universo en este punto. Así pues, algunos neutrones (en principio, dos por cada diez protones) han tenido ya una oportunidad de desintegrarse en protones cuando el universo cuenta cien segundos. Por consiguiente, de cada dieciséis partículas nucleares, catorce son ahora protones y dos son neutrones. Los dos neutrones pueden formar dos núcleos de deuterio uniéndose con dos protones. Ahora que la temperatura del universo ha descendido, desaparece el cuello de botella del deuterio y éste es ya suficientemente estable para chocar y formar helio. Casi todo el deuterio se fusiona rápidamente en helio, y cuando el universo tiene unos 200 segundos se completa el proceso de combustión por fusión. De las dieciséis partículas nucleares de un principio, cuatro, dos neutrones y dos protones, están unidas formando helio, mientras que las doce restantes son protones. Vemos que cuatro de las dieciséis partículas nucleares, es decir, el 25 por ciento de la materia nuclear del universo, forman helio (isótopo normal He₄), y la mayor parte de la restante es hidrógeno. Esto es exactamente lo que se observa hoy: resultado de los primeros minutos del universo y una sólida confirmación de la teoría del Big Bang.
La nucleosíntesis del modelo estándar predice una generación de los elementos más livianos como función de la cantidad de materia bariónica en el universo, medida por la densidad de materia normal.
Podemos concluir que la cantidad de helio producida depende primordialmente de la proporción inicial protón-neutrón que hay al principio de la era radiactiva y también del ritmo al que baja la temperatura. No influye demasiado en esta cuantía la relación entre el número de fotones y el de partículas nucleares, la entropía específica del universo. Pero una pequeña cantidad de deuterio, aproximadamente un 0,01 por ciento de todo el hidrógeno (proporción que hoy se observa) es evidente que escapa. No se funde en helio. Esta pequeña cantidad residual de deuterio depende bastante directamente de la entropía específica, de la relación entre el número de fotones y el número de partículas nucleares. Si el número de partículas nucleares es relativamente elevado (baja entropía específica) hay más deuterones que pueden chocar entre sí y sobreviven pocos al holocausto termonuclear. Pero si el número de partículas nucleares es relativamente reducido (elevada entropía específica) habrá menos neutrones que choquen para formar helio y sobrevivirán más. Cuanto menor es el número de partículas más deuterio elude la combustión. Aquí nos encontramos motivados a señalar que la física de esta época es bastante rutinaria y sencilla y se inserta dentro de un dominio experimental bastante conocido y docentemente muy recurrente. Las predicciones precisas son más que posibles. La abundancia que se predice para el He4 varía muy poco con la densidad presente de los nucleones a diferencia de la abundancia del deuterio, que es muy sensible a ella (siguiente diagrama) y que disminuye si aumenta esa densidad. La razón, como ya lo expusimos, son las colisiones que desintegran los frágiles deuterios. En consecuencia, la densidad de deuterios es un excelente medio de medición de la densidad de nucleones universal. Adicionalmente, el deuterio no se forma en las estrellas, ya que ellas lo destruyen.
Las cantidades de deuterio y de helio dependen de forma muy distinta de la densidad de nucleones del universo. La abundancia del deuterio es muy sensible a ella, de forma que su medida puede entregar una precisa estimación de la cantidad de materia normal. Los rangos indicados muestran las observaciones más confiables.
El que la abundancia relativa de deuterio observada sea alta (un 0,01 por ciento es mucho) indica una entropía específica alta: unos 400 millones de partículas fotónicas por partícula nuclear. Parte del deuterio formado en el Big Bang puede destruirse, como ya lo mencionamos, al caer dentro de las estrellas en la evolución posterior del universo. Así que es posible que en el Big Bang se produjera más deuterio del que hoy observamos. Debido a todas estas incertidumbres, casi todos los físicos y astrofísicos creen que la cantidad de deuterio hoy observada es inferior a la que se formó durante la era radiactiva. De ser así, llegamos a la conclusión de que el valor de la entropía específica entraña una densidad actual de materia nuclear visible correspondiente a un parámetro cósmico Ω = 1/10... que no basta para cerrar el universo. Si queremos un valor más alto de Ω , tiene que existir en materia oscura, posiblemente neutrinos de gran masa, u otras partículas exóticas de las cuales se tiene cierta certeza, pero cuya abundancia descubierta hasta ahora sumada a la materia nuclear visible sólo llega al setenta por ciento de la masa crítica, lo que nos inserta en un pronóstico tétrico para un final del universo. He aquí un nuevo ejemplo de cómo la física del micromundo (la producción de deuterio en la era radiactiva) tiene implicaciones cosmológicas: el valor del parámetro Ω . Es importante notar que en el modelo estándar se obtienen las proporciones observadas de los elementos mencionados si la masa en bariones (materia normal) está limitada entre el 2% y 16% de la masa total del universo. Resumiendo lo que expusimos sobre la nucleosíntesis primordial, ésta empezó cuando el universo recién tenía el minuto de vida y, se piensa que finalizó, aproximadamente a los cuatro minutos. Ese tiempo, es el que hemos considerado en las descripciones que hemos hecho sobre ese suceso. Lo hemos hecho así, dado de que lo que sabemos teórica y experimentalmente nos indica que las condiciones que el universo debió haber alcanzado en ese período de su vida eran, finalmente, lo bastante maduras como para la creación de los primeros núcleos atómicos. Transcurridos los primeros tres minutos, la densidad del universo debió ser semejante a la del agua y la temperatura había descendido ya significativamente acercándose a los 3.000 °K. Como hemos visto, durante el desarrollo más crítico de la era, los fotones empezaron a perder más de su energía; así semivacíos, ya no pudieron impedir que neutrones y protones se combinaran en núcleos atómicos. Sin embargo, y pese a comportar un estado menos energizado, los fotones todavía retenían suficiente poder –dada la continuada expansión y enfriamiento– como para impedir que núcleos se combinaran con electrones para formar átomos completos. En la medida que protones y neutrones se unían, iban emergiendo rastros de otros elementos, pero las agrupaciones más comunes eran variedades de hidrógeno y helio, que forman la mayor parte de la materia conocida en el cosmos de hoy. Se considera que no se formaron elementos más pesados debido al enfriamiento que experimentó el universo al expandirse rápidamente, lo que impidió que se diera más fusión nuclear.
Una vez transcurrido los primeros minutos desde la Gran Explosión, el inmenso reactor nuclear que es el universo se apaga. La nucleosíntesis se ha completado; la temperatura sigue bajando; el universo se expande. Está formado ya por un gas de fotones, electrones, protones, y núcleos de elementos ligeros como el helio y el deuterio. En este estado plasmático (similar al del interior de una estrella) no sucede gran cosa hasta que transcurren unos 300.000 años y la temperatura alcanza los 3.000 °K. En este punto sucede algo espectacular: el universo se hace transparente. Este fenómeno se denomina «recombinación».
RECOMBINACIÓN: 300.000 AÑOS
Durante sus primeros 300.000 años, el universo era un ardiente mundo envuelto en una opacidad infranqueable para la transmisión lumínica. Era similar al interior del Sol, que también es opaco (no puede verse directamente a través del Sol). Si algunos electrones se uniesen con protones o núcleos de helio para formar hidrógeno o helio atómicos serían destruidos de inmediato por los fotones energéticos. En consecuencia, los fotones no tienen que desplazarse mucho para interactuar. Esta es la causa de que los telescopios no vean jamás luz de acontecimientos anteriores a unos 300.000 años, al igual que no pueden ver el interior del Sol. Pero cuando la temperatura desciende por debajo de unos 3.000 °K, los fotones cesan de interactuar con la materia y los electrones, como una consecuencia de ello, se unen a los núcleos y forman verdaderos átomos (éste es el fenómeno de la «recombinación o desacoplamiento»), dando como resultado una materia neutra, a diferencia del plasma anterior. La radiación se desacopla de la materia o esta se recombina, debido a que los fotones ya no tienen energía suficiente como para separar a los átomos en sus choques con ellos. Los fotones al dejar de interactuar vuelan libres de un lado a otro, a la velocidad de la luz. Así, la fase de recombinación marca el fin de la era de la radiación.
ERA OSCURA Pero poco después del comienzo de la recombinación, algo así como unos 300.000 años transcurridos desde el inicio del universo, comienza a embrionarse la época que se le suele llamar como transparente u oscura. La temperatura comienza a bajar desde los 3.000 °K hasta los 2,73 °K que tiene hoy la ya mencionada radiación del fondo cósmico. El color del universo pasa del amarillo al naranja, luego al rojo, luego al rojo intenso y luego a la oscuridad del espacio profundo. Al cabo de unos 10 millones de años, según lo que se ha determinado, la densidad de la materia era de un millón de veces mayor que la de hoy, que es de aproximadamente de un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico. Entonces, en realidad, la densidad de la materia de todo el universo era equivalente a la densidad de la materia que hay hoy en las galaxias. Esto implica que no podrían haber existido galaxias semejantes a las actuales cuando el universo sólo tenía diez millones de años: porque habrían estado unas apiladas encima de las otras. Por ello, es que se supone que las galaxias comienzan a formarse cuando la recombinación baja la presión de la radiación más de mil millones de veces, permitiendo a la gravedad operar entre las regiones que tienen ligeras diferencias de densidad. En cierto sentido, las primeras fases de esta época han sido totalmente desconocidas hasta ahora. En esta época, muy pocos átomos son ionizados, así que la única radiación emitida es el spin de 21 cm de la línea del hidrógeno neutro. Actualmente hay un esfuerzo observacional en proceso para detectar esta radiación tenue, como es en principio una herramienta más potente que el fondo de radiación de microondas para estudiar el Universo primigenio.
Se considera que durante la recombinación, y debido a la caída de la temperatura a raíz de la expansión que experimentaba el universo, la tasa de recombinación del hidrógeno fue mayor que la de ionización, lo que permitió que los electrones se pudieran combinar con los núcleos para formar átomos de hidrógeno y de helio; el universo se hizo neutro.
Durante la recombinación, núcleos y electrones se unieron para formar átomos. La particular combinación de protones y neutrones en un núcleo dado determinó la gestación de un tipo determinado de átomos neutros. Las condiciones energéticas imperantes en la era de la recombinación, permitieron sólo la formación de unas pocas variedades atómicas. Los átomos de los otros elementos que se conocen no se fusionaron hasta muchísimo eones después, en los núcleos de las primeras generaciones de estrellas.
En pleno transcurso de la recombinación ocurre otro acontecimiento importante: la densidad energética de la materia en forma de helio e hidrógeno atómicos supera la densidad energética de los fotones. El universo pasa a estar dominado por la materia y no por la radiación, característica que conservará hasta el día de hoy, en que hay en él mil veces más densidad de materia que de radiación. Claro está, que la recombinación o desacoplamiento no es un hecho que se haya generado masivamente en un corto instante de la curiosa y enigmática vida del universo, ya que cuando comienza esta era los electrones tenían aún suficiente energía para que el proceso de recombinación no ocurriera de forma masiva hasta que transcurrieran unos 700.000 años. La captura de los electrones para formar los átomos tuvo una consecuencia importantísima: sin electrones libres, la radiación electromagnética (los fotones) ya no tenían con quién interactuar y el universo se volvería transparente al paso de ésta. Esto significó que los fotones serían capaces de expandirse junto con el universo. Esos fotones que acabaron por ser libres tenían energías altísimas que se traducía en longitudes de onda muy cortas. Pero la expansión del universo causó el alargamiento de esta longitud de onda. Esos fotones de longitud de onda alargada debida a la expansión son a los que nos referimos cuando hablamos de «la radiación de fondo cósmico de microondas». Ello, sin duda, para la generalidad de nosotros los físicos, es un remanente de la Gran Explosión, que hemos sido capaces de cuantificar su intensidad, y que se ajusta con mucha precisión a lo que se predecía en los cálculos teóricos. Ésta ha sido una de las evidencias más duras y rotundas a favor de la imagen del universo que proporciona el modelo del Big Bang.
RADIACIÓN DE FONDO DE MICROONDAS
Mapa de anisotropías de la radiación de fondo de microondas obtenida por el satélite WMAP.
Radiación de fondo de microondas En cosmología, la radiación de fondo de microondas (en inglés Cosmic Microwave Background o CMB) es una forma de radiación electromagnética descubierta en 1965 que llena el Universo por completo. También se denomina radiación cósmica de microondas o radiación del fondo cósmico. Tiene características de radiación de cuerpo negro a una temperatura de 2,725 K y su frecuencia pertenece al rango de las microondas con una frecuencia de 160,2 GHz, correspondiéndose con una longitud de onda de 1,9 mm. Muchos cosmólogos consideran esta radiación como la prueba principal del modelo cosmológico del Big Bang del Universo.
El espectro de la radiación de fondo de microondas medido por el instrumento FIRAS en el satélite COBE es el espectro de cuerpo negro medido con más precisión en la naturaleza. Las variables y el error estándar están ocultados por la curva teórica.
La radiación de fondo de microondas es isótropa hasta una parte entre 105: las variaciones del valor eficaz son sólo 18 µK. El espectrofotómetro FIRAS (en inglés The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer) en el satélite COBE de la NASA ha medido cuidadosamente el espectro de la radiación de fondo del microondas. El FIRAS comparó el CMB con un cuerpo negro de referencia y no se pudo ver ninguna diferencia en sus espectros. Cualquier desviación del cuerpo negro que pudiera seguir estando sin detectar en el espectro del CMB sobre el rango de longitudes de onda desde 0,5 a 5 mm tendría que tener un valor de unas 50 partes por millón del pico de brillo del CMB. Esto hizo del espectro del CMB el cuerpo negro medido de manera más precisa en la naturaleza. Esta radiación es una predicción del modelo del Big Bang, ya que según este modelo, el universo primigenio era un plasma compuesto principalmente por electrones, fotones y bariones (protones y neutrones). Los fotones estaban constantemente interactuando con el plasma mediante la dispersión Thomson. Los electrones no se podían unir a los protones y otros núcleos atómicos para formar átomos porque la energía media de dicho plasma era muy alta, por lo que los electrones interactuaban constantemente con los fotones mediante el proceso conocido como dispersión Compton. A medida que el universo se fue expandiendo, el enfriamiento adiabático (del que el corrimiento al rojo cosmológico es un síntoma actual) causado porque el plasma se enfríe hasta que sea posible que los electrones se combinen con protones y formen átomos de hidrógeno. Esto ocurrió cuando esta alcanzó los 3000 K, unos 380000 años después del Big Bang. A partir de ese momento, los fotones pudieron viajar libremente a través del espacio sin colisionar con los electrones dispersos. Este fenómeno es conocido como Era de la recombinación y descomposición, la radiación de fondo de microondas es precisamente el resultado de ese periodo. Al irse expandiendo el universo, esta radiación también fue disminuyendo su temperatura, lo cual explica por qué hoy en día es sólo de unos 2,7 K. La radiación de fondo es el ruido que hace el universo. Se dice que es el eco que proviene del fin del universo, o sea, el eco que quedó de la gran explosión que dio origen al universo. Los fotones han continuado enfriándose desde entonces, actualmente han caído a 2,725 K y su temperatura continuará cayendo según se expanda el Universo. De la misma manera, la radiación del cielo que medimos viene de una superficie esférica, llamada superficie de la última dispersión, en la que los fotones que se descompusieron en la interacción con materia en el Universo primigenio, hace 13700 millones de años, están observándose actualmente en la Tierra. El Big Bang sugiere que el fondo de radiación cósmico rellena todo el espacio observable y que gran parte de la radiación en el Universo está en el CMB, que tiene una fracción de aproximadamente 5·10-5 de la densidad total del Universo. Dos de los grandes éxitos de la teoría del Big Bang son sus predicciones de este espectro de cuerpo negro casi perfecto y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. El reciente WMAP ha medido precisamente estas anisotropías sobre el cielo por completo a escalas angulares de 0,2°. Estas se pueden utilizar para estimar los parámetros del Modelo Lambda-CDM estándar del Big Bang. Alguna información, como la forma del Universo, se puede obtener directamente del CMB, mientras otros, como la constante de Hubble, no están restringidos y tienen que ser inferidos de otras medidas.
FORMACIÓN DE ESTRUCTURAS
La formación de estructuras en el modelo del Big Bang avanza jerárquicamente, las estructuras pequeñas se forman antes que las grandes. Las primeras estructuras que se formaron fueron los quasares, las primeras galaxias activas y las estrellas de la población III. Antes de esta época, la evolución del Universo podría comprenderse a través de la teoría de la perturbación lineal cosmológica: todas las estructuras se podrían comprender como pequeñas desviaciones de un Universo homogéneo perfecto. Esto es computacionalmente relativamente fácil de estudiar. En este momento se empiezan a formar las estructuras no lineales y el problema computacional se hace mucho más difícil, convirtiéndose en, por ejemplo, simulaciones-N con miles de millones de partículas.
FORMACIÓN DE ESTRUCTURAS La Formación de estructuras se refiere a un problema fundamental en cosmología física. El Universo, como se conoce actualmente a partir de las observaciones de la radiación de fondo de microondas, empezó en un estado caliente, denso y casi uniforme hace 13700 millones de años. Sin embargo, mirando el cielo actual, vemos estructuras a todas las escalas, desde estrellas y planetas hasta galaxias y a escalas mucho mayores, agrupaciones galácticas y enormes vacíos entre galaxias. ¿Cómo se ha formado todas estas estructuras a partir del uniforme Universo primigenio? Bajo los modelos actuales, la estructura del Universo visible se formó siguiendo los siguientes pasos: · El Universo muy primigenio: Es esta etapa, algunos mecanismos, como la inflación cósmica son responsables de establecer las condiciones iniciales del Universo: homogeneidad, isotropía y forma plana. · El plasma primigenio: El Universo está dominado por la radiación durante gran parte de esta etapa y debido a ello las estructuras que fluyen libremente no pueden ser amplificadas gravitacionalmente. No obstante, existe una importante evolución, como la nucleosíntesis primordial crea los elementos primigenios y se emite la radiación de fondo de microondas. La anisotropía estructural detallada del fondo cósmico de microondas también se crea en esta época. · Crecimiento de estructuras lineales: Una vez que la materia, en particular la materia oscura fría, domina el colapso del Universo gravitacional puede empezar a amplificar las heterogeneidades minúsculas dejadas por la inflación cósmica, causando que la materia caiga hacia las regiones densas y haciendo que las regiones rarificadas estén más rarificadas. En esta época, la densidad de heterogeneidades es descrita mediante una simple ecuación diferencial lineal. · Crecimiento de estructuras no-lineales: Según se vuelven las regiones más densas, la aproximación lineal que describe las heterogeneidades de las densidades empieza a fallar, las partículas adyacentes pueden incluso empezar a cruzar en cáusticas, y un tratamiento más detallado, utilizando la teoría newtoniana de la gravedad al completo llega a ser necesario. (A parte de la expansión de fondo del Universo, que es debida a la relatividad general, la evolución en estas escalas comparablemente pequeñas normalmente está bien aproximada por la teoría newtoniana). Esto es cuando las estructuras, como las agrupaciones galácticas y los halos galácticos se empiezan a formar. Continuando, en este régimen las fuerzas únicamente gravitacionales son significantes debido a que la materia oscura, que se piensa que tiene iteraciones muy débiles, es el papel dominante. · "Evolución gastrofísica": El paso final de la evolución es cuando las fuerzas electromagnéticas se convierten importantes en la evolución de estructuras, cuando la materia barionica se agrupa densamente, como el las galaxias y las estrellas. En algunos casos, como con los núcleos de galaxias activas y quasars, la teoría newtoniana funciona mal y la relatividad general empieza a ser significante. El nombre de "gastrofísica" es debido a su complejidad: muchos diferentes y complicados efectos que incluyen la gravedad, la magnetohidrodinámica y los procesos nucleares tienen que tenerse en cuenta. Las últimas tres etapas ocurren en diferentes momentos dependiendo de la escala. Las escalas más grandes del Universo se aproximan bien utilizando la teoría lineal, mientras que los cúmulos galácticos y los supercúmulos no son lineales y muchos fenómenos en la galaxia local tienen que modelizarse mediante una aproximación mucho más matizada, teniendo en cuenta todas las fuerzas. Esto es lo que se llama la formación de estructuras jerárquica: las estructuras más pequeñas acotadas gravitacionalmente, los quasars y las galaxias, primero, seguidas de las agrupaciones galácticas y los supercúmulos de galaxias. Se piensa que debido a la presencia de energía oscura en nuestro Universo, no se formarán estructuras mayores en nuestro Universo.
REIONIZACIÓN: 1.000.000 AÑOS
La reionización es un proceso que ocurrió tras la época en que comenzó la formación de galaxias, y es la segunda mayor fase de cambio del hidrógeno en el universo. La primera es la recombinación, ocurrió con un desplazamiento al rojo de z = 1100 (400,000 años tras el big bang), en el tiempo en que el enfriamiento debido a la expansión del universo lo condujo a una temperatura en que la tasa de recombinación del hidrógeno era mayor que la de ionización, permitiendo que los protones se recombinasen con electrones para formar átomos neutros. Se piensa que la reionización ocurrió cuando las primeras generaciones de estrellas de población III y quasars emitieron radiación que reionizó el universo, volviendo a hacerlo un plasma ionizado (6 < z < 20; 150 millones - 1000 millones de años tras el big bang).
Esta es una vista compuesta de imágenes en falso color de las galaxias y se descubrieron en la época primitiva del universo, alrededor de 800 millones después del Big Bang.
La eficiencia con que el gas existente entre un quasar y un observador puede absorber la radiación de ciertas longitudes de onda, tales como la transición Lyman-alpha del hidrógeno atómico, depende sensiblemente del grado en que se encuentre ionizado. Debido a la expansión del universo, estas líneas de absorción están desplazadas al rojo, más cuanto más lejana de nosotros se produjo la absorción, de tal forma que las absorciones presentes en diferentes partes del espectro son producidas por gas interceptado a diversas distancias. La luz de los quasares que nos alcanza ahora nos muestra distintas partes del espectro correspondientes a distintas etapas de la evolución del universo. Examinar el espectro de un quasar nos proporciona no solo información espacial, sino también temporal con respecto a la ionización del universo. De esta manera puede inferirse de la no aparición de absorción en el espectro de quasares con un desplazamiento al rojo de menos de z < 6 (alrededor de 1000 millones de años tras el big bang), que gran parte del medio intergaláctico estaba formado no por átomos neutros sino por un plasma inonizado. Las líneas de absorción que aparecen en el espectro de quasares, conocida como el bosque Lyman-alfa, se deben a la absorción de regiones con gas neutro, atravesado por la radiación. Observaciones recientes de quasares con desplazamiento al rojo ligeramente superior a z = 6, indican que el universo era neutro en un pequeño porcentaje en esa época. Estudios teóricos de la reionización sugieren que el universo debió pasar de ser relativamente neutro a altamente ionizado en un periodo de tiempo relativamente breve. La presencia de espectro que indican que con un desplazamiento al rojo de z = 6 el universo era neutro en un pequeño porcentaje, indica que quizás la reionización comenzó no mucho antes, y que el universo era en gran medida neutro con un desplazamiento al rojo de z > 10.
FORMACIÓN DE LAS ESTRELLAS Ver Sección “Formación Estelar” Las primeras estrellas, muchas estrellas parecidas a las de la Población III, se formaron y empezaron el proceso de prender los elementos luminosos que se formaron en el Big Bang (hidrógeno, helio y litio) en elementos más pesados.
FORMACIÓN DE GALAXIAS Ver Sección “Formación Galáctica” Los grandes volúmenes de materia colapsan para formar una galaxia. Las estrellas de la Población II se formaron pronto en este proceso y las estrellas de la Población I se formaron después.
FORMACIÓN DE GRUPOS, CÚMULOS Y SUPERCÚMULOS Ver Sección “Agrupación de Galaxias” La atracción gravitacional atrae a las galaxias las unas a las otras para formar grupos, cúmulos y supercúmulos.
FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR: 8.000 MILLONES DE AÑOS Ver Sección “Sistema Solar” Finalmente, se forman los objetos de la escala de nuestro Sistema Solar. Nuestro Sol es una estrella de generación tardía, incorporando los escombros de muchas generaciones de estrellas primigenias y formado hace unos 5.000 millones de años ó unos 8.000 ó 9.000 millones de años después del Big Bang.
HOY: 13.700 MILLONES DE AÑOS Las mejores estimaciones actuales de la edad del Universo dicen que hoy han pasado 13.700 millones de años desde el Big Bang. Como la expansión del Universo parece que se está acelerando, los supercúmulos son considerados como las estructuras más grandes que se habrán formado en el Universo. La presente expansión acelerada previene a cualquier estructura inflacionaria de entrar en el horizonte y previene la formación de nuevas estructuras gravitacionalmente unidas.
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