El Universo primigenio
En este punto, el
Universo está relleno de plasma de quarks-gluones.
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.
Ruptura
de la Supersimetría Si la supersimetría es una propiedad de nuestro Universo, entonces tiene que
romperse a una energía por debajo de 1 TeV, la escala de simetría electrodébil.
Las masas de las partículas y sus supercompañeras no serían iguales, lo que
explicaría por qué no se han observado supercompañeros de las partículas
conocidas.
La época del hadrón: 10–6 -
10–2 s El plasma
quark-gluon del que está compuesto el Universo se enfría hasta formar hadrones,
incluyendo bariones como los protones y los neutrones.
Nucleosíntesis: 1 s - 3 minutos En este
momento, el Universo se ha enfriado lo suficiente como para que se empiecen a
formar los núcleos atómicos. Los protones (iones de hidrógeno) y neutrones se
empiezan a combinar en núcleos atómicos. Al final de la nucleosíntesis, unos
tres minutos después del Big Bang, el
Universo se había enfriado hasta el punto que la fusión nuclear paró. En este
momento, hay unas tres veces más iones de hidrógeno que núcleos de 4He
y solo escasas cantidades de otros núcleos.
Dominación de la materia: 70.000 años En este momento, las densidades de materia no-relativista (núcleos atómicos) y radiación relativista (fotones) son iguales. La longitud de Jeans, que determina las estructuras más pequeñas que se pueden formar (debido a la competencia entre la atracción gravitacional y los efectos de la presión), empieza a caer y las perturbaciones, en vez de empezar a aniquilarse por la circulación libre de radiación, pudo empezar a crecer en amplitud.
Recombinación: 300.000 años Los átomos de hidrógeno y helio se empiezan a formar
y la densidad del Universo disminuye. Durante la recombinación ocurre el
desemparejamiento, causando que los fotones evolucionen independientemente de
la materia. Esto significa en gran medida, que los fotones que componen el fondo
cósmico de microondas son un dibujo del Universo de esa época.
Épocas oscuras 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 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.
Formación de estructuras
La formación de estructuras en el modelo del Big Bang avanzan jerárquicamente,
las estructuras pequeñas se forman antes que las grandes. Las primeras
estructuras que se formaron fueron los quasares, que se piensa que son
brillantes, 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.
Reionización Los primeros quasares se formaron del colapso
gravitacional. La intensa radiación que emiten, reioniza el Universo
circundante. Desde este punto en adelante, buena parte del Universo se compone
de plasma
Formación de las estrellas 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
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 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. 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.
No hay comentarios:
Publicar un comentario