Vamos a hablar de la historia térmica del universo.
Esta entrada está orientada para tener un resumen muy breve de lo que ha sucedido en el universo desde su origen hasta nuestros días.
Lo haré corto.
Nuestro universo tiene una edad aproximada de 15 mil millones de años.
Con la física que conocemos podemos describir sus etapas, no todas
con total confianza pero sí muchas de ellas, y además podemos predecir
los valores de algunos parámetros observables que luego son medidos experimentalmente.
Hoy día tenemos una gran confianza en la rama física que se ocupa
del origen y evolución del universo, la cosmología.
Las etapas
La época de Planck
Esta época abarca desde un hipotético instante cero hasta 10(-43)segundos después del mismo.
La temperatura promedio del universo en esta etapa es de 10(32)K,
o lo que es lo mismo, la energía disponible era de 10(19) GeV.
Es decir, estamos en el rango del tiempo de Planck, la temperatura
de Planck (masa de Planck).
La física actual no puede, o al menos no estamos seguros,
describir lo que pasó ahí.
Lo único que tenemos son intuiciones de que durante esa etapa todas
las interacciones estaban unificadas, sólo existía una interacción general. Necesitamos la teoría de la gravedad cuántica para poder decir algo
con sentido acerca de esta etapa.
Epoca de Gran Unificación (GUT)
Esta etapa abarca desde los 10(-43)s hasta los10(-35) s.
La temperatura era de 10(28)K 10(15)(GeV.
Esta bajada en la temperatura se entiende porque el universo se está expandiendo, de hecho puede que esta etapa sea la de inflación, y por tanto se está diluyendo y su temperatura bajando.
En esta etapa la gravedad se ha separado del resto de las otras tres interacciones (electromagnetismo, interacción débil e interacción fuerte)
que permanecen unificadas en una teoría de gran unificación.
Si nuestras teoría de gran unificación son ciertas durante esta etapa se produjeron monopolos magnéticos.
Es también probable que se formaran otras cosas exóticas como cuerdas cósmicas y dominios cósmicos.
Posiblemente se produjo una expansión muy fuerte llamada inflación
(se supone que cualquier volumen aumentó en un factor 10(35)) que hizo que nuestro universo se aplanara y diluyera los monopolos.
Al final de esta época la interacción fuerte se separó de las otras dos que seguían unificadas en la teoría electrodébil.
Epoca electrodébil
Esta época dura desde los 10(-35)s a los10(-11) s.
La temperatura llegó a los10(15)K (10(3))GeV.
Durante esta época la interacción débil y electromagnética se diferencian. Además se considera que aquí aparecen los fotones, gluones, quarks y otras partículas conocidas. Hay que decir que a las energías de esta época los quarks podían moverse libremente.
Epoca de la transición Quark-Hadrón
Aquí nos referimos al tiempo que pasa desde los 10(-11)s hasta los 10(-6)s después del origen.
La temperatura baja hasta los 10(12)K .
La temperatura (energía) ha bajado de forma que los quarks se agrupan en hadrones. Aparecen los protones, los neutrones, etc.
Posteriormente también aparecen los leptones,
electrones y neutrinos por ejemplo.
Epoca de la nucleosíntesis
De los 10(-6)s a 1s después del big bang.
Se empiezan a formar los núcleos ligeros.
Hidrógeno, deuterio, tritio, litio… las proporciones relativas de estos elementos en el espacio exterior han sido medidas y están en perfecta correspondencia con las predicciones del modelo estándar de la cosmología.
Ahora el universo es una sopa de nucleos, hadrones, electrones,
y fotones de alta energía. Estos fotones se dicen confinados.
Esto significa que colisiones entre ellos hacen que se creen pares partícula/antipartícula.
Y además son absorbidos por los núcleos creando
estados nucleares excitados.
Y también impiden que los núcleos capturen electrones para formar átomos. El universo es totalmente opaco, los fotones no se pueden mover libremente en línea recta ya que siempre encuentran algo con lo que interactuar.
Y a los 300.000 años después del big bang se hizo la luz…
Después de todo esto, el universo se mantuvo expandiéndose y enfriándose hasta que llegó el momento en que los fotones no tuvieron la energía para seguir formando pares o impidiendo la captación electrónica de los núcleos. Aparecen los átomos.
Y los fotones se propagan en línea recta sin interactuar
desde todas las direcciones.
Esos son los fotones que nos llegan en la radiación cósmica de fondo a día de hoy, habiendo bajado su temperatura (energía) en un factor mil.
Discutiré estos detalles de la radiación cósmica de fondo en próxima entrada. Estudiaremos sus características y la información que podemos
obtener de ella.
Se podría decir que la radiación cósmica de fondo es la huella dactilar
de toda la evolución del universo, aprender a leerla es aprender
sobre la historia de nuestro universo
