¿Qué ocurrió durante el Big Bang?
Esta página está basada
(aunque no es una traducción literal) en una página perteneciente al
magnífico FAQ de cosmología del
astrónomo Neil Wright
Era de Planck
~10-43 segundos después
del Big Bang (Tiempo de Planck). En ese momento todo el universo observable hoy
en día tendría en aquel entonces unos 10-33 cm (es decir, unas 100 trillones de
veces más pequeño que un átomo), aunque ¡el Universo entero bien podría ser
infinito!. La temperatura característica sería de unos 1032 grados. La física
de estos instantes es altamente especulativa. La gravedad empieza a ser una
fuerza relevante en las interacciones cuánticas y una descripción de lo
sucedido antes de ese instantes (cualquier cosa que eso significque) necesita de
una teoría cuántica de la gravedad.
~10-36 segundos después
del Big Bang. Ruptura espontánea de la simetría donde las interacción nuclear
fuerte y la interacción electrodébil dejan de ser una sóla interacción.
Era GUT (Gran Unificación)
~10-35 segundos después
del Big Bang. Comienza un periodo de expansión exponencial conocido como
periodo inflacionario. La temperatura característica es de unos 1027 grados.
~10-33 segundos después
del Big Bang. Termina el periodo inflacionario. La energía de vacío que impulsa
la expansión acelerada del universo es materializada en partículas subatómicas.
Cada región del universo del tamaño de Planck ha aumentado vertiginosamente
rápido hasta alcanzar una tamaño del orden de unos 100 cm. Las fluctuaciones
cuánticas aleatorias producidas durante el periodo inflacionario se amplifican
por la tremenda expansión creando las irregularidades inciales que que
terminarán por condersar materia y formar las semillas que darían origen a las
estructuras galácticas. La tremenda energía liberada por el cambio de estado
del universo convierte la energía almacenada en el inflatón (campo cuántico que
impulsa la expasión exponencial) en partículas subatómicas (proceso conocido
como recalentamiento).
~10-32 s después del Big Bang. Bariogénesis o
creación de bariones. Las reacciones de protones y antiprotones están
descompensadas a favor de los protones de tal manera que hay 100,000,001
protones por cada 100,000,000 antiprotones (y 100,000,000 fotones). La
temperatura característica es del orden de 1026 K
Era Electrodébil
~10-11 s después del Big Bang. Tiene lugar una
transición de fase donde la interacción electrodébil se desacopla en las
interacciones nuclear débil e interacción electromagnética por un proceso de
ruptura espontánea de la simetría. La temperatura característica es de unos
1015 K. Podemos decir que a partir de este momento se puede describir el estado
del universo utilizando física estándar relativamente bien conocida. El tamaño
del universo observable hoy es entonces del tamaño del Sistema Solar.
~10-6 s. Empieza la aniquilación de electrones y
positrones.
~10-5 s. Recombinación de los hadrones. Se forman
protones y neutrones a partir del plasma original de quarks y gluones.
~10-4 s. Los neutrinos
empiezan a viajar libremente.~0.0001 segundos después del Big Bang. El universo
se ha enfriado hasta 1013 grados. Los antiprotones aniquilan los protones
produciendo una gran cantidad de fotones por cada protón y neutrón
superviviente. Podemos decir que a partir de este momento el escenario está
perfectamente descrito por física estándar.
Era Leptónica
~1 segundo después del Big
Bang la temperatura desciende hasta los 1010 grados. La proporción
protones/neutrones es de 6 a 1. El universo ha crecido hasta algunas decenas de
años luz . Se pueden seguir los detalles en esta página.
Nucleosíntesis
~100 segundos después del
Big Bang. La temperatura es de mil millones de grados. Los electrones y
positrones se aniquilan mutuamente para crear más fotones, mientras protones y
neutrones se combinan formando deuterones. Casi todo los deuterones se combinan
para producir núcleos de helio. El resultado final es un fracción en masa de
3/4 de núcleos de hidrógeno y 1/4 de helio, quedando sólo una fracción
deuterio/hidrógeno de 30 partes por millon. La cantidad de fotones por nucleón
es de unos dos mil millones.Se pueden seguir los detalles en esta página.
~Un mes después del Big
Bang los procesos que convierten la radiación en perfectamente térmica con un
espectro de cuerpo negro se producen más lentamente que la propia expansión del
universo. El fondo cósmico de microondas mantiene información de esta época.
~10,000 años después del
Big Bang la temperatura ha caído hasta unos 25,000 grados. Las irregularidades
producidas por la materia oscura pueden empezar a colapsar para formar las
semillas gravitatorias de las estructuras galácticas.
Unos 300,000 años después
del Big Bang la temperatura cae hasta unos 3500 grados. Los electrones y
protones se combinan formando átomos de hidrógenos y la radiación se va poco a
poco desacoplando de la materia hasta que ésta puede viajar libremente cuando
la temperatura cae hasta unos 3000 grados. La materia bariónica ordinaria
(formada por protones y neutrones) puede caer hacia los cúmulos de materia
oscura. Estas irregularidades quederán plasmadas en el fondo cósmico de
microondas.
Era de las galaxias
~100-200 millones de años
después del Big Bang se forman las
primeras estrellas. Se sintetizan los primeros elementos pesados (carbono,
oxígeno, nitrógeno, silicio, magnesio y hierro) que son esparcidos por el
espacio por las explosiones de estas estrellas moribundas en forma de supernovas.
Se empiezan a formar las
galaxias como agrupamientos de materia oscura. Estrellas y gas se acumulan en
estos agrupamientos.
Se forman los cúmulos de
galaxias.
Hace 4600 millones de años
se forma el Sistema Solar y el Sol.
Hace 3500 millones de
años, aparecen las primeras formas de vida de las que se tiene noticia.
Hoy en día: 12-15 mil
millones de años después del Big Bang. La temperatura típica es de 2.725 grados
por encima del cero absoluto. La esfera de 10-33 cm en el tiempo de Planck se
ha convertido en una esfera que abarca unos 1029 cm (unos 100,000 millones de
años luz), mayor que el universo observable.
