11.7 Evolución del universo primigenio

El universo primitivo

Antes del breve período de inflación cósmica, los cosmólogos creen que toda la materia del universo estaba comprimida en un espacio mucho más pequeño que un átomo. Los cosmólogos creen además que el universo era extremadamente denso y caliente, y que una sola fuerza regía las interacciones entre las partículas. En otras palabras, las cuatro fuerzas fundamentales (nuclear fuerte, electromagnética, nuclear débil y gravitacional) se fusionan en una en estas energías (Figura 11.21). Cómo y por qué se rompe esta "unidad" a bajas energías es un importante problema sin resolver en la física.

Figura 11.21 La separación de las cuatro fuerzas fundamentales en el universo primigenio.

Los modelos científicos del universo primitivo son muy especulativos. La Figura 11.22 muestra un esbozo de una posible línea temporal de los acontecimientos.

Figura 11.22 Una línea de tiempo aproximada de la evolución del universo desde el Big Bang hasta el presente.

1. Big Bang $\left(t<10^{\text{−}43}\text{s}\right):$ Las leyes actuales de la física se quebrantan. Al final del evento inicial del Big Bang, la temperatura del universo es aproximadamente $T=10^{32}\text{K}.$
2. Fase inflacionaria $\left(t=10^{\text{−}43}\text{a 1}{0}^{\text{−}35}\text{s}\right):$ El universo se expande exponencialmente y la gravedad se separa de las demás fuerzas. El universo se enfría hasta aproximadamente $T=10^{27}\text{K}.$
3. Edad de los leptones $\left(t=10^{\text{−}35}\text{a 1}{0}^{\text{−}6}\text{s}\right):$ A medida que el universo sigue expandiéndose, la fuerza nuclear fuerte se separa de las fuerzas electromagnética y nuclear débil (o fuerza electrodébil). Poco después, la fuerza nuclear débil se separa de la fuerza electromagnética. El universo es una sopa caliente de cuarks, leptones, fotones y otras partículas.
4. Edad de los nucleones $\left(t=10^{\text{−}6}\text{a 225 s}\right):$ El universo está formado por leptones y hadrones (como protones, neutrones y mesones) en equilibrio térmico. La producción de pares y la aniquilación de pares se producen con la misma facilidad, por lo que los fotones permanecen en equilibrio térmico:
   $$\begin{array}{}\\ \\ \gamma +\gamma \leftrightarrow {\text{e}}^{\text{−}}+{\text{e}}^{+}\hfill \\ \gamma +\gamma \leftrightarrow \text{p}+\stackrel{\text{−}}{\text{p}}\hfill \\ \gamma +\gamma \leftrightarrow \text{n}+\stackrel{\text{−}}{\text{n}}.\hfill \end{array}$$
   El número de protones es aproximadamente igual al número de neutrones a través de las interacciones con los neutrinos:
   $$\begin{array}{}\\ \\ {\nu }_e+\text{n}\leftrightarrow {\text{e}}^{\text{−}}+\text{p}\hfill \\ {\stackrel{\text{−}}{\nu }}_e+\text{p}\leftrightarrow {\text{e}}^{+}+\text{n.}\hfill \end{array}$$
   La temperatura del universo se asienta en aproximadamente $10^{11}\text{K}$ (demasiado frío para la producción continuada de pares nucleón-antinucleón). Los números de protones y neutrones comienzan a dominar sobre sus antipartículas, por lo que las aniquilaciones protón-antiprotón $\left(\text{p}\stackrel{\text{−}}{\text{p}}\right)$ y neutrón-antineutrón ($\text{n}\stackrel{\text{−}}{\text{n}}$) disminuyen. Comienzan a formarse deuterones (pares protón-neutrón).
5. Edad de la nucleosíntesis ($t={225}^{}\text{s}$ a 1.000 años): A medida que el universo continúa expandiéndose, los deuterones reaccionan con protones y neutrones para formar núcleos más grandes; estos núcleos más grandes reaccionan con protones y neutrones para formar núcleos aún más grandes. Al final de este período, aproximadamente 1/4 de la masa del universo es helio. (Esto explica la cantidad actual de helio en el universo). Los fotones carecen de la energía necesaria para continuar la producción de electrones y positrones, por lo que los electrones y los positrones se aniquilan mutuamente hasta convertirse en fotones.
6. Edad de los iones ($t=1.000$ a 3.000 años): El universo está lo suficientemente caliente como para ionizar cualquier átomo formado. El universo está formado por electrones, positrones, protones, núcleos ligeros y fotones.
7. Edad de los átomos ($t=3.000$ a 300.000 años): El universo se enfría por debajo de ${10}^5\text{K}$ y se forman los átomos. Los fotones no interactúan fuertemente con los átomos neutros, por lo que se "desacoplan" (separan) de los átomos. Estos fotones constituyen la radiación de fondo de microondas de la que hablaremos más adelante.
8. Edad de las estrellas y galaxias ($t=300.000$ años hasta el presente): Los átomos y las partículas se juntan por la gravedad y forman grandes masas. Los átomos y partículas de las estrellas sufren una reacción de fusión nuclear.

Para describir cuantitativamente las condiciones del universo primitivo, recordemos la relación entre la energía térmica promedio de las partículas (E) en un sistema de partículas que interactúan y la temperatura de equilibrio (T) de dicho sistema:

donde $k_{\text{B}}$ es la constante de Boltzmann. En las condiciones de calor del universo primigenio, las energías de las partículas eran inimaginablemente grandes.

Los nucleones se forman a energías aproximadamente iguales a la masa en reposo de un protón, o sea 1.000 MeV. Por lo tanto, la temperatura correspondiente a esta energía es

En el primer segundo del universo primitivo existían temperaturas de este valor o superiores. Un análisis similar puede hacerse para los átomos. Los átomos se forman a una energía igual a la energía de ionización del hidrógeno en estado básico (13 eV). Por lo tanto, la temperatura efectiva para la formación de los átomos es

Esto ocurre mucho después de que las cuatro fuerzas fundamentales se hayan separado, incluyendo las fuerzas necesarias para unir los protones y los neutrones en el núcleo (fuerza nuclear fuerte), y para unir los electrones al núcleo (fuerza electromagnética).

La nucleosíntesis de los elementos ligeros

Las abundancias relativas de los elementos ligeros hidrógeno, helio, litio y berilio en el universo proporcionan una prueba clave del Big Bang. Los datos sugieren que gran parte del helio del universo es primordial. Por ejemplo, resulta que el 25 % de la materia del universo es helio, lo cual es una abundancia demasiado alta y no puede explicarse en base a la producción de helio en las estrellas.

¿Cuántos elementos del universo se crearon en el Big Bang? Si hacemos andar el reloj hacia atrás, el universo se comprime cada vez más, y se calienta cada vez más. Finalmente, se alcanzan temperaturas que permiten la nucleosíntesis, el periodo de formación de núcleos, similar a lo que ocurre en el núcleo del Sol. Se cree que la nucleosíntesis del Big Bang se produjo a los pocos cientos de segundos del mismo.

¿Cómo se produjo la nucleosíntesis del Big Bang? Al principio, los protones y los neutrones se combinaron para formar deuterones, ${}^2\text{H}$. El deuterón capturó un neutrón para formar el tritón, ${}^3\text{H}$, que es el núcleo del hidrógeno radiactivo llamado tritio. Los deuterones también capturaron protones para hacer helio ${}^3\text{He}$. Cuando ${}^3\text{H}$ captura un protón o ${}^3\text{He}$ captura un neutrón, da como resultado el helio ${}^4\text{He}$. En esta etapa del Big Bang, la proporción de protones y neutrones era de aproximadamente 7:1. Por lo tanto, el proceso de conversión a ${}^4\text{He}$ utilizó casi todos los neutrones. El proceso duró unos 3 minutos y casi $25\text{\%}$ de toda la materia se convirtió en ${}^4\text{He}$, junto con pequeños porcentajes de ${}^2\text{H}$, ${}^3\text{H}$, y ${}^3\text{He}$. También se formaron pequeñas cantidades de ${}^7\text{Li}$ y ${}^7\text{Be}$. La expansión durante este tiempo enfrió el universo lo suficiente como para que las reacciones nucleares se detuvieran. La abundancia de los núcleos ligeros ${}^2\text{H}$, ${}^4\text{He}$, y ${}^7\text{Li}$ creados después del Big Bang son muy dependientes de la densidad de la materia.

Las abundancias predichas de los elementos en el universo proporcionan una prueba rigurosa del Big Bang y de la nucleosíntesis del Big Bang. Las recientes estimaciones experimentales de la densidad de materia de la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP) coinciden con las predicciones del modelo. Esta concordancia proporciona una prueba convincente del modelo del Big Bang.

Radiación de fondo de microondas

Según los modelos cosmológicos, el Big Bang debería haber dejado tras de sí una radiación térmica denominada radiación de fondo de microondas (Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR). La intensidad de esta radiación debe seguir la curva de radiación de cuerpo negro (Fotones y ondas de materia). La ley de Wien establece que la longitud de onda de la radiación en su intensidad máxima es

donde T es la temperatura en kelvins. Los científicos esperaban que la expansión del universo "estirara la luz" y que la temperatura fuera muy baja, por lo que la radiación cósmica de fondo debería ser de gran longitud de onda y baja energía.

En la década de 1960, Arno Penzias y Robert Wilson, de los Laboratorios Bell se dieron cuenta de que sin importar lo que hicieran, no podían eliminar un débil ruido de fondo en su sistema de comunicación por satélite. El ruido se debía a la radiación con longitudes de onda en el rango de los centímetros (la región de las microondas). Posteriormente, este ruido se asoció a la radiación cósmica de fondo. Un mapa de intensidad de la radiación cósmica de fondo aparece en la Figura 11.23. El espectro térmico se modela bien mediante una curva de cuerpo negro que corresponde a una temperatura $T=\mathrm{2,7}\text{K}$ (Figura 11.24).

Figura 11.23 Este mapa del cielo utiliza el color para mostrar las fluctuaciones, o surcos, en el fondo cósmico de microondas observado con la nave espacial WMAP. La Vía Láctea ha sido eliminada para mayor claridad. El rojo representa una mayor temperatura y una mayor densidad, mientras que el azul indica una menor temperatura y densidad. Este mapa no contradice la afirmación anterior de homogeneidad porque las mayores fluctuaciones son solo una parte en un millón (crédito: Equipo científico de la NASA / WMAP).

Figura 11.24 Distribución de la intensidad de la radiación de fondo de microondas. Las predicciones del modelo (la línea) concuerdan muy bien con los resultados experimentales (los puntos). Los valores de frecuencia y brillo se muestran en un eje logarítmico (crédito: modificación del trabajo de George Smoot / Proyecto de Explorador Cósmico de Fondo (Cosmic Background Explorer, COBE) de la NASA).

La formación de átomos en el universo primitivo hace que estos átomos tengan menos posibilidades de interactuar con la luz. Por tanto, los fotones que pertenecen a la radiación cósmica de fondo deben haberse separado de la materia a una temperatura T asociada a 1 eV (la energía de ionización aproximada de un átomo). La temperatura del universo en este punto era

Según los modelos cosmológicos, el momento en que los fotones dispersaron por última vez las partículas cargadas fue aproximadamente 380.000 años después del Big Bang. Antes de ese momento, la materia del universo estaba en forma de plasma y los fotones estaban "termalizados".

Antimateria y materia

Sabemos por observación directa que la antimateria es rara. La Tierra y el sistema solar son casi pura materia, y la mayor parte del universo también parece dominada por la materia. Esto se demuestra por la falta de radiación de aniquilación que nos llega del espacio, en particular la ausencia relativa de rayos $\gamma$ de 0,511-MeV creados por la aniquilación mutua de electrones y positrones. (La antimateria en la naturaleza se crea en las colisiones de partículas y en los decaimientos ${\mathrm{los\; rayos\; \beta }}^{+}$, pero solo en pequeñas cantidades que se aniquilan rápidamente, dejando que sobreviva la materia casi pura).

A pesar del predominio observado de la materia sobre la antimateria en el universo, el modelo estándar de las interacciones de las partículas y las mediciones experimentales sugieren solo pequeñas diferencias en las formas en que interactúan la materia y la antimateria. Por ejemplo, los decaimientos de kaones neutros producen solo un poco más de materia que de antimateria. Sin embargo, si a través de ese decaimiento se produjo algo más de materia que de antimateria en el universo primitivo, el resto podría aniquilarse par a par, dejando en su mayoría materia ordinaria para formar las estrellas y las galaxias. De este modo, la gran cantidad de estrellas que observamos puede ser solo un diminuto remanente de la materia original creada en el Big Bang.

Materia oscura y energía oscura

En las dos últimas décadas, nuevas y más potentes técnicas han revelado que el universo está lleno de materia oscura. Este tipo de materia es interesante e importante porque en la actualidad los científicos no saben qué es. Sin embargo, podemos inferir su existencia por la desviación de la luz estelar lejana. Por ejemplo, si la luz de una galaxia lejana es desviada por el campo gravitacional de un cúmulo de materia oscura entre nosotros y la galaxia, es posible que se produzcan dos imágenes de la misma galaxia (Figura 11.25). La curvatura de la luz por el campo gravitacional de la materia se denomina lente gravitacional. En algunos casos, la luz de las estrellas viaja hasta un observador por múltiples vías alrededor de la galaxia, produciendo un anillo (Figura 11.26).

Según las investigaciones actuales, los científicos solo saben que la materia oscura es fría, se mueve lentamente e interactúa débilmente con la materia ordinaria. Entre los candidatos a materia oscura se encuentran los neutralinos (contrapartes de los bosones Z, los fotones y los bosones de Higgs en la "teoría de la supersimetría") y las partículas que circulan en diminutos anillos creados por dimensiones espaciales adicionales.

Figura 11.25 La luz de una estrella lejana se desvía alrededor de una galaxia. En las condiciones adecuadas, se pueden ver dos imágenes duplicadas de la misma estrella.

Figura 11.26 La luz de una estrella lejana se desvía alrededor de una galaxia. En las condiciones adecuadas, podemos ver un anillo de luz en lugar de una sola estrella (crédito: modificación del trabajo de la Agencia Espacial Europea (European Space Agency, ESA) / Hubble y la Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio (National Aeronautics and Space Administration, NASA)).

Las mediciones astronómicas cada vez más precisas del universo en expansión también revelan la presencia de una nueva forma de energía llamada energía oscura. Se cree que esta energía explica los valores mayores de lo esperado de los desplazamientos galácticos observados en las galaxias lejanas. Estos corrimientos al rojo sugieren que el universo no solo se está expandiendo, sino que lo hace a un ritmo creciente. No se sabe prácticamente nada sobre la naturaleza y las propiedades de la energía oscura. Juntos, la energía y la materia oscuras representan dos de los enigmas más interesantes y sin resolver de la física moderna. Los científicos atribuyen $\mathrm{68,3}\text{\%}$ de la energía del universo a la energía oscura, $\mathrm{26,8}\text{\%}$ a la materia oscura, y solo $\mathrm{4,9}\text{\%}$ a la masa-energía de las partículas ordinarias (Figura 11.27). Dado el gran misterio actual sobre la naturaleza de la materia y la energía oscuras, las humildes palabras de Isaac Newton son tan ciertas ahora como hace siglos:

"No sé lo que pueda parecerle al mundo, pero a mí mismo me parece que solo he sido como un niño jugando en la orilla del mar, y entreteniéndome de vez en cuando encontrando un guijarro más liso o una concha más bonita que la ordinaria, mientras que el gran océano de la verdad yace sin descubrir ante mí".

Figura 11.27 Estimación de la distribución de la materia y la energía en el universo (crédito: Equipo científico de la NASA / WMAP).