Big Bang

Free Web Hosting Provider - Web Hosting - E-commerce - High Speed Internet - Free Web Page

Resumen del trabajo presentado en Julio de 1997 por I.R.C. en la exposición de ingreso al Seminario Permanente de Astrofísica y Ciencias Espaciales, S.P.A.C.E. - UNMSM - Fac. Ciencias Físicas.

Según todos los mejores cálculos, el universo empezó hace de 15000 a 20000 millones de años, cuando, dicen muchos teóricos, espacio y tiempo se expandieron a partir de un único punto en un indescriptible estallido de energía conocido como el Big Bang. Ciertas condiciones del propio Big Bang y del instante que le siguió siguen más allá del alcance de la ciencia contemporánea, pero los cosmólogos creen que pueden rastrear buena parte de la historia hasta una infinitésima fracción de segundo después de la gran explosión cósmica. Utilizando una mezcla de observación astronómica, experimentos con partículas de altas energías y física teórica, han intentado describir los acontecimientos que empezaron a los 10^--43segundos.

En el escenario más generalmente aceptado, la rápida expansión del espacio inmediatamente después del Big Bang hizo que la temperatura del universo cayera en picado desde más de 10³²grados Kelvin a sólo mil millones de grados en aproximadamente un minuto. Cuando las temperaturas cayeron más allá de los valores clave -análogos a puntos de congelación- , las condiciones saltaron rápidamente de un estado físico al siguiente.

Dentro de los microsegundos previos a que las fuerzas unificadas se separan, aparecieron nuevas partículas y otras antiguas se desvanecieron. El ritmo de cambio se frenó entonces casi durante un millón de años, hasta que el universo se enfrió lo suficiente para permitir la creación de átomos completos. En este punto se produjo una importante transición: De una era donde la energía del universo estaba dominada por la radiación, o luz, el cosmos entró en una era dominada por la materia, y se sentaron los cimientos del universo de hoy.

Hace aproximadamente 15000 millones de años el universo empezó a expandirse a partir de un estado supercondensado de la materia, al que algunos denominan 'energía pura', donde toda la materia y el espacio hoy existentes se encontraban reunidas.

Empecemos entonces por aclarar algunos malos entendidos, la teoría sugiere que la velocidad de expansión superaba a la velocidad de la luz, cuando hablamos acerca de una gran explosión, no estamos diciendo que algo se expande a velocidades inalcanzables dentro de un espacio definido, como una habitación o un salón, sino que damos a entender que es el espacio en si lo que se está expandiendo, y no la materia que está viajando a velocidades imposibles.

A finales del S. XVIII y durante el S. XIX los astrónomos emprendieron la llamada búsqueda de galaxias, pues hasta entonces se creía que la Vía Láctea constituía todo el universo. El astrónomo William Hershell sugirió que las nebulosas que se observan en el cielo podrían ser sistemas estelares o galaxias como la Vía Láctea, muchas de éstas no lo son, algunas de ellas están iluminadas por estrellas en su interior ( Supernovas ).

En 1923, Edwin Hubble estudió un tipo de estrella conocido como variable cefeida dentro de la galaxia de Andrómeda, las características de este tipo de estrellas y la relación entre periodos de luminosidad y distancia que rige entre ellas sirvió para determinar las distancias a la galaxia de Andromeda. Hubble concluyó después de éste análisis que Andromeda era un sistema estelar, una galaxia, tal como la Vía Láctea. A partir de éste descubrimiento, el número de galaxias en el universo crece diariamente, gracias a que ésta búsqueda aún continúa.

Para esto, ya en 1922 Vesto Slipher había hallado mediante en exámen espectroscópico datos importantes para el posterior estudio de las galaxias:
a) La gran velocidad radial de las nebulosas.
b) Todas las nebulosas se apartan de nosotros.

Hubble corroboró estos hechos y además halló una relación entre la velocidad con que se alejan las galaxias y su distancia ( V = Hd , siendo H un valor constante de proporción).

De acuerdo con está relación, la velocidad de fuga de las galaxias crece en 55 Km/s por cada millón de años luz.

Ya en 1920 el belga George Lamaitre en su obra "TEORÍA DE LA EXPANSION DEL UNIVERSO" había anotado que las galaxias no sólo se alejan de nosotros, sino que además también entre ellas hay un distanciamiento, es decir que las galaxias se alejan unas de otras, y haciendo uso de una simple conclusión lógica, regresando en el tiempo, determinamos que todas estas galaxias, junto con toda la materia existente en el universo hoy, alguna vez estuvieron unidas.

En 1952 George Gamow elaboró los detalles de la fusión nuclear en el Big Bang en su obra "LA CREACION DEL UNIVERSO". Segun sus estudios, 250 millones de años después del Big Bang la materia tomó una forma de diáfano gas disperso regularmente por todo el universo. Según un principio de la Astrofísica, un gas así, afectado por su propia gravitación se descompondría en gigantescas nubes cuyo tamaño seria determinado por la densidad y la temperatura del gas.

Los acontecimientos después del Big Bang implicaron una gran cantidad de partículas elementales, que representaremos luego en un grupo simplificado.

Los físicos dividen las partículas en dos categorías: fermiones, que portan típicamente materia, y bosones, que generalmente transmiten fuerza. Los fermiones incluyen quarks y leptones, y sus contrapartidas en antimateria. Los quarks son entidades que se combinan en protones y neutrones. Los leptones evolucionaron más tarde en distintas formas, que incluian electrones y neutrinos.

En los primeros instantes después del big bang, la mayoría de las fuerzas eran indistinguibles. A medida que las fuerzas se fueron separando, cada una adquirió su propia entidad como un bosón portador. La fuerza nuclear fuerte, que aglutina a todos los efectos los quarks, es transmitida por los gluones; la fuerza débil, responsable de la descomposición radiactiva, es transmitida por los bosones de vector intermedio. La fuerza electromagnética es transportada por los fotones, mientras que la gravedad, según la mayoría de los físicos, puede actuar a través de unas escurridizas partículas que reciben el nombre de gravitones.

Además de estos cuatro portadores de fuerzas, aparecieron otros tipos de bosones, hoy extintos, que fueron creados en condiciones extremas poco después del Big Bang, los leptoquarks y antileptoquarks aparecieron y desaparecieron durante la era GUT. El boson Higgs X y el boson Higgs H tuvieron papeles significativos en los periodos que vinieron inmediatamente después de la era GUT.

El universo era entonces un denso punto de materia-energía 10 cuatrillones de veces más ardiente que un nucleo estelar. Luego a los 10^-35 segundos, las partículas de materia y sus contrapartidas en antimateria nacieron fugazmente a la existencia sólo para aniquilarse entre ellos y crear nuevas partículas.

Este enérgico y breve período recibe el nombre de la Era GUT, debido a las varias "teorias de la gran unificación" planteadas por los físicos que sugieren que tres de las cuatro fuerzas conocidas -la electromagnética y las fuerzas nuclear fuerte y débil- eran en aquel entonces indistinguibles, o estaban unificas, en la fuerza electronuclear; se cree que la gravedad adoptó su propia identidad justo en el momento en que empezaba la era GUT.

Tal era la densidad durante está era, que la masa de un cúmulo de galaxias hubiera cabido fácilmente en un volumen más pequeño que el de un átomo de hidrógeno.

Durante este período, los bosones llamados leptoquarks, mediaron en la transformación de un tipo de fermión a otro durante la Era GUT. Consumidos en el proceso, los leptoquarks desaparecieron al final de está era.

Las colisiones de enorme energía durante la era GUT lanzaron una auténtica lluvia de nuevas partículas. P. Ej: Un encuentro quark-lepton produce un boson que transporta la fuerza electronuclear unificada, el impacto crea también un quark y un antiquark, un leptón y un antileptón; y en un acto cuántico típicamente extravagante, recrea el quark y el leptón originales. Las aniquilaciones entre lepton y antilepton podría haber tenido muchos resultados posibles, uno de esos encuentros podria producir un boson portador de la fuerza electronuclear unificada, sin embargo, un encuentro idéntico podría dar como resultado el par quark-antiquark.

Mientras el universo seguía expandiéndose, la temperatura y energía de las partículas indivuduales cayeron en picada, sin embargo, la energía total del universo creció. Al final de está era inflacionaria, el volumen del espacio se había incrementado más de un cuatrillón de veces. Los detalles de cómo terminó la inflación son inciertos, pero finalmente el inestable falso vacío, consecuencia de la rápida caída de temperatura, dejó paso al universo dominado por la materia de hoy.

Durante este período, los masivos bosones Higgs X son absorbidos por los bosones de campo electronuclear unificado, dando como resultado final un gluon portador de fuerza fuerte, dejando las fuerzas electromagnética y nuclear debil unidas en la fuerza electronuclear débil. En una colisión típica de la altamente energética Era Inflacionaria, un quark y un leptón producen en este caso un gluón, gravitones, y un portador de la fuerza electronuclear débil; un quark y un antiquark, un leptón y un antileptón, y los originales quark y leptón. También durante está era, los bosones HiggsX se descomponen en un surtido de partículas que incluyen quarks y antiquarks, leptones y antileptones; dando como resultado más materia que antimateria (aproximadamente mil millones y una partículas de materia por cada mil millones de antimateria), una diferencia que tuvo importantes consecuencias en la Era del Confinamiento del Quark.

Durante este período aparecen los bosones Higgs H, que fueron los que completaron la separación de las cuatro fuerzas fundamentales, dividiendo la fuerza electrodebil en las fuerzas electromagnética y nuclear débil. En el proceso, leptones y antileptones evolucionan a variantes como electrones y positrones, que responden a la fuerza electromagnética y neutrinos y antineutrinos sensibles a la fuerza nuclear débil.

Con la expansión y las temperaturas inferiores, las colisiones fueron mucho más energeticas de lo que habian sido durante la Era de la Inflación, lo cual dió como resultado cada vez menos y menos masivas partículas. Los choques aniquiladores entre materia y antimateria produjeron fotones, portadores de la fuerza electromagnética, que se descompusieron en parejas electrón-positron casi sin masa.

Un encuentro entre un electrón y un quark durante está era produce un boson para cada una de las cuatro fuerzas, además de como resultado un quark y un antiquark, un electron y un positrón; y los originales quark y electrón.

LA ERA DEL CONFINAMIENTO DEL QUARK
Tiempo: 0.000001 a 2 segundos Temperatura: 10¹³ - 10¹⁰ K

Aunque todavía más de un millon de veces más caliente que 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 y neutrones, con sus respectivas antipartículas. Debido a que los neutrones solían descomponerse ocasionalmente en protones, éstos superaron en número a los neutrones. Las aniquilaciones entre materia y antimateria producían fotones demasiado débiles para crear nueva materia, sin embargo estos débiles fotones eran capaces de bloquear la formación de átomos y núcleos atómicos.

El ligero exceso proveniente de la era de la Inflación se convirtió ahora en crítico para el futuro del universo. Con pocos pares de partículas nuevas en producción, toda la antimateria desapareció. Sin embargo, la aniquilación uno por uno de partículas de materia-antimateria dejó atrás un residuo de materia que es lo que llena actualmente el universo.

LA ERA DEL NEUTRINO
Tiempo: 2 segundos a 1 minuto Temperatura: 10¹⁰ K - 1.3 10⁹ K

La creación de electrones y positrones cesó por la falta de energía, los positrones fueron desapareciendo gradualmente, como la demás antimateria, la única antiparticula que sobrevivió fué antineutrino ( neutrinos y antineutrinos son impermeables a la mayoría de influencias físicas, sometidos sólo a la fuerza débil y al leve tirón de la gravedad pasan a través de la materia como si no existiera).

LA ERA DE LA NUCLEOSINTESIS
Tiempo: 1 - 5 minutos Temperatura: 1.3 10⁹6 10⁸

Las condiciones fueron lo suficientemente maduras como para la creación de los primeros núcleos atómicos. En el desarrollo más crítico de está era, los fotones pierden energía, es así que permiten la unión de protones y neutrones en núcleos atómicos; sin embargo esa poca energía que aún tienen es suficiente para impedir que los núcleos se combinaran con los electrones para formar átomos completos.

Los agrupamientos más comunes eran las variedades de hidrógeno y helio, que forman la mayor parte de la materia conocida en el cosmos de hoy (no se habían formado elementos más pesados porque el universo en expansión se enfrió demasiado rápidamente para permitir más fusión nuclear)

En este punto, los drásticamente debilitados fotones ya no podían desorganizar la formación de átomos. Los núcleos cargados positivamente y los electrones cargados negativamente eran por fin capaces de unirse en átomos, dando origen a la actual Era de la Materia. Las energías de los fotones siguieron declinando, descendiendo a lo largo de los siguientes 15000 a 20000 millones de años hasta los tres grados Kelvin de radiación que permea el universo de hoy.