El modelo estándar de la historia del Universo

Quiero compartir con vosotros en esta entrada, un breve resumen de lo que la moderna física ha llegado a concluir, hasta ahora, sobre la historia del Universo: de cómo ha sido el proceso que llevó, desde Big Bang, hasta nuestros días.

Para hacerlo, no he encontrado mejor modo que directamente trasladar el contenido del último capítulo del libro "Fisica Universitaria Vol.2" de  los autores Sears y Zemansky. Este manual, muy utilizado en las facultades de ciencia  para iniciar al estudiante en la física clásica y moderna (aunque sin entrar en grandes detalles); tiene justo al final de su segundo volumen, un estupendo resumen de lo que es la historia del Universo deducida a partir de los conocimientos físicos de que disponemos.

Antes de copiar el texto, quiero hacer notar que gran parte de lo que se expresa en este capítulo de un modo casi exclusivamente cualitativo, está en realidad basado en propuestas muy firmes y cuantitativas (explicadas en otras partes del libro). Si te quedas con ganas de saber más, puedo pasar el libro completo en formato PDF. No tienes más que dejarme un comentario con tu correo electrónico.

Ahora sí, veamos el modelo estándar actual de la historia de nuestro Universo:

El modelo estándar de la historia del Universo

La siguiente descripción se llama modelo estándar de la historia del Universo. Quizás
el título suene algo optimista, pero indica que hay áreas apreciables de la teoría que se
basan en fundamentos experimentales, y que tienen una aceptación bastante general.

En este modelo estándar, la temperatura del Universo en el momento t = 10^-43 segundos
(un cero coma, seguido de 43 ceros)
(el tiempo de Planck) era de unos 10^32 K (un 10 seguido de treinta y dos ceros, grados Kelvin),
y la energía media por partícula era, aproximadamente,

E = (10^-13 GeV/K)(10^32 K) = 10^19 GeV

Tomando una teoría totalmente unificada, ésta fue más o menos la energía; y para valores
menores, la gravedad se comienza a comportar como una interacción separada. Este
momento marcó la transición entre cualquier TOE (teoría de todo) propuesta y el periodo
GUT (de gran unificación).

Durante el periodo GUT, más o menos de t = 10^-43 a 10^-35 segundos, las fuerzas fuerte y
electrodébil todavía estaban unificadas y el Universo consistía en una masa de quarks
y leptones transformándose entre sí, con tanta libertad que no había distinción entre
las dos familias de partículas. Otras partículas, mucho más masivas, podrían también
haberse formado y destruido libremente. Una característica importante de las GUT es
que a energías suficientemente grandes, no se conserva el número bariónico. (Ya
mencionamos antes el decaimiento propuesto del protón, que todavía no se ha observado.)
Así, al final del periodo GUT, las cantidades de quarks y antiquarks pudieron
haber sido distintas. Este punto tiene implicaciones importantes. Al terminar esta sección
regresaremos a él.

Cuando t = 10^-35 s, la temperatura había disminuido a unos 10^27 K y la energía
media a unos 10^14 GeV. A esta energía, la fuerza fuerte se separó de la fuerza electrodébil
(figura 44.19), y los números bariónico y leptónico comenzaron a conservarse
por separado. En algunos modelos, llamados modelos inflacionarios, esta separación
de la fuerza fuerte fue análoga a un cambio de fase, como la ebullición de un líquido,
con un calor de vaporización asociado. Imagine que se parece a la ebullición de un
núcleo pesado, separando las partículas más allá del corto alcance de la fuerza nuclear.
Como consecuencia, los modelos inflacionarios predicen que hubo una expansión muy rápida.
En uno de los modelos, el factor de escala R aumentó en un factor de 10^50
en 10^-32 s.

Cuando t = 10^-32 s, el Universo era una mezcla de quarks, leptones y los bosones
mediadores (gluones, fotones y los bosones débiles W+- y Z0). Continuó expandiéndose
y enfriándose desde el periodo inflacionario hasta t = 10^-6 s, cuando la temperatura
aproximada era unos 10^13 K y las energías normales eran de 1 GeV (comparables a la
energía en reposo de un nucleón; véase el ejemplo 44.11). En ese momento, los
quarks comenzaron a unirse entre sí para formar nucleones y antinucleones. También
había todavía fotones, con energía suficiente, para producir pares nucleón-antinucleón
para equilibrar el proceso de aniquilación nucleón-antinucleón. Sin embargo,
más o menos cuando t = 10^-2 s, la mayoría de las energías de los fotones bajaron
mucho con respecto a la energía de umbral para la producción de esos pares. Hubo un
pequeño exceso de nucleones con respecto a los antinucleones y la consecuencia fue
que casi todos los antinucleones y la mayoría de los nucleones se aniquilaron entre sí.
Se estableció así un equilibrio similar después, entre la producción de pares electrón-positrón
a partir de fotones, y la aniquilación de tales pares. Cuando t = 14 s, la energía
media bajó hasta más o menos 1 MeV, menor que la energía de umbral para la producción
de pares e+e-. Al cesar la producción de pares, casi todos los positrones restantes
fueron aniquilados, dejando al Universo con mucho más protones y electrones
que sus antipartículas.

Hasta más o menos cuando t = 1 s, los neutrones y neutrinos se podían producir
en la reacción endoérgica

e- + p  -> n + ve

Después de ese momento, la mayoría de los electrones ya no tenían
energía suficiente para esta reacción. También disminuyó la energía media de los neutrinos y,
a medida que se expandía el Universo, cesaron las reacciones de equilibrio que implicaban absorción
de neutrinos (las cuales sucedían con probabilidades decrecientes). En ese
momento, de hecho, el flujo de neutrinos y antineutrinos por el Universo se desacopló
del resto del mismo Universo. Debido a las probabilidades extraordinariamente bajas
de absorción de neutrinos, la mayor parte de ese flujo todavía existe, aunque
enfriado mucho por la expansión. El modelo estándar del Universo predice una temperatura
actual de esos neutrinos de 2 K, aproximadamente, pero todavía nadie ha
podido efectuar un experimento que compruebe tal predicción.

Nucleosíntesis

Más o menos en t = 1 s, la relación de protones a neutrones fue determinada por el
factor de la distribución de Boltzmann, e^-(Ei - Ef)/k·T, donde (Ei - Ef) es la diferencia entre las
energías en reposo de neutrones y protones, (Ei - Ef) = 1.294 MeV. A una temperatura
aproximada de 10^10 K, este factor de distribución da como resultado unas 4.5 veces
más protones que neutrones. Sin embargo, como hemos dicho, los neutrones libres
(con una vida de 887 s) decaen espontáneamente a protones. Este decaimiento causó
un aumento de la relación protones a neutrones hasta cuando t = 225 s. En ese momento,
la temperatura promedio era unos 10^9 K (temperatura igual a un 10 seguido de 9 ceros)
y la energía media era bastante menor que 2 MeV.

Esta distribución de energía fue crítica porque la energía de enlace del deuterón
(un neutrón y un protón enlazados) es de 2.22 MeV (véase la sección 43.2). Un neutrón
ligado en un deuterón no decae espontáneamente. A medida que disminuía la
energía promedio, se pudieron combinar un protón y un neutrón para formar un deuterón,
y hubo cada vez menos fotones con 2.22 MeV o más energía, para separar de
nuevo los deuterones. En consecuencia, la combinación de protones y neutrones para
formar deuterones detuvo el decaimiento de los neutrones libres.

La formación de deuterones, iniciada más o menos cuando t = 225 s, marcó el
principio de la formación de núcleos, o nucleosíntesis. En ese momento había más o
menos siete protones por cada neutrón. El deuterón (2H) puede absorber un neutrón y
formar un tritón (3H), o absorber un protón y formar 3He. Entonces, el 3H puede
absorber un protón y 3He también puede absorber un neutrón y, en cada caso, se produce
4He (la partícula alfa). Es posible también que se formen unos pocos núcleos de
7Li por fusión de los núcleos 3Hy 4He. De acuerdo con la teoría, en esencia todo el 1H
y el 4He en el Universo actual se formaron en esos momentos. Pero después, la formación
de núcleos casi llegó a detenerse. La razón es que ningún núclido con número
de masa A = 5 tiene una vida media mayor que 10^-21 s. Simplemente, las partículas
alfa no absorben en forma permanente neutrones ni protones. El núclido 8Be que se
forma por fusión de dos núcleos de 4He es inestable, y su vida media es extremadamente
corta, de unos 7 x 10^-17 s. Advierta que en ese momento, la energía media todavía
era demasiado grande como para que los electrones se enlazaran a los núcleos;
todavía no había átomos.

No se efectuó más nucleosíntesis, sino hasta mucho después, cuando el tiempo era
t = 10^13 s (unos 380,000 años). En ese momento, la temperatura aproximada era de
unos 3000 K y la energía media era de unos pocos décimos de electrón volts. Como
las energías de ionización de los átomos de hidrógeno y helio son de 13.6 eV y 24.5 eV,
respectivamente, casi todo el hidrógeno y el helio eran eléctricamente neutros (no
ionizados). Anuladas las repulsiones eléctricas de los núcleos, la atracción gravitacional
pudo unir en forma gradual los átomos neutros, para formar nubes de gas y finalmente
estrellas. Se cree que las reacciones termonucleares en las estrellas han producido
todos los núcleos más masivos. En la sección 43.8 describimos un ciclo de reacciones
termonucleares en el que el 1H se transforma en 4He; este ciclo es una de las fuentes
de energía que irradian las estrellas.

A medida que una estrella consume su hidrógeno, la presión gravitacional hacia el
interior supera la radiación hacia el exterior y la presión del gas, y el núcleo de la estrella
se comienza a contraer. Al hacerlo, la energía potencial gravitacional disminuye
y las energías cinéticas de los átomos de la estrella aumentan. En las estrellas con
masa suficiente, hay energía y densidad suficientes para iniciar otro proceso, llamado
fusión del helio. Primero, dos núcleos de 4He se funden para formar 8Be.
La vida media extremadamente corta de este núclido inestable se compensa con la densidad del núcleo
estelar, y con una probabilidad que suele ser grande, de absorción de otro núcleo
de 4He con energía específica; es una clase de efecto de resonancia. Así, una fracción
razonable de los núcleos de 8Be se funde con 4He para formar el núclido estable 12C.
El resultado neto es la fusión de los tres núcleos 4He para formar un 12C, el proceso
triple alfa. Después, fusiones sucesivas con 4He forman: 16O, 20Ne y 24Mg. Todas esas
reacciones son exoérgicas. Liberan energía y calientan la estrella, y el 12C y el 16O se
pueden fusionar y formar elementos cada vez con mayor número atómico.
Para los núclidos que se pueden formar de esa manera, la energía de enlace por nucleón
es máxima cuando el número de masa es A = 56, con el núclido 56Fe, por lo que
las reacciones exoérgicas de fusión se detienen con el Fe. Pero otras captaciones de
neutrón, seguidas por decaimientos beta, pueden continuar la síntesis de núcleos más
masivos. Si la estrella tiene la masa suficiente, al final puede explotar como una supernova,
mandando al espacio los elementos pesados que se produjeron en los procesos
anteriores (figura 44.20; véase también la figura 37.7). En el espacio, los desechos y
demás materia interestelar pueden agruparse de forma gravitacional y formar una
nueva generación de estrellas y planetas. Nuestro Sol es una estrella de “segunda generación”,
como ésas. Eso quiere decir que los planetas del Sol, y todo lo que hay en
ellos (incluyendo a usted) contiene materia que hace mucho tiempo explotó al espacio
como supernova.

Radiación de fondo

En 1965 Arno Penzias y Robert Wilson, al trabajar en la división de comunicaciones
satelitales de los Bell Telephone Laboratories en New Jersey, dirigieron hacia el firmamento
una antena de microondas, y localizaron una señal de fondo que aparentemente
no tenía una dirección preferida. (Esta señal produce aproximadamente el 1%
de la “estática” que usted observa en una pantalla de TV cuando la sintoniza en un canal
sin usar.) Investigaciones posteriores demostraron que la radiación que se recibe
tiene un espectro de frecuencia que se ajusta a la ley de radiación de cuerpo negro de
Planck, ecuación (38.32) (véase la sección 38.8). La longitud de onda de intensidad
máxima es de 1.063 mm (en la región de microondas del espectro), con una temperatura
absoluta correspondiente T = 2.725 K. Penzias y Wilson llamaron a los físicos
de la cercana universidad de Princeton, que habían iniciado el diseño de una antena
para buscar la radiación residual de la evolución inicial del Universo. Ya mencionamos
que los átomos neutros se formaron más o menos cuando t = 380,000 años,
cuando la temperatura era de 3000 K. Con mucho menos partículas cargadas presentes
que antes, el Universo se volvió transparente en ese momento a la radiación
electromagnética de longitud de onda larga. La radiación de cuerpo negro de 3000 K
sobrevivió, por consiguiente, enfriándose hasta su temperatura actual de 2.725 K cuando
el Universo se expandió. La radiación cósmica de fondo está entre las confirmaciones
experimentales más concluyentes de la teoría del Big Bang. La figura 44.21
muestra un mapa moderno de esa radiación cósmica de fondo.

Materia y antimateria

Una de las propiedades más notables de nuestro Universo es la asimetría entre materia
y antimateria. Se pensaría que el Universo debería tener igual cantidad de protones
que de antiprotones, y de electrones que de positrones; sin embargo, parece que ése
no es el caso. No hay pruebas de la existencia de cantidades apreciables de antimateria
(materia formada por antiprotones, antineutrones y positrones) en algún lugar del
Universo. Las teorías del Universo primitivo deben explicar este desequilibrio.
Hemos mencionado que la mayoría de las teorías de gran unificación incluyen la
violación del número bariónico a energías en las que convergen las interacciones
fuerte y electrodébil. Si la simetría partícula-antipartícula también se viola, contaremos
con un mecanismo para hacer más quarks que antiquarks, más leptones que antileptones,
y al final, más materia que antimateria. Un problema grave es que cualquier
asimetría que se cree en esta forma durante la era de gran unificación, se borraría por
la interacción electrodébil después de terminar esa era. En ese caso, debe haber algún
mecanismo que produzca asimetría partícula-antipartícula en un momento posterior.
El problema de la asimetría de materia-antimateria todavía está bastante abierto.

Esperamos que esta descripción cualitativa le haya proporcionado a usted un indicio
de las relaciones estrechas entre la física de partículas y la cosmología. Todavía quedan
muchas preguntas sin respuesta, en este activo campo de investigación. ¿La densidad
de energía del Universo es igual a pc·c^2, o hay diferencias pequeñas, pero importantes?
¿Qué es la energía oscura? ¿La densidad de la energía oscura ha permanecido constante
en la historia del Universo o ha cambiado? ¿Qué es la materia oscura y por qué
es tan difícil detectar por otros medios que no sean la fuerza gravitacional? ¿Qué sucedió
durante los primeros 10^-43 s después del Big Bang? ¿Podemos tener pruebas
para que las interacciones fuerte y electrodébil sufran una gran unificación a altas
energías? La búsqueda de respuestas para estas y muchas otras preguntas acerca de
nuestro mundo físico continúa siendo una de las aventuras más estimulantes de la
mente humana.

44.21 Este mapa en falsos colores muestra la radiación de microondas en todo el cielo

que se formó como un óvalo. Cuando esta radiación fue emitida 380,000 años después

del Big Bang, las regiones indicadas en azul eran un poco más frías y más densas que

sus alrededores; dentro de esas regiones se formaron las galaxias, incluyendo la Vía

Láctea, de la cual es parte nuestro Sistema Solar, nuestro planeta y nosotros mismos.