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Ciencia y Cosmos: Universo Original (II)
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| De: ☼TäRA☼ (Mensaje original) |
Enviado: 30/05/2010 11:29 |
- A l final de la era leptnica han desaparecido todos los tauones, muones y leptones pesados, y recorren el universo de punta a cabo hordas de neutrinos; pero ya no interactan con nada. Los nicos hadrones sobrevivientes son pequeas contaminaciones de protones y neutrones con diez protones por cada dos neutrones. Fotones, electrones y antielectrones siguen an en equilibrio, crendose y destruyndose entre ellos. Cuando la temperatura desciende por debajo del umbral de produccin de pares electrn-positrn, casi todos esos pares se desintegran en fotones (recalentando levemente el universo). Este umbral de temperatura seala el inicio de la era radiactiva. Los positrones desaparecen de la sopa por aniquilacin, y el pequeo nmero de electrones de carga negativa que subsiste es igual al nmero de protones de carga positiva (suponiendo que la carga elctrica total del universo, cantidad conservada, fuese inicialmente cero). Dado que hay slo un protn por cada 400 millones de fotones aproximadamente, slo habr un electrn por cada cuatrocientos millones de fotones. El universo est ahora dominado por la radiacin de fotones (por ello se le suele llamar tambin a esta poca del cosmos era fotnica) y, la materia, tiene una mezcla de nucleones y electrones, que forman un ligero polvo en un ocano de luz radiante y viscoso.
- En el primer segundo (que marca el inicio de la era radiactiva que se prolongar entre 200.000 aos y 300.000 aos), la temperatura es de 1010 K pero comienza a bajar hasta 3.000 K y la densidad desde 104 hasta 10-21 [g/cm3]. Todo el universo est a punto de convertirse en un gigantesco reactor termonuclear. Entre uno y los quince minutos siguientes, y a una temperatura entre 1.000 y 20 millones de grados Kelvin se produce un acontecimiento crucial en la historia csmica: la nucleosntesis primordial. En este proceso se constituyen los ncleos de los tomos de elementos ligeros por fusin de protones y electrones. Las fuerzas de la interaccin nuclear fuerte entre esas partculas y sus interacciones dbiles, que transforman protones en neutrones y viceversa, determinan la velocidad de las reacciones que forman los ncleos. El factor que controla la tasa de las reacciones es la rpida expansin del universo, lo que implica un descenso continuo de temperatura y densidad de partculas. Lo ltimo es equivalente a aumentar la distancia entre ellas, lo que dificulta ms y ms que las partculas se encuentren para reaccionar. Antes de esta poca, los choques eran demasiado violentos para formar ncleos estables. Despus, la energa de las partculas incidentes no es suficiente para vencer la repulsin electrosttica entre protones. Esto implica que hay algo de tiempo, pero no mucho, para que ocurran las reacciones termonucleares que producen los ncleos de los elementos qumicos, como ocurre normalmente en el centro de las estrellas, donde hay un tiempo ms que suficiente para que ello se lleve a cabo. No obstante, en los cien segundos, aproximadamente, que transcurren desde el inicio de la era radiactiva se forma casi todo el helio que vemos hoy, como consecuencia de la combustin del hidrgeno.
Mientras no se desencaden la nucleosntesis en el universo primitivo, con anterioridad, no se produjeron ncleos debido a la alta densidad que comportaba la energa. Para que se cree un ncleo es necesario que se produzca una colisin entre nucleones y que stos permanezcan enlazados. En el universo primitivo, la reaccin clave fue la colisin de un protn y un neutrn para formar un ncleo de deuterio (istopo del hidrgeno). Las colisiones entre protones y neutrones haban estado ocurriendo desde el principio, pero sus energas eran demasiado alta para permitirles enlazarse y formar un ncleo de deuterio.
- Las estrellas, que se formaron bastante despus del Big Bang, convierten tambin hidrgeno en helio mediante combustin, pero lo hacen a un ritmo mucho ms lento. Desde hace 10.000 millones de aos, poca en que aparecieron las primeras estrellas, stas, con su combustin, slo han convertido en helio del dos al tres por ciento del hidrgeno del universo. Sin embargo, el 25 por ciento de toda la materia visible del universo es helio que se form en unos minutos durante el Big Bang. La fusin del hidrgeno para producir helio liber energa como una bomba de hidrgeno. Pero incluso la aportacin de esa inmensa energa a la densidad energtica total que ya haba en el gas fotnico fue minscula y no recalent significativamente el universo.
- El proceso de produccin de ncleos atmicos, constituidos de protones y neutrones, es un proceso competitivo y algo contaminante donde se encuentran tambin presente los neutrones en el espeso fluido de luz pura: los restos de la sopa de partculas cunticas. Protones y neutrones se bombardean entre s constantemente y bombardean a los fotones. Por esta razn, muchos procesos lentos no tienen tiempo de realizarse antes de que la expansin aleje las partculas o les quite la energa necesaria para interactuar. Al colisionar protones y neutrones pueden formar un ncleo de deuterio , mediante la unin de un solo protn y un solo neutrn (un istopo de H).. El deuterio tiene un ncleo con poca adhesin: el protn y el neutrn se liberan fcilmente cuando los golpean los omnipresentes fotones, a menos que la temperatura descienda lo suficiente, cuando la abundancia de deuterio crece. El deuterio tiene, en esas condiciones, tiempo de reaccionar con otros protones para formar tritio (otro istopo del H) y luego, helio3, por transformacin de un protn en neutrn. Finalmente, se forma el helio4, elemento sumamente estable.
- A diferencia del ncleo del deuterio, el del helio, formado por la unin de dos protones y dos neutrones, tiene gran adherencia; es precisa mucha energa para disgregar el ncleo de helio. Una vez formado, resulta bastante estable. Se puede formar un ncleo de helio con dos deuterones que choquen y se unan. El problema que plantea la formacin de helio por fusin del deuterio durante los primeros segundos es que el deuterio es muchsimo menos estable, se descompone al mismo ritmo que se forma, y por eso no hay mucho deuterio. Este es el cuello de botella del deuterio en la formacin del helio.
El impedimento que imposibilita la creacin de ncleos atmicos se denomina con el nombre de cuello de botella. Ello se da cuando un medio intermedio es un enlace dbil en un proceso de sntesis global. Una vez este cuello de botella es superado, las reacciones restantes pueden llevarse a cabo. En el universo primitivo, cuando el cuello de botella del deuterio fue superado, las trazas cada vez ms estables de ste pudieron producir reacciones nucleares que llevaran a la formacin del helio.
- As, los ncleos atmicos que se forman son los ms sencillos: fundamentalmente hidrgeno y helio. Este proceso se da as, dado el hecho que al bajar la temperatura a mil millones de grados Kelvin, los fotones no tienen energa suficiente para descomponer a los deuterones cuando se forman. Pero un neutrn, si est libre y no ligado a un ncleo, como suele pasar casi siempre en esta fase, se descompone en un protn, un electrn y un neutrino antielectrnico en unos mil segundos, perodo de tiempo slo diez veces mayor que la edad del universo en este punto. As pues, algunos neutrones (en principio, dos por cada diez protones) han tenido ya una oportunidad de desintegrarse en protones cuando el universo cuenta cien segundos. Por consiguiente, de cada diecisis partculas nucleares, catorce son ahora protones y dos son neutrones. Los dos neutrones pueden formar dos ncleos de deuterio unindose con dos protones. Ahora que la temperatura del universo ha descendido, desaparece el cuello de botella del deuterio y ste es ya suficientemente estable para chocar y formar helio. Casi todo el deuterio se fusiona rpidamente en helio, y cuando el universo tiene unos 200 segundos se completa el proceso de combustin por fusin. De las diecisis partculas nucleares de un principio, cuatro, dos neutrones y dos protones, estn unidas formando helio, mientras que las doce restantes son protones. Vemos que cuatro de las diecisis partculas nucleares, es decir, el 25 por ciento de la materia nuclear del universo, forman helio (istopo normal He4), y la mayor parte de la restante es hidrgeno. Esto es exactamente lo que se observa hoy: resultado de los primeros minutos del universo y una slida confirmacin de la teora del Big Bang.
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| La nucleosntesis del modelo estndar predice una generacin de los elementos ms livianos como funcin de la cantidad de materia barinica en el universo, medida por la densidad de materia normal. |
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- Podemos concluir que la cantidad de helio producida depende primordialmente de la proporcin inicial protn-neutrn que hay al principio de la era radiactiva y tambin del ritmo al que baja la temperatura. No influye demasiado en esta cuanta la relacin entre el nmero de fotones y el de partculas nucleares, la entropa especfica del universo.
- Pero una pequea cantidad de deuterio, aproximadamente un 0,01 por ciento de todo el hidrgeno (proporcin que hoy se observa) es evidente que escapa. No se funde en helio.Esta pequea cantidad residual de deuterio depende bastante directamente de la entropa especfica, de la relacin entre el nmero de fotones y el nmero de partculas nucleares. Si el nmero de partculas nucleares es relativamente elevado (baja entropa especfica) hay ms deuterones que pueden chocar entre s y sobreviven pocos al holocausto termonuclear. Pero si el nmero de partculas nucleares es relativamente reducido (elevada entropa especfica) habr menos neutrones que choquen para formar helio y sobrevivirn ms. Cuanto menor es el nmero de partculas ms deuterio elude la combustin.
- Aqu nos encontramos motivados a sealar que la fsica de esta poca es bastante rutinaria y sencilla y se inserta dentro de un dominio experimental bastante conocido y docentemente muy recurrente. Las predicciones precisas son ms que posibles. La abundancia que se predice para el He4 vara muy poco con la densidad presente de los nucleones a diferencia de la abundancia del deuterio, que es muy sensible a ella (fig. siguiente) y que disminuye si aumenta esa densidad. La razn, como ya lo expusimos, son las colisiones que desintegran los frgiles deuterios. En consecuencia, la densidad de deuterios es un excelente medio de medicin de la densidad de nucleones universal. Adicionalmente, el deuterio no se forma en las estrellas, ya que son destruidos por ellas.
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| Las cantidades de deuterio y de helio dependen de forma muy distinta de la densidad de nucleones del universo. La abundancia del deuterio es muy sensible a ella, de forma que su medida puede entregar una precisa estimacin de la cantidad de materia normal. Los rangos indicados muestran las observaciones ms confiables. |
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- El que la abundancia relativa de deuterio observada sea alta (un 0,01 por ciento es mucho) indica una entropa especfica alta: unos 400 millones de partculas fotnicas por partcula nuclear. Parte del deuterio formado en el Big Bang puede destruirse, como ya lo mencionamos, al caer dentro de las estrellas en la evolucin posterior del universo. As que es posible que en el Big Bang se produjera ms deuterio del que hoy observamos.
- Debido a todas estas incertidumbres, casi todos los fsicos y astrofsicos creen que la cantidad de deuterio hoy observada es inferior a la que se form durante la era radiactiva. De ser as, llegamos a la conclusin de que el valor de la entropa especfica entraa una densidad actual de materia nuclear visible correspondiente a un parmetro csmico W = '/10... que no basta para cerrar el universo. Si queremos un valor ms alto de W, tiene que existir en materia oscura, posiblemente neutrinos de gran masa, u otras partculas exticas de las cuales se tiene cierta certeza, pero cuya abundancia descubierta hasta ahora sumada a la materia nuclear visible slo llega al setenta por ciento de la masa crtica, lo que nos inserta en un pronstico ttrico para un final del universo. He aqu un nuevo ejemplo de cmo la fsica del micromundo (la produccin de deuterio en la era radiactiva) tiene implicaciones cosmolgicas: el valor del parmetro W.
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- Es importante notar que en el modelo estndar se obtienen las proporciones observadas de los elementos mencionados si la masa en bariones (materia normal) est limitada entre el 2% y 16% de la masa total del universo.
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- Ahora bien, transcurridos los primeros minutos, el inmenso reactor nuclear que es el universo se apaga. La nucleosntesis se ha completado; la temperatura sigue bajando; el universo se expande. Est formado ya por un gas de fotones, electrones, protones, y ncleos de elementos ligeros como el helio y el deuterio. En este estado plasmtico (similar al del interior de una estrella) no sucede gran cosa hasta que transcurren unos 300.000 aos y la temperatura alcanza los 3.000 K. En este punto sucede algo espectacular: el Universo se hace transparente. Este fenmeno se denomina recombinacin.
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De: ☼TäRA☼ |
Enviado: 30/05/2010 11:29 |
- D urante sus primeros 200.000 a 300.000 aos, el universo era un ardiente mundo de oscuridad; era opaco a la transmisin de la luz. Era similar al interior del Sol, que tambin es opaco (no puede verse directamente a travs del Sol). Si algunos electrones se uniesen con protones o ncleos de helio para formar hidrgeno o helio atmicos seran destruidos de inmediato por los fotones energticos. En consecuencia, los fotones no tienen que desplazarse mucho para interactuar. Esta es la causa de que los telescopios no vean jams luz de acontecimientos anteriores a unos 300.000 aos, al igual que no pueden ver el interior del Sol.
- Ahora bien, la era radiactiva termina cuando los fotones cesan de interactuar con la materia. Ello ocurre cuando la temperatura baja de 3.000 K, y los electrones se unen a los ncleos y forman verdaderos tomos (ste es el fenmeno de la recombinacin o desacoplamiento), dando como resultado una materia neutra, a diferencia del plasma anterior. La radiacin se desacopla de la materia o esta se recombina, debido a que los fotones ya no tienen energa suficiente como para separar a los tomos en sus choques con ellos. Los fotones al dejar de interactuar vuelan libres de un lado a otro, a la velocidad de la luz. As, la fase de recombinacin marca el fin de la era radiactiva. Pero de pronto, el universo se vuelve transparente, lo baa una brillante luz amarilla, el color que corresponde a la materia a 3.000 K. La luz ms antigua nos puede llegar desde esa poca, despus de atravesar la mitad del universo visible. Este acontecimiento seala, por acuerdo convencional, el fin del Big Bang, y la expansin sin estructuras del universo; pronto empezarn a surgir las estructuras (las protogalaxias).
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| La radiacin luminosa ms antigua que nos puede llegar proviene del instante cuando ocurre la fase de recombinacin o desacoplamiento, recorriendo la mitad del universo visible. |
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- Pero tambin en el mismo periodo del universo que estamos describiendo y conocido como el de la recombinacin, ocurre otro acontecimiento importante: la densidad energtica de la materia en forma de helio e hidrgeno atmicos supera la densidad energtica de los fotones. El Universo pasa a estar dominado por la materia y no por la radiacin, caracterstica que conservar hasta el da de hoy, en que hay en l mil veces ms densidad de materia que de radiacin.
- Claro est, que la recombinacin o desacoplamiento no es un hecho que se haya generado masivamente en un corto instante de la curiosa y enigmtica vida del universo, ya que cuando comienza esta era los electrones tenan an suficiente energa para que el proceso de recombinacin no ocurriera de forma masiva hasta que transcurrieran unos 700.000 aos. La captura de los electrones para formar los tomos tuvo una consecuencia importantsima: sin electrones libres, la radiacin electromagntica (los fotones) ya no tenan con quin interactuar y el universo se volvera transparente al paso de sta. Esto signific que los fotones seran capaces de expandirse junto con el universo. Esos fotones que acabaron por ser libres tenan energas altsimas que se traduca en longitudes de onda muy cortas. Pero la expansin del universo caus el alargamiento de esta longitud de onda. Esos fotones de longitud de onda alargada debida a la expansin son a los que nos referimos cuando hablamos de la radiacin de fondo csmico de microondas. Ello, sin duda, para la generalidad de nosotros los fsicos, es un remanente del Big Bang, que hemos sido capaces de cuantificar su intensidad, y que se ajusta con mucha precisin a lo que se predeca en los clculos tericos. sta ha sido una de las evidencias ms duras y rotundas a favor de la imagen del universo que proporciona el modelo del Big Bang.
- Pero poco despus del comienzo de la recombinacin, algo as como unos 300.000 aos transcurridos desde el inicio del universo, comienza a embrionarse la poca que se le suele llamar como transparente. La temperatura comienza a bajar desde los 3.000 K hasta los 2,73 K que tiene hoy la ya mencionada radiacin del fondo csmico. El color del universo pasa del amarillo al naranja, luego al rojo, luego al rojo intenso y luego a la oscuridad del espacio profundo. Al cabo de unos 10 millones de aos, segn nuestro computador, la densidad de la materia era de un milln de veces mayor que la de hoy, que es de aproximadamente de un tomo de hidrgeno por centmetro cbico. Entonces, en realidad, la densidad de la materia de todo el universo era equivalente a la densidad de la materia que hay hoy en las galaxias. Esto implica que no podran haber existido galaxias semejantes a las actuales cuando el universo slo tena diez millones de aos: porque habran estado unas apiladas encima de las otras. Por ello, es que se supone que las galaxias comienzan a formarse cuando la recombinacin baja la presin de la radiacin ms de mil millones de veces, permitiendo a la gravedad operar entre las regiones que tienen ligeras diferencias de densidad. En cierto sentido, las primeras fases de esta poca han sido totalmente desconocidas hasta ahora.
- Los telescopios e instrumentos satelitales hoy slo han percibido objetos hasta un corrimiento al rojo de z = 6,68. La radiacin del fondo csmico nos trae informacin de z = 1.000 a 2.000. Pero an no podemos observar nada de la regin intermedia, pese a los grandes logros que se han alcanzado en materia observacional al haberse distinguido una posible galaxia que se encontrara a una distancia por confirmar de z = 10,56. Por otro lado, se espera lanzar satlites que detectarn los detalles ms finos de la radiacin del fondo csmico, que nos darn informacin sobre la estructura detallada en la poca de recombinacin, a partir de la cual se podr deducir su evolucin posterior. Por otra parte, los detalles de esta radiacin podran ser afectados por la regin intermedia que tiene que atravesar, como una luz que la ilumina desde atrs, y en ella se podran perfilar las primeras estructuras. Es la esperanza de los observadores.
- Gran parte de la visin de estas pocas, anteriores a z = 6,68, son el resultado de clculos tericos, guiados por los principios de la fsica. Por ello, creemos que las galaxias o protogalaxias probablemente se formaran entre los primeros cien millones de aos y los primeros mil millones, cuando los tomos de hidrgeno y helio cayeron en los grumos de materia oscura invisible preexistente. No deja de ser paradjico pensar que conocemos con mucho mayor precisin lo que ocurre en los primeros 100.000 aos del universo (salvo antes de 10-6 segundos), que la informacin que tenemos entre los 100.000 y 1.000.000.000 de aos de su vida.
- Han circulado varios modelos tericos sobre la formacin de estructuras y galaxias, pero desarrollemos uno con nuestro computador y veamos que nos depara. Si accionamos nuestra maquinita hacia adelante en el tiempo, a partir del primer milln de aos (cuando la materia del universo era un gas uniforme de hidrgeno y helio) hasta llegar a los primeros mil millones de aos, podemos ver formarse las galaxias. Del gas uniforme se formaron grumos inmensos de gas de hidrgeno y helio. Deban ser del tamao de supercmulos (segn el modelo hojuela) o justo del tamao de las propias galaxias individuales (segn los otros modelos que expusimos en una de las secciones de un captulo anterior). Quiz se formasen entonces las estrellas tipo Poblacin III (estrellas compuestas de helio e hidrgeno puro, sin elementos pesados), Las de gran masa se consumiran rpidamente, colapsndose en agujeros negros o en estrellas de neutrones; esto provocara ondas de choque en el gas residual, que lo comprimiran, creando las condiciones para la formacin de nuevas estrellas. En los ncleos de las galaxias pudieron quiz formarse gigantescos agujeros negros que consuman estrellas y emitan enormes cantidades de luz. los primeros qusares. El universo iba ya camino de crear estructuras cada vez ms complejas: galaxias, estrellas, planetas y, ms tarde, la vida. Los habitantes del Jardn Csmico.
- Pero para no quedarnos con una sola visin computacional sobre la formacin de las estructuras csmicas, veamos tambin otros dos escenarios que han emergido de otros modelos configurados en computadores distintos al que hemos usado en el trabajo que hemos estado presentando. Ambos, se sostienen en ideas que dependen del tipo de las irregularidades del contenido materia y de las radiaciones que han ocurrido antes de la fase de recombinacin.
- El primero de estos modelos, supone perturbaciones en presin y energa sin que pueda existir la oportunidad para que sta fluya endgena o exgenamente de cada una de las irregularidades. En lenguaje tcnico se llaman perturbaciones adiabticas y son muy semejantes a las ondas del sonido en el aire, que son lo suficientemente rpidas como para que no emitan calor desde el volumen de aire comprimido que acompaa a cada onda. O sea, la temperatura alcanza a subir o bajar ligeramente en esos volmenes, suficientemente rpidos. En el caso del universo, en el interior de cada perturbacin la temperatura se modifica. En este caso, por razones mecnicas, la radiacin borra las irregularidades cuyos tamaos sean menores que las de una escala correspondiente a los grandes cmulos de galaxias (unos 20 Mpc o mayores) y masas de unos 1015
 , que corresponden al tamao del horizonte en esa poca. Despus de la recombinacin la accin de la propia gravedad de estas estructuras permite que crezcan, atrayendo ms masa externa y contrayndose al mismo tiempo. Se formaran unas enormes nubes ms densas que el ambiente, una suerte de panqueque cosmolgico, que luego se fragmentaran dando origen a las galaxias. Expresado de otra manera, segn esta visin las estructuras de grandes escalas se formaran primero, derivando por fragmentacin las ms pequeas.
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| Modelos adiabticos e isotermal de la formacin de estructuras y galaxias en el universo |
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- Ahora, hablando del segundo modelo que hemos enunciado describir, est basado en la suposicin que las irregularidades antes de la recombinacin sean de tipo isotermal, o sea, que haya tiempo para que fluya el calor y la temperatura sea constante. En ellas, la densidad sera mayor, con una ms lenta evolucin. El tamao inicial de estas perturbaciones que pueden sobrevivir a la poca de radiacin sera slo del orden de 106 . Despus de la recombinacin, por fragmentacin estas masas deberan producir cmulos de estrellas. Luego, ellos se atraen entre s, formando galaxias cada vez ms grandes. La lenta asociacin gravitacional de stas dar origen a estructuras cada vez de mayores dimensiones, como grupos, cmulos y supercmulos de galaxias. En esta teora, estas dos ltimas formas de asociaciones se estaran formando en la poca presente, hecho que parece corroborado por las observaciones. Un aspecto an incierto en esta teora es que las primeras perturbaciones tienen que ser generadas por partculas con masa que no sufran interacciones electromagnticas para evitar que las borre la presin de la radiacin. Estas partculas podran ser los leptones masivos, que, como vimos, pueden contribuir a la densidad del universo. Asimismo, observaciones de galaxias cercanas necesitan de la presencia de grandes cantidades de masa oscura (sin interacciones electromagnticas) en sus alrededores, que tambin puede ser consecuencia de la existencia de esos leptones masivos. Todo ello permite ser optimista en este campo.
- Los computadores, para ambos modelos, matemticamente permiten reproducir de manera coincidente las estructuras observadas. Sin embargo, todava queda camino que recorrer para que se pueda llegar a un pronunciamiento sobre cul de las teoras es la que se corresponde mejor con las observaciones, lo que se ir dando en la medida en que se siga mejorando en profundidad y detalles.
Ms All De La Sntesis Electrodbil
- Al recorrer examinando todo el periodo de vida del universo podemos concluir que la parte que mejor comprenden los cosmlogos sobre el Big Bang que da inicio al cosmos va desde los nueve microsegundos (cuando se rompe la simetra electrodbil) a los primeros 300.000 aos (la poca de la recombinacin). No se entiende demasiado bien el proceso ni antes ni despus de ese periodo. Por ejemplo, ha sido difcil estudiar el periodo de formacin de las galaxias debido a su complejidad. Recin en los ltimos aos se han logrado, aunque insuficientes todava, avances al respecto, gracia a el HST. Slo la utilizacin a su plena capacidad de los nuevos grandes telescopios que se encuentran todava en etapa de montaje, y la postura en rbita de uno espacial ms poderoso que el Hubble, podrn proporcionarnos en el futuro los datos cientficos necesarios para adentrarnos en esta era tan compleja. Las temperaturas y energas son tan altas antes de que se produzca la ruptura de la simetra electrodbil, que no han podido reproducirse an en ningn laboratorio de fsica de alta energa. Lo que pasa en ese perodo primordial es un juego de conjeturas para los tericos de la fsica de campos.
- Supongamos que retrocedemos en el tiempo hasta los nueve primeros microsegundos y que, utilizando nuestro computador, dejamos que el tiempo corra hacia atrs, y que aumente la temperatura. Qu pasa? Segn el modelo estndar, no mucho. El gas radiante compuesto por el plasma de quarks-gluones y de leptones sigue contrayndose y su temperatura aumenta. Como la densidad y la presin de este gas plasmoso se ajustan a las condiciones del sistema de singularidad de Penrose-Hawking, acabamos encontrando en el origen mismo del universo la singularidad y nuestro computador lanza nmeros infinitos... garabatos y delirios. Para elaborar una imagen del universo antes de los primeros nueve microsegundos, tenemos que ir ms all del modelo estndar de las partculas cunticas y pasar a un modelo nuevo. Cmo elaborar un nuevo modelo? Qu condiciones tendra que reunir?
- El modelo estndar ha tenido mucho xito y se considera como base para entender la estructura actual del universo. Sus principales fundamentos observacionales son la deteccin de la radiacin del fondo csmico, la expansin del universo, la homogeneidad y la isotropa global, la abundancia relativa de los elementos qumicos primordiales y el nmero del tipo de neutrinos existentes, entre otras. Sin embargo, como hemos visto en distintas secciones de este captulo sobre el universo primitivo, hay reas donde quedan detalles oscuros o totalmente desconocidos. Pero ms an, propugna algunas consideraciones tericas que no coinciden con ideas generales sobre las simetras, que suelen ser correctas en otros dominios, como las simetras partcula-antipartcula, entre nmeros leptnicos y otras de orden cuntico. Adicionalmente, quedan insolubles ciertos problemas lgicos y ms de alguna paradoja.
- Pero, que tiene mritos, los tiene. El modelo estndar de quarks, leptones y gluones, tiene la ventaja de haber sido, cuando recin transcurren los primeros meses del siglo XXI, bastante comprobado en laboratorios de alta energa. Si queremos superarlo y adentrarnos en la situacin de an mayor energa anterior a los primeros nueve microsegundos, hemos de abandonar el terreno seguro, verificado y estudiado en los laboratorios, y aventurarnos en lo desconocido, dejndonos guiar por la imaginacin y, ello, aunque se cuente operativamente con los grandes aceleradores como el The Relativistic Heavy Ion Collider o el The Large Hadron Collider. Pero no slo por la imaginacin. Podemos enfocar tambin el asunto de modo racional. Antes del noveno microsegundo, tuvieron que suceder importantes acontecimientos que propiciaron las condiciones precisas para que el universo evolucionase hasta llegar a ser como lo vemos hoy. S no tenemos cuidado, los vuelos de la imaginacin nos dejarn pronto inmovilizados en tierra.
- Podra parecer, en principio, bastante fcil elaborar un modelo nuevo, que incluyera el modelo estndar, y al mismo tiempo, lo superase. Pues bien, no lo es. La dificultad estriba en que si no tenemos muchsimo cuidado, el nuevo modelo predecir un estado del universo actual que no coincidir en absoluto con los hechos.
- El estado actual del universo depende decisivamente de determinadas cantidades fsicas que oscilan en una gama de valores muy precisa. Ya he mencionado una cantidad fsica de este gnero, la entropa especfica de 400 millones de fotones por partcula nuclear. Si esa cantidad fuese muy distinta de su valor actual, no existira el universo tal como lo observamos. En el modelo estndar del universo primitivo, el valor de la entropa especifica es un dato: corresponde a la cantidad inicial de carga del nmero barinico del universo. Otros modelos que fueran ms all del modelo estndar podran determinar la entropa especfica, pero desgraciadamente podran resultar en un valor errneo, conducindonos a un universo inexistente. Los creadores de modelos ambiciosos han de tener mucho cuidado.
- Otro ejemplo de esas cantidades fsicas crticas son los valores de las masas cunticas. Por ejemplo, el quark d tiene una masa ms pesada que el u, y por tal razn el neutrn, que contiene ms quarks d que el protn, es ms pesado que ste. Esto implica que un neutrn libre puede desintegrarse en un protn y liberar energa. Pero si, por el contrario, el quark u fuese ms pesado que el d, el nuclen estable sera el neutrn y no el protn. Pero entonces no podra existir el tomo de hidrgeno, porque su ncleo es un solo protn que se desintegrara en un neutrn. Aproximadamente el 75 por ciento del universo visible es hidrgeno, y no existira, claro, si el valor de las masas qurquicas fuese ligeramente distinto.
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