Los tres primeros minutos del Universo (III)

Los tres primeros minutos

Con este post culmino la serie dedicada a la teoría clásica del Big Bang, tal como la presenta Steven Weinberg en su libro Los tres primeros minutos del Universo.

Luego de explicar los pilares básicos de la cosmología del big-bang (la ley de Hubble y el fondo de radiación de microondas) Weinberg inicia el relato inicial del Universo. Nos explica que no puede empezar en tiempo cero y temperatura infinita debido a la imposibilidad teórica. Veremos la evolución del Universo como una película de imágenes que se suceden a tiempos exponencialmente crecientes.


1) t=0,01 segundos después del Big Bang
T= 10^11 ºK temperatura
d = 3,8 mil millones kg/l densidad
Tec = 0,02s tiempo de expansión característico

En palabras de Weinberg, en este momento

El Universo es más simple y más facil de describir de lo que jamás volverá a serlo.

En este momento el Universo es una mezcla de materia y radiación que choca entre sí, estando en equilibrio térmico. La densidad es tan grande que hasta los neutrinos se encuentran en equilibrio con el resto de partículas.

Las partículas más abundantes tienen que ver con la temperatura y la densidad energética (su masa relacionada por la famosa E=m.c) En este momento el electrón y el positrón son las partículas con masa más abundantes, y fotones, neutrinos y antineutrinos son las partículas sin masa que abundan. Hay más o menos una partícula nuclear (neutrón o protón) por cada 1000 millones de fotones electrones o neutrinos.

El Universo se expande y enfría rápidamente. Weinberg usa como medida de la velocidad de expansión el tiempo de expansión característico. Este es aproximadamente 100 veces el tiempo en el cual el tamaño del Universo aumenta un 1%. Weinberg calcula este valor en 0,02 segundos para este primer "fotograma" .

Sin embargo es difícil hablar de un tamaño del Universo, ya que el tamaño actual no se conoce, e incluso podría ser infinito. Weinberg arriesga una estimación de unos cuatro años luz, aunque aclara que el resto de los calculos no se ven afectados por ello.


2) t=0,12 s
T= 3x10^10 ºK
d= 30 millones kg/l
Tec= 0,2s

Nada cambia cualitativamente en cuanto al contenido. Pero la densidad de energía disminuye con la cuarta potencia de la temperatura y disminuye el ritmo de expansión.

3) t=1,10 s
T= 10^10 ºK
d= 380.000 kg/l
Tec= 2s

La densidad baja a tal punto que aumenta el tiempo libre de neutrinos y antineutrinos considerablemente. Dejan de estar en equilibrio térmico con electrones, positrones o fotones.
El Universo es todavía muy caliente como para que neutrones y protones puedan formar núcleos atómicos estables.

4) t=13,83 s
T= 3x10^9 ºK


Dejan de crearse pares positron-electrón, que mayormente terminan aniquilándose. Se forman los primeros núcleos atómicos estables. Se mantienen unidos núcleos de tirtio, helio común y helio tres. Pero los núcleos de deuterio no se mantienen unidos el tiempo suficiente para formar elementos más pesados.


5) t=3:46 minutos
T= 0,9x10^9 ºK
d= 380.000 kg/l
Tec= 2s

Aniquilados la mayor parte de electrones y positrones, los principales componentes del Universo son ahora fotones y neutrinos. El deuterio pasa a ser estable. Casi todos los neutrones restantes se convierten en núcleos de helio. Apenas antes de comenzar la nucleosíntesis, la proporción de partículas atómicas es de 13% de neutrones versus 87% de protones. Luego de la nucleosíntesis la proporción de neutrones aumenta rápidamente hasta un 26%.

5) t=34:40 minutos
T= 3x10^8 ºK
d= 9.9 kg/l
Tec= 1:15 horas

Weinberg pide luego permiso para extenderse de los tres minutos que prometía. En este momento ya no se producen procesos nucleares. Las partículas nucleares están ligadas a núcleos de helio o son protones libres. Hay un electrón por cada protón, pero el Universo es demasiado caliente para que se formen átomos estables.



Sólo 300.000 años más tarde volverá a haber un evento de interés, cuando electrones y núcleos puedan finalmente formar núcleos estables, desacoplando el equilibrio térmico entre materia y radiación, dando origen al fondo de radiación de microondas.

Hacia el final, Weinberg se adentra un poco en hipótesis sobre el primer centésimo de segundo, la unificación de las fuerza electromagnética, débil y fuerte, una era de quarks libres, hasta la hipotética unificación con la fuerza gravitatoria, al llegar a una temperatura de 10^32 grados, pero...

A esta temperatura pasaría todo género de cosas extrañas. No solamente las fuerzas gravitacionales habrían sido fuertes y la producción de partículas por campos gravitacionales copiosas, sino que la misma idea de "partícula" no habría tenido aún ningún sentido.