Cronología del universo

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Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo primitivo Inflación  · Nucleosíntesis Antecedentes Onda gravitacional (GWB) Microondas (CMB)  · Neutrinos (CNB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Desplazamiento al rojo Expansión del universo Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea El futuro de un universo en expansión El destino final del universo
Componentes  · Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Energía oscura  · Materia oscura Estructura Forma del universo Filamento galáctico  · Formación de galaxias Gran grupo de cuásares Estructura a gran escala Reionización  · Formación de estructuras
Experimentos Iniciativa Agujero Negro (BHI) Bumerang Explorador del fondo cósmico (COBE) Encuesta sobre energía oscura Observatorio espacial Planck Estudio del cielo digital de Sloan (SDSS) Estudio del corrimiento al rojo de galaxias 2dF ("2dF") Sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfven Alfer Copérnico De Sitter Polla Síndrome de Ehlers Einstein Ellis Friedman Galileo Gamow Guth Halcones El telescopio Hubble Huygens Kepler Lemaître Matemática Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Suave Suntzeff Sunyaev Tolmán Wilson Zeldovich Lista de cosmólogos
Historial del tema Discovery of cosmic microwave background radiation History of the Big Bang theory Timeline of cosmological theories
Category Astronomy portal
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La cronología del universo describe la historia y el futuro del universo según la cosmología del Big Bang .

Una investigación publicada en 2015 estima que las primeras etapas de la existencia del universo tuvieron lugar hace 13.800 millones de años , con una incertidumbre de alrededor de 21 millones de años en el nivel de confianza del 68%. ^[1]

Para los fines de este resumen, es conveniente dividir la cronología del universo desde su origen en cinco partes. Generalmente se considera que no tiene sentido o no está claro si existía tiempo antes de esta cronología:

El primer picosegundo  (10 ⁻¹² segundos) del tiempo cósmico incluye la época de Planck , ^[2] durante la cual las leyes de la física actualmente establecidas pueden no haberse aplicado; el surgimiento en etapas de las cuatro interacciones o fuerzas fundamentales conocidas —primero la gravitación , y más tarde las interacciones electromagnética , débil y fuerte— ; y la expansión acelerada del universo debido a la inflación cósmica .

Se cree que las pequeñas ondulaciones del universo en esta etapa son la base de las estructuras a gran escala que se formaron mucho más tarde. Las diferentes etapas del universo primitivo se comprenden en distintos grados. Las partes más tempranas están más allá del alcance de los experimentos prácticos de física de partículas , pero se pueden explorar mediante la extrapolación de las leyes físicas conocidas a temperaturas extremadamente altas.

Este período duró alrededor de 370.000 años. Inicialmente, se formaron en etapas varios tipos de partículas subatómicas . Estas partículas incluyen cantidades casi iguales de materia y antimateria , por lo que la mayor parte se aniquila rápidamente, dejando un pequeño exceso de materia en el universo.

En aproximadamente un segundo, los neutrinos se desacoplan ; estos neutrinos forman el fondo cósmico de neutrinos (CνB). Si existen agujeros negros primordiales , también se forman aproximadamente en un segundo de tiempo cósmico. Emergen partículas subatómicas compuestas , incluidos protones y neutrones , y a partir de unos 2 minutos, las condiciones son adecuadas para la nucleosíntesis : alrededor del 25% de los protones y todos los neutrones se fusionan en elementos más pesados , inicialmente deuterio que a su vez se fusiona rápidamente en principalmente helio-4 .

A los 20 minutos, el universo ya no está lo suficientemente caliente para que se produzca una fusión nuclear , pero sí demasiado caliente para que existan átomos neutros o para que los fotones viajen lejos. Por lo tanto, se trata de un plasma opaco .

La época de recombinación comienza alrededor de los 18.000 años, cuando los electrones se combinan con los núcleos de helio para formar He⁺
. Alrededor de los 47.000 años, ^[3] a medida que el universo se enfría, su comportamiento comienza a estar dominado por la materia en lugar de la radiación. Alrededor de los 100.000 años, después de que se formen los átomos de helio neutro, el hidruro de helio es la primera molécula . Mucho más tarde, el hidrógeno y el hidruro de helio reaccionan para formar hidrógeno molecular (H ₂ ), el combustible necesario para las primeras estrellas . Alrededor de los 370.000 años, ^{[4] [5] [6] [7]} los átomos de hidrógeno neutro terminan de formarse ("recombinación"), y como resultado el universo también se volvió transparente por primera vez. Los átomos recién formados, principalmente hidrógeno y helio con trazas de litio , alcanzan rápidamente su estado de energía más bajo ( estado fundamental ) al liberar fotones (" desacoplamiento de fotones "), y estos fotones todavía pueden detectarse hoy en día como el fondo cósmico de microondas (CMB). Esta es la observación directa más antigua que tenemos actualmente del universo.

Este período abarca desde 370.000 años hasta aproximadamente 1.000 millones de años. Después de la recombinación y el desacoplamiento , el universo era transparente, pero las nubes de hidrógeno solo colapsaron muy lentamente para formar estrellas y galaxias , por lo que no hubo nuevas fuentes de luz. Los únicos fotones (radiación electromagnética o "luz") en el universo eran los liberados durante el desacoplamiento (visibles hoy en día como el fondo cósmico de microondas) y las emisiones de radio de 21 cm emitidas ocasionalmente por átomos de hidrógeno. Los fotones desacoplados habrían llenado el universo con un resplandor naranja pálido brillante al principio, desplazándose gradualmente al rojo a longitudes de onda no visibles después de unos 3 millones de años, dejándolo sin luz visible . Este período se conoce como la Edad Oscura cósmica .

En algún momento entre 200 y 500 millones de años, se forman las primeras generaciones de estrellas y galaxias (aún se están investigando los tiempos exactos), y las primeras estructuras grandes emergen gradualmente, atraídas por los filamentos de materia oscura similares a espuma que ya han comenzado a unirse en todo el universo. Las primeras generaciones de estrellas aún no se han observado astronómicamente. Es posible que hayan sido enormes (100-300 masas solares ) y no metálicas , con vidas muy cortas en comparación con la mayoría de las estrellas que vemos hoy , por lo que comúnmente terminan de quemar su combustible de hidrógeno y explotan como supernovas de inestabilidad de pares altamente energéticas después de solo millones de años. ^[9] Otras teorías sugieren que pueden haber incluido estrellas pequeñas, algunas tal vez todavía ardiendo hoy. En cualquier caso, estas primeras generaciones de supernovas crearon la mayoría de los elementos cotidianos que vemos a nuestro alrededor hoy y sembraron el universo con ellos.

Los cúmulos y supercúmulos de galaxias surgen con el tiempo. En algún momento, los fotones de alta energía de las primeras estrellas, galaxias enanas y quizás cuásares conducen a un período de reionización que comienza gradualmente entre los 250 y 500 millones de años aproximadamente y termina alrededor de los 1.000 millones de años (los tiempos exactos aún se están investigando). La Edad Oscura solo llegó a su fin por completo alrededor de los 1.000 millones de años, cuando el universo se transformó gradualmente en el universo que vemos a nuestro alrededor hoy, pero más denso, más caliente, con una formación estelar más intensa y más rico en galaxias espirales e irregulares más pequeñas (en particular, no barradas), en oposición a las galaxias elípticas gigantes.

Aunque no se han observado estrellas tempranas, se han observado galaxias desde hace 329 millones de años desde el Big Bang, con JADES-GS-z13-0 que el telescopio espacial James Webb observó con un corrimiento al rojo de z = 13,2, hace 13 400 millones de años. ^{[10] [11]} El JWST fue diseñado para observar hasta z≈20 (180 millones de años de tiempo cósmico). ^{[ cita requerida ]}

Para derivar la edad del universo a partir del corrimiento al rojo, se puede utilizar la integración numérica o su solución de forma cerrada que involucra la función hipergeométrica gaussiana especial ₂ F _{1 :} ^[8]

${\displaystyle {\text{ageAtRedshift}}(z)=\int _{z}^{\infty }{\frac {1}{(1+z')\cdot {\sqrt {\Omega _{\Lambda }+\Omega _{m}\cdot (1+z')^{3}}}}}\,dz'\cdot {\frac {977.8}{H_{0}}}}$

${\displaystyle ={}_{2}F_{1}\left({\frac {1}{2}},{\frac {1}{2}};{\frac {3}{2}};-{\frac {\Omega _{\Lambda }}{\Omega _{m}\cdot (1+z)^{3}}}\right)\cdot {\frac {2\cdot 977.8}{3\cdot {\sqrt {\Omega _{m}}}\cdot (1+z)^{3/2}\cdot H_{0}}}\,{\text{Gyr}}.}$

El tiempo de retrospección es la edad de la observación restada de la edad actual del universo: ^{[ cita requerida ]}

${\displaystyle {\text{lookBackTime}}(z)={\text{ageAtRedshift}}(0)-{\text{ageAtRedshift}}(z)}$

Desde hace 1.000 millones de años, y durante unos 12.800 millones de años, el universo ha tenido un aspecto muy parecido al actual y seguirá pareciendo muy similar durante muchos miles de millones de años en el futuro. El delgado disco de nuestra galaxia comenzó a formarse hace unos 5.000 millones de años (8,8 Gya ), ^[12] y el Sistema Solar se formó hace unos 9.200 millones de años (4,6 Gya), y los primeros rastros de vida en la Tierra aparecieron hace unos 10.300 millones de años (3,5 Gya).

El adelgazamiento de la materia con el paso del tiempo reduce la capacidad de la gravedad para desacelerar la expansión del universo; en cambio, la energía oscura (que se cree que es un campo escalar constante en todo el universo visible) es un factor constante que tiende a acelerar la expansión del universo. La expansión del universo pasó por un punto de inflexión hace unos cinco o seis mil millones de años, cuando el universo entró en la moderna "era dominada por la energía oscura", en la que la expansión del universo ahora se está acelerando en lugar de desacelerarse. El universo actual se entiende bastante bien, pero más allá de unos 100 mil millones de años de tiempo cósmico (unos 86 mil millones de años en el futuro), estamos menos seguros de qué camino tomará el universo. ^{[13] [14]}

En algún momento, la Era Estelífera terminará, ya que las estrellas dejarán de nacer y la expansión del universo hará que el universo observable quede limitado a galaxias locales. Existen varios escenarios para el futuro lejano y el destino final del universo . Un conocimiento más exacto del universo actual puede permitir comprenderlos mejor.

Nota: La temperatura de radiación en la tabla siguiente se refiere a la radiación de fondo de microondas cósmica y está dada por 2,725  K ·(1 +  z ), donde z es el corrimiento al rojo .

El modelo estándar de la cosmología se basa en un modelo del espacio-tiempo llamado métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) . Una métrica proporciona una medida de la distancia entre objetos, y la métrica FLRW es la solución exacta de las ecuaciones de campo de Einstein (EFE) si se supone que son verdaderas algunas propiedades clave del espacio, como la homogeneidad y la isotropía . La métrica FLRW coincide muy de cerca con otras evidencias abrumadoras, que muestran que el universo se ha expandido desde el Big Bang.

Si se supone que las ecuaciones métricas de FLRW son válidas desde el principio del universo, se pueden rastrear en el tiempo hasta un punto en el que las ecuaciones sugieren que todas las distancias entre los objetos del universo eran cero o infinitesimalmente pequeñas. (Esto no significa necesariamente que el universo fuera físicamente pequeño en el momento del Big Bang, aunque esa es una de las posibilidades). Esto proporciona un modelo del universo que coincide con todas las observaciones físicas actuales de manera extremadamente precisa. Este período inicial de la cronología del universo se denomina " Big Bang ". El modelo estándar de cosmología intenta explicar cómo se desarrolló físicamente el universo una vez que ocurrió ese momento.

La singularidad de la métrica FLRW se interpreta como que las teorías actuales son inadecuadas para describir lo que realmente ocurrió al comienzo del Big Bang. Se cree ampliamente que una teoría correcta de la gravedad cuántica puede permitir una descripción más correcta de ese evento, pero aún no se ha desarrollado ninguna teoría de ese tipo. Después de ese momento, todas las distancias en todo el universo comenzaron a aumentar desde (quizás) cero porque la propia métrica FLRW cambió con el tiempo, afectando las distancias entre todos los objetos no ligados en todas partes. Por esta razón, se dice que el Big Bang "sucedió en todas partes".

Durante los primeros momentos del tiempo cósmico, las energías y las condiciones eran tan extremas que el conocimiento actual sólo puede sugerir posibilidades, que pueden resultar incorrectas. Por ejemplo, las teorías de inflación eterna proponen que la inflación dura para siempre en la mayor parte del universo, lo que hace que la noción de "N segundos desde el Big Bang" no esté bien definida. Por lo tanto, las primeras etapas son un área activa de investigación y se basan en ideas que aún son especulativas y están sujetas a modificaciones a medida que mejore el conocimiento científico.

Aunque se destaca una "época inflacionaria" específica alrededor de los 10 ⁻³² segundos, las observaciones y las teorías sugieren que las distancias entre los objetos en el espacio han estado aumentando en todo momento desde el momento del Big Bang, y siguen aumentando (con la excepción de los objetos ligados gravitacionalmente como las galaxias y la mayoría de los cúmulos , una vez que la tasa de expansión se había desacelerado en gran medida). El período inflacionario marca un período específico en el que se produjo un cambio muy rápido en la escala, pero no significa que se mantuvo igual en otros momentos. Más precisamente, durante la inflación, la expansión se aceleró. Después de la inflación, y durante unos 9.800 millones de años, la expansión fue mucho más lenta y se volvió aún más lenta con el tiempo (aunque nunca se revirtió). Hace unos 4.000 millones de años, comenzó a acelerarse ligeramente de nuevo.

Tiempos más cortos que 10 ⁻⁴³ segundos ( tiempo de Planck )

La época de Planck es una era en la cosmología tradicional (no inflacionaria) del Big Bang inmediatamente posterior al evento que inició el universo conocido. Durante esta época, la temperatura y las energías promedio dentro del universo eran tan altas que las partículas subatómicas no podían formarse. Las cuatro fuerzas fundamentales que dan forma al universo ( la gravitación , el electromagnetismo , la fuerza nuclear débil y la fuerza nuclear fuerte ) comprendían una única fuerza fundamental. Se sabe poco sobre la física en este entorno. La cosmología tradicional del Big Bang predice una singularidad gravitacional (una condición en la que el espacio-tiempo se descompone) antes de este momento, pero la teoría se basa en la teoría de la relatividad general , que se cree que se descompone para esta época debido a los efectos cuánticos . ^[17]

En los modelos inflacionarios de cosmología, los tiempos anteriores al final de la inflación (aproximadamente 10 ⁻³² segundos después del Big Bang) no siguen la misma línea de tiempo que en la cosmología tradicional del Big Bang. Los modelos que pretenden describir el universo y la física durante la época de Planck son generalmente especulativos y caen bajo el paraguas de la " Nueva Física ". Los ejemplos incluyen el estado inicial de Hartle-Hawking , el panorama de la teoría de cuerdas , la cosmología de los gases de cuerdas y el universo ecpirótico .

Entre 10 ⁻⁴³ segundos y 10 ⁻³⁶ segundos después del Big Bang ^[18]

A medida que el universo se expandía y se enfriaba, atravesaba temperaturas de transición en las que las fuerzas se separaban entre sí. Estas transiciones de fase cosmológicas pueden visualizarse como similares a las transiciones de fase de condensación y congelación de la materia ordinaria. A ciertas temperaturas/energías, las moléculas de agua cambian su comportamiento y estructura, y se comportarán de manera completamente diferente. Al igual que el vapor se convierte en agua, los campos que definen las fuerzas y partículas fundamentales del universo también cambian completamente su comportamiento y estructura cuando la temperatura/energía cae por debajo de un cierto punto. Esto no es evidente en la vida cotidiana, porque solo ocurre a temperaturas mucho más altas que las que se observan habitualmente en el universo actual.

Se cree que estas transiciones de fase en las fuerzas fundamentales del universo son causadas por un fenómeno de campos cuánticos llamado " ruptura de simetría ".

En términos cotidianos, a medida que el universo se enfría, se hace posible que los campos cuánticos que crean las fuerzas y partículas que nos rodean se establezcan en niveles de energía más bajos y con niveles más altos de estabilidad. Al hacerlo, cambian completamente la forma en que interactúan. Las fuerzas y las interacciones surgen debido a estos campos, por lo que el universo puede comportarse de manera muy diferente por encima y por debajo de una transición de fase. Por ejemplo, en una época posterior, un efecto secundario de una transición de fase es que de repente, muchas partículas que no tenían masa en absoluto adquieren masa (comienzan a interactuar de manera diferente con el campo de Higgs ), y una sola fuerza comienza a manifestarse como dos fuerzas separadas.

Suponiendo que la naturaleza se describe mediante una denominada teoría de gran unificación (GUT), la época de gran unificación comenzó con una transición de fase de este tipo, cuando la gravedad se separó de la fuerza de calibración combinada universal . Esto provocó que ahora existieran dos fuerzas: la gravedad y una interacción electrofuerte . Todavía no hay evidencia sólida de que existiera tal fuerza combinada, pero muchos físicos creen que sí. La física de esta interacción electrofuerte se describiría mediante una teoría de gran unificación.

La época de la gran unificación terminó con una segunda fase de transición, cuando la interacción electrofuerte a su vez se separó y comenzó a manifestarse como dos interacciones separadas, llamadas interacciones fuerte y electrodébil .

Entre 10 ⁻³⁶ segundos (o el final de la inflación) y 10 ⁻³² segundos después del Big Bang ^[18]

Dependiendo de cómo se definan las épocas y del modelo que se siga, se puede considerar que la época electrodébil comienza antes o después de la época inflacionaria. En algunos modelos se dice que incluye la época inflacionaria. En otros modelos, se dice que la época electrodébil comienza después de que termina la época inflacionaria, aproximadamente a los 10 ⁻³² segundos.

Según la cosmología tradicional del Big Bang, la época electrodébil comenzó 10 ⁻³⁶ segundos después del Big Bang, cuando la temperatura del universo era lo suficientemente baja (10 ²⁸ K) como para que la fuerza electronuclear comenzara a manifestarse como dos interacciones separadas, la interacción fuerte y la electrodébil. (La interacción electrodébil también se separará más tarde, dividiéndose en las interacciones electromagnética y débil ). El punto exacto donde se rompió la simetría electrofuerte no es seguro, debido a un conocimiento teórico especulativo y aún incompleto.

Antes de aproximadamente 10 ⁻³² segundos después del Big Bang

En este punto del universo primitivo, se cree que el universo se expandió en un factor de al menos 10 ⁷⁸ en volumen. Esto equivale a un aumento lineal de al menos 10 ²⁶ veces en cada dimensión espacial, equivalente a que un objeto de 1 nanómetro (10 ⁻⁹ m , aproximadamente la mitad del ancho de una molécula de ADN ) de longitud se expanda a uno de aproximadamente 10,6 años luz (100 billones de kilómetros) de largo en una diminuta fracción de segundo. Esta fase de la historia de la expansión cósmica se conoce como inflación .

El mecanismo que impulsó la inflación sigue siendo desconocido, aunque se han propuesto muchos modelos. En varios de los modelos más destacados, se cree que fue provocada por la separación de las interacciones fuerte y electrodébil que puso fin a la época de la gran unificación. Uno de los productos teóricos de esta transición de fase fue un campo escalar llamado campo inflatón . A medida que este campo se asentaba en su estado de energía más bajo en todo el universo, generó una enorme fuerza repulsiva que llevó a una rápida expansión del universo. La inflación explica varias propiedades observadas del universo actual que de otro modo serían difíciles de explicar, incluida la explicación de cómo el universo de hoy ha terminado siendo tan extremadamente homogéneo (uniforme espacialmente) a una escala muy grande, a pesar de que estaba muy desordenado en sus primeras etapas.

No se sabe exactamente cuándo terminó la época inflacionaria, pero se cree que fue entre 10 ⁻³³ y 10 ⁻³² segundos después del Big Bang. La rápida expansión del espacio significó que las partículas elementales restantes de la época de la gran unificación ahora estaban distribuidas muy finamente por el universo. Sin embargo, la enorme energía potencial del campo inflatonal se liberó al final de la época inflacionaria, ya que el campo inflatonal se descompuso en otras partículas, lo que se conoce como "recalentamiento". Este efecto de calentamiento llevó a que el universo se repoblara con una mezcla densa y caliente de quarks, antiquarks y gluones . En otros modelos, a menudo se considera que el recalentamiento marca el comienzo de la época electrodébil, y algunas teorías, como la inflación cálida , evitan por completo una fase de recalentamiento.

En las versiones no tradicionales de la teoría del Big Bang (conocidas como modelos "inflacionarios"), la inflación terminó a una temperatura correspondiente a aproximadamente 10 ⁻³² segundos después del Big Bang, pero esto no implica que la era inflacionaria durara menos de 10 ⁻³² segundos. Para explicar la homogeneidad observada del universo, la duración en estos modelos debe ser mayor a 10 ⁻³² segundos. Por lo tanto, en la cosmología inflacionaria, el momento significativo más temprano "después del Big Bang" es el momento del fin de la inflación.

Después de que la inflación terminó, el universo continuó expandiéndose, pero a un ritmo cada vez más lento. Hace unos 4 mil millones de años, la expansión gradualmente comenzó a acelerarse nuevamente. Se cree que esto se debe a que la energía oscura se volvió dominante en el comportamiento a gran escala del universo. Todavía se está expandiendo hoy.

El 17 de marzo de 2014, los astrofísicos de la colaboración BICEP2 anunciaron la detección de ondas gravitacionales inflacionarias en el espectro de potencia de los modos B , lo que se interpretó como una clara evidencia experimental de la teoría de la inflación. ^{[19] [20] [21] [22] [23]} Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó de una menor confianza en la confirmación de los hallazgos de inflación cósmica ^{[22] [24] [25]} y finalmente, el 2 de febrero de 2015, un análisis conjunto de datos de BICEP2/Keck y el telescopio espacial de microondas Planck de la Agencia Espacial Europea concluyó que la "significación estadística [de los datos] es demasiado baja para ser interpretada como una detección de modos B primordiales" y puede atribuirse principalmente al polvo polarizado en la Vía Láctea. ^{[26] [27] [28]}

Si la supersimetría es una propiedad del universo, entonces debe romperse a una energía que no sea inferior a 1 TeV , la escala electrodébil. Las masas de las partículas y sus supercompañeras ya no serían iguales. Esta altísima energía podría explicar por qué nunca se han observado supercompañeras de partículas conocidas.

Una vez finalizada la inflación cósmica, el universo se llena de un plasma caliente de quarks y gluones , los restos del recalentamiento. A partir de este momento, la física del universo primitivo se entiende mucho mejor y las energías implicadas en la época de los quarks son directamente accesibles en experimentos de física de partículas y otros detectores.

Comienza en cualquier momento entre 10 ⁻²² y 10 ⁻¹⁵ segundos después del Big Bang, hasta 10 ⁻¹² segundos después del Big Bang.

Algún tiempo después de la inflación, las partículas creadas pasaron por la termalización , donde las interacciones mutuas conducen al equilibrio térmico . La etapa más temprana de la que estamos seguros es algún tiempo antes de la ruptura de la simetría electrodébil , a una temperatura de alrededor de 10 ¹⁵ K, aproximadamente 10 ⁻¹⁵ segundos después del Big Bang. La interacción electromagnética y débil aún no se han separado , y los bosones de gauge y los fermiones aún no han ganado masa a través del mecanismo de Higgs . Sin embargo, se cree que han existido entidades exóticas similares a partículas masivas, los esfalerones .

Esta época terminó con la ruptura de la simetría electrodébil , posiblemente a través de una transición de fase . En algunas extensiones del Modelo Estándar de física de partículas , la bariogénesis también ocurrió en esta etapa, creando un desequilibrio entre materia y antimateria (aunque en extensiones de este modelo esto puede haber sucedido antes). Se sabe poco sobre los detalles de estos procesos.

La densidad numérica de cada especie de partícula fue, mediante un análisis similar a la ley de Stefan-Boltzmann :

${\displaystyle n=2\sigma _{B}T^{3}/ck_{B}\approx 10^{53}m^{-3}}$,

que es aproximadamente igual a . Dado que la interacción fue fuerte, la sección transversal fue aproximadamente la longitud de onda de la partícula al cuadrado, que es aproximadamente . La tasa de colisiones por especie de partícula se puede calcular a partir del camino libre medio , lo que da aproximadamente:${\displaystyle (k_{B}T/\hbar c)^{3}}$${\displaystyle \sigma }$${\displaystyle n^{-2/3}}$

${\displaystyle \sigma \cdot n\cdot c\approx n^{1/3}\cdot c\approx 10^{26}s^{-1}}$.

A modo de comparación, dado que la constante cosmológica era insignificante en esta etapa, el parámetro de Hubble fue:

${\displaystyle H\approx {\sqrt {8\pi G\rho /3}}\approx {\sqrt {{\frac {8\pi G}{3c^{2}}}xnk_{B}T}}\approx ~3\cdot 10^{10}s^{-1}}$,

donde x ~ 10 ² era el número de especies de partículas disponibles. ^{[notas 1]}

Por lo tanto, H es órdenes de magnitud menor que la tasa de colisiones por especie de partícula, lo que significa que hubo mucho tiempo para la termalización en esta etapa.

En esta época, la tasa de colisión es proporcional a la raíz tercera de la densidad numérica y, por lo tanto, a , donde es el parámetro de escala . El parámetro de Hubble, sin embargo, es proporcional a . Si retrocedemos en el tiempo y nos situamos en niveles de energía más elevados, y suponiendo que no hay nueva física a estas energías, una estimación cuidadosa nos indica que la termalización fue posible por primera vez cuando la temperatura era: ^[29]${\displaystyle a^{-1}}$${\displaystyle a}$${\displaystyle a^{-2}}$

${\displaystyle T_{thermalization}\approx 2.5\cdot 10^{14}GeV\approx 10^{27}K}$,

aproximadamente 10 ⁻²² segundos después del Big Bang.

10 ⁻¹² segundos después del Big Bang

A medida que la temperatura del universo siguió cayendo por debajo de 159,5 ± 1,5  GeV , se produjo la ruptura de la simetría electrodébil . ^[30] Hasta donde sabemos, fue el penúltimo evento de ruptura de simetría en la formación del universo, siendo el último la ruptura de la simetría quiral en el sector de quarks. Esto tiene dos efectos relacionados:

1. A través del mecanismo de Higgs , todas las partículas elementales que interactúan con el campo de Higgs se vuelven masivas, habiendo sido sin masa en niveles de energía más altos.
2. Como efecto secundario, la fuerza nuclear débil y la fuerza electromagnética, y sus respectivos bosones (los bosones W y Z y el fotón) ahora comienzan a manifestarse de manera diferente en el universo actual. Antes de la ruptura de la simetría electrodébil, todos estos bosones eran partículas sin masa e interactuaban a grandes distancias, pero en este punto los bosones W y Z se convierten abruptamente en partículas masivas que solo interactúan a distancias menores que el tamaño de un átomo, mientras que el fotón permanece sin masa y sigue siendo una interacción de larga distancia.

Después de la ruptura de la simetría electrodébil, las interacciones fundamentales que conocemos (gravitación, electromagnética, interacciones débiles y fuertes) han adoptado todas sus formas actuales, y las partículas fundamentales tienen sus masas esperadas, pero la temperatura del universo todavía es demasiado alta para permitir la formación estable de muchas partículas que vemos ahora en el universo, por lo que no hay protones ni neutrones y, por lo tanto, no hay átomos, núcleos atómicos ni moléculas (más exactamente, cualquier partícula compuesta que se forme por casualidad, casi inmediatamente se vuelve a romper debido a las energías extremas).

Entre 10 ⁻¹² segundos y 10 ⁻⁵ segundos después del Big Bang

La época de los quarks comenzó aproximadamente 10 ⁻¹² segundos después del Big Bang. Este fue el período en la evolución del universo primitivo inmediatamente después de la ruptura de la simetría electrodébil, cuando las interacciones fundamentales de la gravitación, el electromagnetismo, la interacción fuerte y la interacción débil habían tomado sus formas actuales, pero la temperatura del universo todavía era demasiado alta para permitir que los quarks se unieran para formar hadrones . ^{[31] [32] [ se necesita una mejor fuente ]}

Durante la época de los quarks, el universo estaba lleno de un plasma de quarks y gluones denso y caliente que contenía quarks, leptones y sus antipartículas . Las colisiones entre partículas eran demasiado energéticas para permitir que los quarks se combinaran en mesones o bariones . ^[31]

La época de los quarks terminó cuando el universo tenía unos 10 ⁻⁵ segundos de antigüedad, cuando la energía promedio de las interacciones de partículas había caído por debajo de la masa del hadrón más ligero, el pión . ^[31]

Quizás en 10 ⁻¹¹ segundos ^{[ cita requerida ]}

Los bariones son partículas subatómicas, como los protones y los neutrones, que se componen de tres quarks . Se esperaría que tanto los bariones como las partículas conocidas como antibariones se hubieran formado en cantidades iguales. Sin embargo, esto no parece ser lo que sucedió: hasta donde sabemos, el universo quedó con muchos más bariones que antibariones. De hecho, casi no se observan antibariones en la naturaleza. No está claro cómo sucedió esto. Cualquier explicación para este fenómeno debe permitir que las condiciones de Sakharov relacionadas con la bariogénesis se hayan cumplido en algún momento después del final de la inflación cosmológica . La física de partículas actual sugiere asimetrías bajo las cuales se cumplirían estas condiciones, pero estas asimetrías parecen ser demasiado pequeñas para explicar la asimetría barión-antibarión observada en el universo.

Entre 10 ⁻⁵ segundos y 1 segundo después del Big Bang

El plasma de quarks y gluones que compone el universo se enfría hasta que se pueden formar hadrones, incluidos bariones como protones y neutrones. Inicialmente, se podían formar pares hadrón/antihadrón, por lo que la materia y la antimateria estaban en equilibrio térmico . Sin embargo, a medida que la temperatura del universo continuó cayendo, ya no se produjeron nuevos pares hadrón/antihadrón, y la mayoría de los hadrones y antihadrones recién formados se aniquilaron entre sí, dando lugar a pares de fotones de alta energía. Un residuo comparativamente pequeño de hadrones permaneció alrededor de 1 segundo de tiempo cósmico, cuando terminó esta época.

La teoría predice que aproximadamente 1 neutrón permaneció por cada 6 protones, y que la proporción disminuyó a 1:7 con el tiempo debido a la desintegración de los neutrones. Se cree que esto es correcto porque, en una etapa posterior, los neutrones y algunos de los protones se fusionaron , dejando hidrógeno, un isótopo del hidrógeno llamado deuterio, helio y otros elementos, que se pueden medir. Una proporción de 1:7 de hadrones produciría de hecho las proporciones de elementos observadas en el universo primitivo y actual. ^[33]

Aproximadamente 1 segundo después del Big Bang

Aproximadamente 1 segundo después del Big Bang, los neutrinos se desacoplan y comienzan a viajar libremente por el espacio. Como los neutrinos rara vez interactúan con la materia, estos neutrinos todavía existen hoy, de manera análoga al fondo cósmico de microondas emitido durante la recombinación, mucho más tarde, alrededor de 370.000 años después del Big Bang. Los neutrinos de este evento tienen una energía muy baja, alrededor de 10 ⁻¹⁰ veces la cantidad de los observables con la detección directa actual. ^[34] Incluso los neutrinos de alta energía son notoriamente difíciles de detectar , por lo que este fondo cósmico de neutrinos (CνB) puede no ser observado directamente en detalle durante muchos años, si es que lo es. ^[34]

Sin embargo, la cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el CνB, y hay evidencia indirecta muy fuerte de que el CνB existe, tanto de las predicciones de la nucleosíntesis del Big Bang sobre la abundancia de helio, como de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas (CMB). Una de estas predicciones es que los neutrinos habrán dejado una huella sutil en el CMB. Es bien sabido que el CMB tiene irregularidades. Algunas de las fluctuaciones del CMB estaban espaciadas de manera más o menos regular, debido al efecto de las oscilaciones acústicas bariónicas . En teoría, los neutrinos desacoplados deberían haber tenido un efecto muy leve en la fase de las diversas fluctuaciones del CMB. ^[34]

En 2015 se informó que se habían detectado tales cambios en el CMB. Además, las fluctuaciones correspondían a neutrinos de casi exactamente la temperatura predicha por la teoría del Big Bang ( 1,96 ± 0,02 K en comparación con una predicción de 1,95 K), y exactamente tres tipos de neutrinos, el mismo número de sabores de neutrinos predichos por el Modelo Estándar. ^[34]

Pudo haber ocurrido aproximadamente 1 segundo después del Big Bang.

Los agujeros negros primordiales son un tipo hipotético de agujero negro propuesto en 1966, ^[35] que puede haberse formado durante la llamada era dominada por la radiación , debido a las altas densidades y condiciones no homogéneas dentro del primer segundo del tiempo cósmico. Las fluctuaciones aleatorias podrían llevar a que algunas regiones se volvieran lo suficientemente densas como para sufrir un colapso gravitacional, formando agujeros negros. Los conocimientos y teorías actuales imponen límites estrictos a la abundancia y masa de estos objetos.

Por lo general, la formación de agujeros negros primordiales requiere contrastes de densidad (variaciones regionales en la densidad del universo) de alrededor de  (10%), donde es la densidad promedio del universo. ^[36] Varios mecanismos podrían producir regiones densas que cumplan con este criterio durante el universo temprano, incluido el recalentamiento, las transiciones de fase cosmológica y (en los llamados "modelos de inflación híbrida") la inflación de axiones. Dado que los agujeros negros primordiales no se formaron a partir del colapso gravitacional estelar , sus masas pueden estar muy por debajo de la masa estelar (~2×10 ³³  g). Stephen Hawking calculó en 1971 que los agujeros negros primordiales podrían tener una masa tan pequeña como 10 ⁻⁵  g. ^[37] Pero pueden tener cualquier tamaño, por lo que también podrían ser grandes, y pueden haber contribuido a la formación de galaxias .${\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1}$${\displaystyle \rho }$

Entre 1 segundo y 10 segundos después del Big Bang

La mayoría de los hadrones y antihadrones se aniquilan entre sí al final de la época hadrónica, dejando a los leptones (como el electrón , los muones y ciertos neutrinos) y antileptones, dominando la masa del universo.

La época de los leptones sigue un camino similar a la época de los hadrones. Inicialmente, los leptones y los antileptones se producen en pares. Unos 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo desciende hasta el punto en el que ya no se crean nuevos pares de leptones y antileptones y la mayoría de los leptones y antileptones restantes se aniquilan rápidamente entre sí, dando lugar a pares de fotones de alta energía y dejando un pequeño residuo de leptones no aniquilados. ^{[38] [39] [40]}

Entre 10 segundos y 370.000 años después del Big Bang

Después de que la mayoría de los leptones y antileptones se aniquilan al final de la época leptónica, la mayor parte de la masa-energía en el universo queda en forma de fotones. ^[40] (Gran parte del resto de su masa-energía está en forma de neutrinos y otras partículas relativistas . ^{[ cita requerida ]} ) Por lo tanto, la energía del universo, y su comportamiento general, está dominada por sus fotones. Estos fotones continúan interactuando frecuentemente con partículas cargadas, es decir, electrones, protones y (eventualmente) núcleos. Continúan haciéndolo durante aproximadamente los siguientes 370.000 años.

Entre 2 minutos y 20 minutos después del Big Bang ^[41]

Entre 2 y 20 minutos después del Big Bang, la temperatura y la presión del universo permitieron que se produjera la fusión nuclear, dando lugar a núcleos de unos pocos elementos ligeros además del hidrógeno ("nucleosíntesis del Big Bang"). Alrededor del 25% de los protones y todos los ^[33] neutrones se fusionan para formar deuterio, un isótopo del hidrógeno, y la mayor parte del deuterio se fusiona rápidamente para formar helio-4.

Los núcleos atómicos se desintegran fácilmente por encima de una determinada temperatura, relacionada con su energía de enlace. A partir de los 2 minutos aproximadamente, la temperatura descendente significa que el deuterio ya no se desintegra y es estable, y a partir de los 3 minutos aproximadamente, el helio y otros elementos formados por la fusión del deuterio tampoco se desintegran y son estables. ^[42]

La corta duración y la caída de temperatura significan que sólo pueden ocurrir los procesos de fusión más simples y rápidos. Sólo se forman cantidades minúsculas de núcleos más allá del helio, porque la nucleosíntesis de elementos más pesados ​​es difícil y requiere miles de años incluso en las estrellas. ^[33] Se forman pequeñas cantidades de tritio (otro isótopo del hidrógeno) y berilio -7 y -8, pero estos son inestables y se pierden rápidamente. ^[33] Una pequeña cantidad de deuterio queda sin fusionar debido a la muy corta duración. ^[33]

Por lo tanto, los únicos nucleidos estables creados al final de la nucleosíntesis del Big Bang son el protio (un solo núcleo de protón/hidrógeno), el deuterio, el helio-3, el helio-4 y el litio-7 . ^[43] En términos de masa, la materia resultante es aproximadamente un 75 % de núcleos de hidrógeno, un 25 % de núcleos de helio y quizás 10 ⁻¹⁰ en masa de litio-7. Los siguientes isótopos estables más comunes producidos son el litio-6 , el berilio-9, el boro-11 , el carbono , el nitrógeno y el oxígeno ("CNO"), pero se ha predicho que estos tienen abundancias de entre 5 y 30 partes en 10 ¹⁵ en masa, lo que los hace esencialmente indetectables y despreciables. ^{[44] [45]}

Las cantidades de cada elemento ligero en el universo primitivo se pueden estimar a partir de galaxias antiguas, y es una prueba contundente del Big Bang. ^[33] Por ejemplo, el Big Bang debería producir alrededor de 1 neutrón por cada 7 protones, lo que permitiría que el 25% de todos los nucleones se fusionaran en helio-4 (2 protones y 2 neutrones de cada 16 nucleones), y esta es la cantidad que encontramos hoy, y mucho más de lo que se puede explicar fácilmente mediante otros procesos. ^[33] De manera similar, el deuterio se fusiona con extrema facilidad; cualquier explicación alternativa también debe explicar cómo existían las condiciones para que se formara el deuterio, pero también dejó parte de ese deuterio sin fusionar y no se fusionó inmediatamente de nuevo en helio. ^[33] Cualquier alternativa también debe explicar las proporciones de los diversos elementos ligeros y sus isótopos. Se encontró que algunos isótopos, como el litio-7, estaban presentes en cantidades que diferían de la teoría, pero con el tiempo, estas diferencias se han resuelto mediante mejores observaciones. ^[33]

47.000 años después del Big Bang

Hasta ahora, la dinámica y el comportamiento a gran escala del universo han sido determinados principalmente por la radiación, es decir, aquellos constituyentes que se mueven relativistamente (a o cerca de la velocidad de la luz), como los fotones y los neutrinos. ^[46] A medida que el universo se enfría, a partir de alrededor de 47.000 años (corrimiento al rojo z  = 3600), ^[3] el comportamiento a gran escala del universo pasa a estar dominado por la materia. Esto ocurre porque la densidad de energía de la materia comienza a superar tanto la densidad de energía de la radiación como la densidad de energía del vacío. ^[47] Alrededor o poco después de los 47.000 años, las densidades de la materia no relativista (núcleos atómicos) y la radiación relativista (fotones) se vuelven iguales, la longitud de Jeans , que determina las estructuras más pequeñas que se pueden formar (debido a la competencia entre la atracción gravitatoria y los efectos de la presión), comienza a caer y las perturbaciones, en lugar de ser eliminadas por la radiación de flujo libre , pueden comenzar a crecer en amplitud.

Según el modelo Lambda-CDM , en esta etapa, la materia del universo está compuesta por un 84,5% de materia oscura fría y un 15,5% de materia "ordinaria". Hay pruebas abrumadoras de que la materia oscura existe y domina el universo, pero como todavía no se comprende su naturaleza exacta, la teoría del Big Bang no cubre actualmente ninguna etapa de su formación.

A partir de este momento y durante varios miles de millones de años, la presencia de materia oscura acelera la formación de la estructura en el universo. En el universo primitivo, la materia oscura se acumula gradualmente en enormes filamentos bajo los efectos de la gravedad, colapsando más rápido que la materia ordinaria (bariónica) porque su colapso no se ve frenado por la presión de la radiación . Esto amplifica las pequeñas inhomogeneidades (irregularidades) en la densidad del universo que dejó la inflación cósmica. Con el tiempo, las regiones ligeramente más densas se vuelven más densas y las regiones ligeramente más enrarecidas (más vacías) se vuelven más enrarecidas. La materia ordinaria finalmente se acumula más rápido de lo que lo haría de otra manera, debido a la presencia de estas concentraciones de materia oscura.

Las propiedades de la materia oscura, que le permiten colapsar rápidamente sin presión de radiación, también significan que tampoco puede perder energía por radiación. La pérdida de energía es necesaria para que las partículas colapsen en estructuras densas más allá de cierto punto. Por lo tanto, la materia oscura colapsa en filamentos y halos enormes pero difusos, y no en estrellas o planetas. La materia ordinaria, que puede perder energía por radiación, forma objetos densos y también nubes de gas cuando colapsa.

Aproximadamente 370.000 años después del Big Bang, ocurrieron dos eventos conectados: el final de la recombinación y el desacoplamiento de fotones . La recombinación describe las partículas ionizadas que se combinan para formar los primeros átomos neutros, y el desacoplamiento se refiere a los fotones liberados ("desacoplados") a medida que los átomos recién formados se asientan en estados de energía más estables.

Justo antes de la recombinación, la materia bariónica del universo se encontraba a una temperatura en la que formaba un plasma ionizado caliente. La mayoría de los fotones del universo interactuaban con electrones y protones, y no podían viajar distancias significativas sin interactuar con partículas ionizadas. Como resultado, el universo era opaco o "neblinoso". Aunque había luz, no era posible verla, ni podemos observarla a través de telescopios.

Hace unos 18.000 años, el universo se enfrió hasta un punto en el que los electrones libres pueden combinarse con núcleos de helio para formar He⁺
Átomos. Los núcleos neutros de helio comienzan a formarse alrededor de los 100.000 años, y la formación de hidrógeno neutro alcanza su punto máximo alrededor de los 260.000 años. ^[51] Este proceso se conoce como recombinación. ^[52] El nombre es ligeramente inexacto y se da por razones históricas: de hecho, los electrones y los núcleos atómicos se estaban combinando por primera vez.

Hace unos 100.000 años, el universo se había enfriado lo suficiente para que se formara el hidruro de helio , la primera molécula. ^[53] En abril de 2019, se anunció por primera vez que esta molécula se había observado en el espacio interestelar, en NGC 7027 , una nebulosa planetaria dentro de esta galaxia. ^[53] (Mucho más tarde, el hidrógeno atómico reaccionó con el hidruro de helio para crear hidrógeno molecular, el combustible necesario para la formación de estrellas . ^[53] )

La combinación directa en un estado de baja energía (estado fundamental) es menos eficiente, por lo que estos átomos de hidrógeno generalmente se forman con los electrones todavía en un estado de alta energía y, una vez combinados, los electrones liberan rápidamente energía en forma de uno o más fotones a medida que pasan a un estado de baja energía. Esta liberación de fotones se conoce como desacoplamiento de fotones. Algunos de estos fotones desacoplados son capturados por otros átomos de hidrógeno, el resto permanece libre. Al final de la recombinación, la mayoría de los protones del universo han formado átomos neutros. Este cambio de partículas cargadas a neutras significa que el camino libre medio que pueden recorrer los fotones antes de la captura en efecto se vuelve infinito, por lo que cualquier fotón desacoplado que no haya sido capturado puede viajar libremente a grandes distancias (ver dispersión de Thomson ). El universo se ha vuelto transparente a la luz visible , las ondas de radio y otras radiaciones electromagnéticas por primera vez en su historia.

Los fotones liberados por estos átomos de hidrógeno recién formados tenían inicialmente una temperatura/energía de alrededor de ~4000 K. Esto habría sido visible para el ojo como un color blanco pálido teñido de amarillo/naranja, o "suave". ^[54] Durante miles de millones de años desde el desacoplamiento, a medida que el universo se ha expandido, los fotones han sufrido un desplazamiento hacia el rojo desde la luz visible a ondas de radio (radiación de microondas que corresponde a una temperatura de aproximadamente 2,7 K). El desplazamiento hacia el rojo describe la adquisición de longitudes de onda más largas y frecuencias más bajas por parte de los fotones a medida que el universo se expandía durante miles de millones de años, de modo que gradualmente cambiaron de luz visible a ondas de radio. Estos mismos fotones todavía pueden detectarse como ondas de radio hoy en día. Forman el fondo cósmico de microondas y proporcionan evidencia crucial del universo primitivo y de cómo se desarrolló.

Casi al mismo tiempo que se produjo la recombinación, las ondas de presión existentes dentro del plasma electrón-barión (conocidas como oscilaciones acústicas bariónicas ) se incorporaron a la distribución de la materia a medida que se condensaba, lo que dio lugar a una ligera preferencia en la distribución de objetos de gran escala. Por lo tanto, el fondo cósmico de microondas es una imagen del universo al final de esta época, incluidas las pequeñas fluctuaciones generadas durante la inflación (véase la imagen WMAP de 9 años), y la dispersión de objetos como las galaxias en el universo es una indicación de la escala y el tamaño del universo a medida que se desarrolló a lo largo del tiempo. ^[55]

Entre 370.000 y 1.000 millones de años después del Big Bang ^[56]

Después de la recombinación y el desacoplamiento, el universo era transparente y se había enfriado lo suficiente como para permitir que la luz viajara grandes distancias, pero no había estructuras productoras de luz, como estrellas y galaxias. Las estrellas y las galaxias se forman cuando se forman regiones densas de gas debido a la acción de la gravedad, y esto lleva mucho tiempo dentro de una densidad de gas casi uniforme y en la escala requerida, por lo que se estima que las estrellas no existieron hasta quizás cientos de millones de años después de la recombinación.

Este período, conocido como la Edad Oscura, comenzó alrededor de 370.000 años después del Big Bang. Durante la Edad Oscura, la temperatura del universo se enfrió de unos 4000 K a unos 60 K (3727 °C a unos −213 °C), y solo existían dos fuentes de fotones: los fotones liberados durante la recombinación/desacoplamiento (a medida que se formaban átomos de hidrógeno neutro), que todavía podemos detectar hoy como el fondo cósmico de microondas (CMB), y los fotones liberados ocasionalmente por átomos de hidrógeno neutro, conocidos como la línea de espín de 21 cm del hidrógeno neutro . La línea de espín del hidrógeno está en el rango de frecuencias de microondas, y en 3 millones de años, ^{[ cita requerida ]} los fotones del CMB se habían desplazado al rojo desde la luz visible al infrarrojo ; desde ese momento hasta las primeras estrellas, no hubo fotones de luz visible. Aparte de quizás algunas anomalías estadísticas raras, el universo era verdaderamente oscuro.

La primera generación de estrellas, conocidas como estrellas de Población III , se formó unos cientos de millones de años después del Big Bang. ^[57] Estas estrellas fueron la primera fuente de luz visible en el universo después de la recombinación. Las estructuras pueden haber comenzado a surgir alrededor de los 150 millones de años, y las primeras galaxias surgieron entre los 180 y los 700 millones de años. ^{[ cita requerida ]} A medida que surgieron, la Edad Oscura terminó gradualmente. Debido a que este proceso fue gradual, la Edad Oscura solo terminó por completo alrededor de los 1000 millones de años, cuando el universo adquirió su apariencia actual. ^{[ cita requerida ]}

En la actualidad, las observaciones más antiguas de estrellas y galaxias son de poco después del inicio de la reionización , con galaxias como GN-z11 ( Telescopio Espacial Hubble , 2016) en aproximadamente z≈11.1 (unos 400 millones de años de tiempo cósmico). ^{[58] [59] [60] [61]} El sucesor del Hubble, el Telescopio Espacial James Webb , lanzado en diciembre de 2021, está diseñado para detectar objetos hasta 100 veces más débiles que el Hubble, y mucho antes en la historia del universo, de regreso al corrimiento al rojo z≈20 (unos 180 millones de años de tiempo cósmico ). ^{[62] [63]} Se cree que esto es anterior a las primeras galaxias, y alrededor de la era de las primeras estrellas. ^[62]

También se está realizando un esfuerzo de observación para detectar la débil radiación de la línea de espín de 21 cm, ya que en principio es una herramienta aún más poderosa que el fondo cósmico de microondas para estudiar el universo temprano.

Entre 150 millones y 1.000 millones de años después del Big Bang

La materia del universo está compuesta por un 84,5% de materia oscura fría y un 15,5% de materia "ordinaria". Desde el comienzo de la era dominada por la materia, la materia oscura se ha ido acumulando gradualmente en enormes filamentos dispersos (difusos) bajo los efectos de la gravedad. La materia ordinaria acaba acumulándose más rápido de lo que lo haría de otro modo, debido a la presencia de estas concentraciones de materia oscura. También es ligeramente más densa a distancias regulares debido a las primeras oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) que se incorporaron a la distribución de la materia cuando los fotones se desacoplaron. A diferencia de la materia oscura, la materia ordinaria puede perder energía por muchas vías, lo que significa que, al colapsar, puede perder la energía que de otro modo la mantendría separada y colapsar más rápidamente y en formas más densas. La materia ordinaria se acumula donde la materia oscura es más densa y en esos lugares colapsa en nubes de gas principalmente hidrógeno. Las primeras estrellas y galaxias se forman a partir de estas nubes. Donde se han formado numerosas galaxias, eventualmente surgirán cúmulos y supercúmulos de galaxias. Entre ellos se desarrollarán grandes vacíos con pocas estrellas, lo que marcará el lugar donde la materia oscura se volvió menos común.

Los tiempos exactos de las primeras estrellas, galaxias, agujeros negros supermasivos y cuásares, y los tiempos de inicio y fin y la progresión del período conocido como reionización , todavía se están investigando activamente, con nuevos hallazgos publicados periódicamente. A partir de 2019 ^[update]: las primeras galaxias confirmadas (por ejemplo, GN-z11 ) datan de alrededor de 380-400 millones de años, lo que sugiere una condensación de nubes de gas y tasas de nacimiento estelar sorprendentemente rápidas; y las observaciones del bosque Lyman-alfa , y de otros cambios en la luz de objetos antiguos, permiten acotar el momento de la reionización y su final final. Pero todas estas son todavía áreas de investigación activa.

La formación de estructuras en el modelo del Big Bang se produce de forma jerárquica, debido al colapso gravitacional, y las estructuras más pequeñas se forman antes que las más grandes. Las primeras estructuras que se forman son las primeras estrellas (conocidas como estrellas de Población III), las galaxias enanas y los cuásares (que se cree que son galaxias brillantes y activas tempranas que contienen un agujero negro supermasivo rodeado por un disco de acreción de gas en espiral hacia adentro ). Antes de esta época, la evolución del universo podía entenderse a través de la teoría de perturbación cosmológica lineal : es decir, todas las estructuras podían entenderse como pequeñas desviaciones de un universo homogéneo perfecto. Esto es relativamente fácil de estudiar computacionalmente. En este punto, comienzan a formarse estructuras no lineales y el problema computacional se vuelve mucho más difícil, involucrando, por ejemplo, simulaciones de N cuerpos con miles de millones de partículas. La simulación cosmológica de Bolshoi es una simulación de alta precisión de esta era.

Estas estrellas de Población III también son responsables de convertir los pocos elementos ligeros que se formaron en el Big Bang (hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de litio) en muchos elementos más pesados. Pueden ser enormes, así como pequeñas, y no metálicas (sin elementos excepto hidrógeno y helio). Las estrellas más grandes tienen vidas muy cortas en comparación con la mayoría de las estrellas de la secuencia principal que vemos hoy, por lo que comúnmente terminan de quemar su combustible de hidrógeno y explotan como supernovas después de solo millones de años, sembrando el universo con elementos más pesados ​​​​a lo largo de repetidas generaciones. Marcan el comienzo de la Era Estelífera.

Hasta el momento no se han encontrado estrellas de Población III, por lo que su conocimiento se basa en modelos computacionales de su formación y evolución. Afortunadamente, las observaciones de la radiación de fondo de microondas cósmico se pueden utilizar para determinar cuándo comenzó realmente la formación de estrellas. El análisis de dichas observaciones realizado por el telescopio espacial de microondas Planck en 2016 concluyó que la primera generación de estrellas puede haberse formado alrededor de 300 millones de años después del Big Bang. ^[64]

El descubrimiento en octubre de 2010 de UDFy-38135539 , la primera galaxia observada que existió durante la siguiente época de reionización , nos ofrece una ventana a esos tiempos. Posteriormente, Rychard J. Bouwens de la Universidad de Leiden y Garth D. Illingworth de los Observatorios de la UC/Observatorio Lick descubrieron que la galaxia UDFj-39546284 era incluso más antigua, de un momento unos 480 millones de años después del Big Bang o aproximadamente a la mitad de la Edad Oscura hace 13.200 millones de años. En diciembre de 2012 se descubrieron las primeras galaxias candidatas que datan de antes de la reionización, cuando se descubrió que las galaxias UDFy-38135539, EGSY8p7 y GN-z11 estaban alrededor de 380–550 millones de años después del Big Bang, hace 13.400 millones de años y a una distancia de alrededor de 32.000 millones de años luz (9.800 millones de parsecs). ^{[65] [66]}

Los cuásares proporcionan evidencia adicional de la formación de estructuras tempranas. Su luz muestra evidencia de elementos como carbono, magnesio , hierro y oxígeno. Esto es evidencia de que, cuando se formaron los cuásares, ya se había producido una fase masiva de formación estelar, incluidas suficientes generaciones de estrellas de Población III para dar origen a estos elementos.

A medida que se forman gradualmente las primeras estrellas, galaxias enanas y cuásares, la intensa radiación que emiten reioniza gran parte del universo circundante, dividiendo los átomos de hidrógeno neutros en un plasma de electrones y protones libres por primera vez desde la recombinación y el desacoplamiento.

La reionización se evidencia a partir de observaciones de cuásares. Los cuásares son una forma de galaxia activa y los objetos más luminosos observados en el universo. Los electrones en hidrógeno neutro tienen patrones específicos de absorción de fotones ultravioleta, relacionados con los niveles de energía de los electrones y llamados serie de Lyman . El hidrógeno ionizado no tiene niveles de energía de electrones de este tipo. Por lo tanto, la luz que viaja a través del hidrógeno ionizado y el hidrógeno neutro muestra diferentes líneas de absorción. El hidrógeno ionizado en el medio intergaláctico (en particular los electrones) puede dispersar la luz a través de la dispersión de Thomson como lo hacía antes de la recombinación, pero la expansión del universo y la aglomeración de gas en galaxias resultó en una concentración demasiado baja para hacer que el universo fuera completamente opaco en el momento de la reionización. Debido a la inmensa distancia recorrida por la luz (miles de millones de años luz) para llegar a la Tierra desde las estructuras existentes durante la reionización, cualquier absorción por hidrógeno neutro se desplaza al rojo en varias cantidades, en lugar de una cantidad específica, lo que indica cuándo ocurrió la absorción de la luz ultravioleta en ese momento. Estas características permiten estudiar el estado de ionización en muchos momentos diferentes del pasado.

La reionización comenzó como "burbujas" de hidrógeno ionizado que se hicieron más grandes con el tiempo hasta que todo el medio intergaláctico se ionizó, cuando las líneas de absorción por hidrógeno neutro se vuelven raras. ^[67] La ​​absorción se debió al estado general del universo (el medio intergaláctico) y no al paso a través de galaxias u otras áreas densas. ^[67] La ​​reionización podría haber comenzado a ocurrir ya en z = 16 (250 millones de años de tiempo cósmico) y se completó en su mayor parte alrededor de z = 9 o 10 (500 millones de años), con el hidrógeno neutro restante volviéndose completamente ionizado en z = 5 o 6 (1 mil millones de años), cuando desaparecen los valles de Gunn-Peterson que muestran la presencia de grandes cantidades de hidrógeno neutro. El medio intergaláctico permanece predominantemente ionizado hasta el día de hoy, con la excepción de algunas nubes de hidrógeno neutro restantes, que hacen que aparezcan bosques Lyman-alfa en los espectros.

Estas observaciones han acotado el período de tiempo durante el cual tuvo lugar la reionización, pero la fuente de los fotones que causaron la reionización aún no es completamente segura. Para ionizar hidrógeno neutro, se requiere una energía mayor a 13,6 eV , que corresponde a fotones ultravioleta con una longitud de onda de 91,2 nm o más corta, lo que implica que las fuentes deben haber producido una cantidad significativa de energía ultravioleta y superior. Los protones y electrones se recombinarán si no se les proporciona energía continuamente para mantenerlos separados, lo que también establece límites sobre cuán numerosas eran las fuentes y su longevidad. ^[68] Con estas restricciones, se espera que los cuásares y las estrellas y galaxias de primera generación fueran las principales fuentes de energía. ^[69] Se cree que los principales candidatos actuales, de mayor a menor importancia, son las estrellas de la Población III (las primeras estrellas) (posiblemente el 70%), ^{[70] [71]} las galaxias enanas (galaxias pequeñas de alta energía muy tempranas) (posiblemente el 30%), ^[72] y una contribución de los cuásares (una clase de núcleos galácticos activos ). ^{[68] [73] [74]}

Sin embargo, para entonces, la materia se había dispersado mucho más debido a la expansión continua del universo. Aunque los átomos de hidrógeno neutro se ionizaron de nuevo, el plasma era mucho más fino y difuso, y era mucho menos probable que los fotones se dispersaran. A pesar de estar reionizado, el universo permaneció en gran parte transparente durante la reionización debido a lo escaso que era el medio intergaláctico. La reionización terminó gradualmente a medida que el medio intergaláctico se ionizó prácticamente por completo, aunque existen algunas regiones de hidrógeno neutro, lo que crea bosques Lyman-alfa.

En agosto de 2023 se publicaron y analizaron imágenes de agujeros negros y materia relacionada en el universo primitivo obtenidas por el telescopio espacial James Webb . ^[75]

La materia continúa uniéndose bajo la influencia de la gravedad, para formar galaxias. Las estrellas de este período de tiempo, conocidas como estrellas de Población II , se forman al principio de este proceso, y las estrellas más recientes de Población I se forman más tarde. La atracción gravitatoria también atrae gradualmente a las galaxias entre sí para formar grupos, cúmulos y supercúmulos . Las observaciones del Campo Ultra Profundo del Hubble han identificado una serie de galaxias pequeñas que se fusionan para formar galaxias más grandes, a 800 millones de años de tiempo cósmico (hace 13 mil millones de años). ^[77] (Ahora se cree que esta estimación de edad es ligeramente exagerada). ^[78]

Utilizando el telescopio Keck II de 10 metros en Mauna Kea, Richard Ellis del Instituto de Tecnología de California en Pasadena y su equipo encontraron seis galaxias formadoras de estrellas a unos 13.200 millones de años luz de distancia y, por lo tanto, creadas cuando el universo tenía solo 500 millones de años. ^[79] Actualmente, solo se conocen alrededor de 10 de estos objetos extremadamente tempranos. ^[80] Observaciones más recientes han demostrado que estas edades son más cortas de lo que se indicó anteriormente. Se ha informado que la galaxia más distante observada hasta octubre de 2016 ^[update], GN-z11, está a 32.000 millones de años luz de distancia, ^{[65] [81]} una gran distancia que es posible gracias a la expansión del espacio-tiempo ( z  = 11,1; ^[65] distancia de comovimiento de 32.000 millones de años luz; ^[81] tiempo de retrospección de 13.400 millones de años ^[81] ).

El universo ha parecido muy parecido a como es ahora durante muchos miles de millones de años y seguirá pareciendo similar durante muchos miles de millones de años más en el futuro. Se estima que el disco galáctico de la Vía Láctea se formó hace 8.800 ± 1.700 millones de años, pero solo se conoce con precisión la edad del Sol, 4.567 millones de años. ^[82]

Desde aproximadamente 9.800 millones de años después del Big Bang

Se cree que , a partir de unos 9.800 millones de años de tiempo cósmico, ^[13] el comportamiento a gran escala del universo ha cambiado gradualmente por tercera vez en su historia. Su comportamiento había estado dominado originalmente por la radiación (componentes relativistas como los fotones y los neutrinos) durante los primeros 47.000 años, y desde hace unos 370.000 años de tiempo cósmico, su comportamiento había estado dominado por la materia. Durante su era dominada por la materia, la expansión del universo había comenzado a desacelerarse, a medida que la gravedad frenaba la expansión inicial hacia afuera. Pero a partir de unos 9.800 millones de años de tiempo cósmico, las observaciones muestran que la expansión del universo deja de desacelerarse lentamente y, en cambio, comienza gradualmente a acelerarse de nuevo.

Aunque no se conoce la causa precisa, la comunidad cosmológica acepta la observación como correcta. La interpretación más aceptada es que se debe a una forma desconocida de energía a la que se le ha dado el nombre de "energía oscura". ^{[83] [84]} "Oscura" en este contexto significa que no se observa directamente, pero su existencia se puede deducir examinando el efecto gravitacional que tiene sobre el universo. Se están realizando investigaciones para comprender esta energía oscura. En la actualidad se cree que la energía oscura es el componente más grande del universo, ya que constituye aproximadamente el 68,3% de toda la masa-energía del universo físico.

Se cree que la energía oscura actúa como una constante cosmológica , un campo escalar que existe en todo el espacio. A diferencia de la gravedad, los efectos de dicho campo no disminuyen (o solo disminuyen lentamente) a medida que el universo crece. Si bien la materia y la gravedad tienen un efecto mayor al principio, su efecto disminuye rápidamente a medida que el universo continúa expandiéndose. Los objetos en el universo, que inicialmente se ven que se alejan a medida que el universo se expande, continúan separándose, pero su movimiento hacia afuera se ralentiza gradualmente. Este efecto de desaceleración se vuelve menor a medida que el universo se extiende más. Finalmente, el efecto de repulsión hacia afuera de la energía oscura comienza a dominar sobre la atracción hacia adentro de la gravedad. En lugar de desacelerarse y tal vez comenzar a moverse hacia adentro bajo la influencia de la gravedad, a partir de unos 9.8 mil millones de años de tiempo cósmico, la expansión del espacio comienza a acelerarse lentamente hacia afuera a un ritmo que aumenta gradualmente .

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Existen varios escenarios que compiten entre sí para la evolución a largo plazo del universo. Cuál de ellos ocurrirá, si es que ocurre alguno, depende de los valores precisos de constantes físicas como la constante cosmológica, la posibilidad de desintegración de protones , la energía del vacío (es decir, la energía del espacio "vacío" en sí mismo) y las leyes naturales más allá del Modelo Estándar .

Si la expansión del universo continúa y se mantiene en su forma actual, con el tiempo todas las galaxias, excepto las más cercanas, serán arrastradas lejos de nosotros por la expansión del espacio a una velocidad tal que el universo observable se limitará a nuestro propio cúmulo de galaxias local ligado gravitacionalmente . En el muy largo plazo (después de muchos billones —miles de miles de millones— de años, tiempo cósmico), la Era Estelífera terminará, ya que las estrellas dejarán de nacer e incluso las estrellas más longevas morirán gradualmente. Más allá de esto, todos los objetos del universo se enfriarán y (con la posible excepción de los protones ) se descompondrán gradualmente de nuevo en sus partículas constituyentes y luego en partículas subatómicas y fotones de nivel muy bajo y otras partículas fundamentales , mediante una variedad de procesos posibles.

En última instancia, en el futuro extremo, se han propuesto los siguientes escenarios para el destino final del universo:

En este tipo de escala de tiempo extrema, también pueden ocurrir fenómenos cuánticos extremadamente raros que son extremadamente improbables de observar en una escala de tiempo menor que billones de años. Estos también pueden conducir a cambios impredecibles en el estado del universo que probablemente no serían significativos en una escala de tiempo menor. Por ejemplo, en una escala de tiempo de millones de billones de años, los agujeros negros podrían parecer evaporarse casi instantáneamente, los fenómenos de efecto túnel cuántico poco comunes parecerían ser comunes y los fenómenos cuánticos (u otros) tan improbables que podrían ocurrir solo una vez en un billón de años podrían ocurrir muchas veces. ^{[ cita requerida ]}

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