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 con un nivel de confianza del 68%. [1]
Para efectos de este resumen, conviene dividir la cronología del universo desde su origen , en cinco partes. Generalmente se considera sin sentido o poco claro si existió tiempo antes de esta cronología:
El primer picosegundo (10 −12 ) del tiempo cósmico incluye la época de Planck , durante la cual es posible que no se hayan aplicado las leyes de la física actualmente establecidas; el surgimiento por etapas de las cuatro interacciones o fuerzas fundamentales conocidas : primero la gravitación , y luego las interacciones electromagnética , débil y fuerte ; y la expansión acelerada del universo debido a la inflación cósmica .
Se cree que pequeñas ondas en el universo en esta etapa son la base de estructuras a gran escala que se formaron mucho más tarde. Las diferentes etapas del universo primitivo se entienden en diferentes grados. Las partes anteriores están más allá del alcance de los experimentos prácticos en física de partículas , pero pueden explorarse mediante la extrapolación de leyes físicas conocidas a temperaturas extremadamente altas.
Este período duró alrededor de 370.000 años. Inicialmente, se forman por 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.
Aproximadamente en un segundo, los neutrinos se desacoplan ; estos neutrinos forman el fondo de neutrinos cósmicos (CνB). Si los agujeros negros primordiales existen, también se forman aproximadamente en un segundo del tiempo cósmico. Emergen partículas subatómicas compuestas , incluidos protones y neutrones , y al cabo de aproximadamente 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 una fusión nuclear , pero sí demasiado caliente para que existan átomos neutros o para que los fotones viajen lejos. Se trata por tanto 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, [2] a medida que el universo se enfría, su comportamiento comienza a estar dominado por la materia en lugar de la radiación. Aproximadamente 100.000 años después de que se forman los átomos neutros de helio, la primera molécula es el hidruro de helio . Mucho más tarde, el hidrógeno y el hidruro de helio reaccionan para formar hidrógeno molecular (H 2 ), el combustible necesario para las primeras estrellas . Aproximadamente hace 370.000 años, [3] [4] [5] [6] átomos de hidrógeno neutros terminan de formarse ("recombinación") y, como resultado, el universo también se vuelve 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 ) mediante la liberación de fotones (" desacoplamiento de fotones "), y estos fotones todavía pueden detectarse hoy como el fondo cósmico de microondas (CMB). . Esta es la observación directa más antigua que tenemos actualmente del universo.
Este período mide 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 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 fueron los liberados durante el desacoplamiento (visible hoy 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 brillante resplandor naranja pálido 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 Media 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 gradualmente emergen grandes estructuras tempranas, atraídas por los filamentos de materia oscura con forma de espuma que ya han comenzado a juntarse. en todo el universo. Las primeras generaciones de estrellas aún no han sido observadas astronómicamente. Es posible que fueran enormes (entre 100 y 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 apenas millones de años. años. [8] Otras teorías sugieren que pueden haber incluido estrellas pequeñas, algunas de las cuales quizás todavía arden hoy. En cualquier caso, estas primeras generaciones de supernovas crearon la mayoría de los elementos cotidianos que vemos hoy a nuestro alrededor 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 estrellas más tempranas, las galaxias enanas y quizás los quásares conducen a un período de reionización que comienza gradualmente entre 250 y 500 millones de años y termina alrededor de mil millones de años (aún se están investigando los tiempos exactos). La Edad Media sólo llegó a su fin hace aproximadamente mil millones de años, cuando el universo hizo una transición gradual hacia el universo que vemos hoy a nuestro alrededor, pero más denso, más caliente, más intenso en la formación de estrellas y más rico en espirales y espirales más pequeños (particularmente sin barras). galaxias irregulares, a diferencia de las galaxias elípticas gigantes.
Si bien 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 13,4 mil millones de años. [9] [10] El JWST fue diseñado para observar hasta z≈20 (180 millones de años de tiempo cósmico). [ cita necesaria ]
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 : [7]
El tiempo retrospectivo es la edad de la observación restada de la edad actual del universo:
Desde hace mil millones de años, y durante aproximadamente 12,8 mil millones de años, el universo se ha parecido mucho a lo que es hoy y seguirá pareciéndose muy similar durante muchos miles de millones de años en el futuro. El delgado disco de nuestra galaxia comenzó a formarse hace unos 5 mil millones de años (8,8 Gya ), [11] y el Sistema Solar se formó hace unos 9,2 mil millones de años (4,6 Gya), y los primeros rastros de vida en la Tierra emergieron hace unos 10,3 mil millones. años (3,5 Gya).
El adelgazamiento de la materia con el tiempo reduce la capacidad de la gravedad para desacelerar la expansión del universo; por el contrario, 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 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", donde la expansión del universo ahora se está acelerando en lugar de desacelerarse. El universo actual se comprende bastante bien, pero más allá de unos 100 mil millones de años de tiempo cósmico (unos 86 mil millones de años en el futuro), las incertidumbres en el conocimiento actual significan que estamos menos seguros de qué camino tomará el universo. [12] [13]
En algún momento, la Era Estelífera terminará cuando ya no nazcan estrellas, y la expansión del universo significará que el universo observable quedará limitado a galaxias locales. Hay varios escenarios para el futuro lejano y el destino final del universo . Un conocimiento más exacto del universo actual puede permitir comprenderlos mejor.
El modelo estándar de cosmología se basa en un modelo de 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 algunas propiedades clave del espacio, como la homogeneidad y la isotropía, son ciertas. 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 FLRW son válidas desde el comienzo del universo, se pueden seguir en el tiempo, hasta un punto en el que las ecuaciones sugieren que todas las distancias entre objetos en el universo eran cero o infinitamente pequeñas. (Esto no significa necesariamente que el universo fuera físicamente pequeño en el Big Bang, aunque ésa es una de las posibilidades). Esto proporciona un modelo del universo que coincide extremadamente estrechamente con todas las observaciones físicas actuales. 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 ocurrido ese momento.
Se interpreta que la singularidad de la métrica FLRW significa que las teorías actuales son inadecuadas para describir lo que realmente sucedió 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 tal teoría. 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 vinculados en todas partes. Por este motivo, se dice que el Big Bang "ocurrió en todas partes".
Durante los primeros momentos del tiempo cósmico, las energías y condiciones eran tan extremas que el conocimiento actual sólo puede sugerir posibilidades, que pueden resultar incorrectas. Para dar un ejemplo, las teorías de la 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" esté mal definida. Por lo tanto, las primeras etapas son un área activa de investigación y se basan en ideas que aún son especulativas y sujetas a modificaciones a medida que mejora el conocimiento científico.
Aunque se destaca una "época inflacionaria" específica alrededor de los 10 −32 segundos, tanto las observaciones como las teorías sugieren que las distancias entre los objetos en el espacio han aumentado en todo momento desde el momento del Big Bang, y siguen aumentando (con la excepción de objetos unidos gravitacionalmente como las galaxias y la mayoría de los cúmulos , una vez que la tasa de expansión se había reducido considerablemente). El período inflacionario marca un período específico en el que se produjo un cambio de escala muy rápido, 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 hizo aún más lenta con el tiempo (aunque nunca se revirtió). Hace unos 4 mil millones de años, comenzó a acelerarse ligeramente nuevamente.
La época de Planck es una era en la cosmología tradicional (no inflacionaria) del Big Bang inmediatamente después del evento que inició el universo conocido. Durante esta época, la temperatura y las energías promedio dentro del universo eran tan altas que no se podían formar partículas subatómicas. Las cuatro fuerzas fundamentales que dan forma al universo ( gravitación , electromagnetismo , fuerza nuclear débil y fuerza nuclear fuerte ) componían una sola fuerza fundamental. En este entorno se sabe poco sobre física. 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 en esta época debido a efectos cuánticos . [dieciséis]
En los modelos inflacionarios de cosmología, los tiempos antes del 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 ekpirótico .
A medida que el universo se expandió y enfrió, cruzó temperaturas de transición en las que las fuerzas se separaron 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 determinadas temperaturas/energías, las moléculas de agua cambian su comportamiento y estructura, y se comportarán de forma 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 sus comportamientos y estructuras cuando la temperatura/energía cae por debajo de cierto punto. Esto no es evidente en la vida cotidiana, porque sólo ocurre a temperaturas mucho más altas de las que solemos ver 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 " rotura de simetría ".
En términos cotidianos, a medida que el universo se enfría, es 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. Debido a estos campos surgen fuerzas e interacciones, 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 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 describa mediante la llamada Gran Teoría Unificada (GUT), la gran época de unificación comenzó con una transición de fase de este tipo, cuando la gravitación se separó de la fuerza universal combinada . Esto provocó que ahora existieran dos fuerzas: la gravedad y una interacción electrofuerte . Todavía no hay pruebas contundentes de que existiera tal fuerza combinada, pero muchos físicos creen que sí. La física de esta interacción electrofuerte se describiría mediante una Gran Teoría Unificada.
La época de la gran unificación terminó con una transición de segunda fase, cuando la interacción electrofuerte a su vez se separó y comenzó a manifestarse como dos interacciones separadas, llamadas interacciones fuertes y electrodébiles .
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 describe que incluye la época inflacionaria. En otros modelos, se dice que la época electrodébil comienza después de que terminó la época inflacionaria, aproximadamente 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 fuerte y la otra. las interacciones electrodébiles. (La interacción electrodébil también se separará más adelante, dividiéndose en interacciones electromagnéticas y débiles ). El punto exacto donde se rompió la simetría electrofuerte no es seguro, debido a conocimientos teóricos especulativos y aún incompletos.
En este punto del universo primitivo, se cree que el universo se había expandido 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 un objeto de 1 nanómetro (10 −9 m , aproximadamente la mitad del ancho de una molécula de ADN ) de largo, expandiéndose a una longitud de aproximadamente 10,6 veces. años (100 billones de kilómetros) de longitud en una minúscula 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 desencadenado por la separación de las interacciones fuertes y electrodébiles que puso fin a la gran época de unificación. Uno de los productos teóricos de esta transición de fase fue un campo escalar llamado campo inflatón . Cuando este campo se estableció en su estado de energía más bajo en todo el universo, generó una enorme fuerza repulsiva que condujo 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 actual ha terminado siendo extremadamente homogéneo (espacialmente uniforme) en 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 que quedaron de la gran época de unificación ahora estuvieran distribuidas muy finamente por todo el universo. Sin embargo, la enorme energía potencial del campo de inflatón se liberó al final de la época inflacionaria, cuando el campo de inflatón se descompuso en otras partículas, lo que se conoce como "recalentamiento". Este efecto de calentamiento provocó 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 inicio de la época electrodébil, y algunas teorías, como la inflación cálida , evitan por completo una fase de recalentamiento.
En 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 duró menos de 10 −32 segundos. Para explicar la homogeneidad observada del universo, la duración en estos modelos debe ser superior 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 terminó la inflación, el universo continuó expandiéndose, pero a un ritmo cada vez más lento. Hace unos 4 mil millones de años la expansión comenzó gradualmente a acelerarse nuevamente. Se cree que esto se debe a que la energía oscura se está volviendo 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. [18] [19] [20] [21] [22] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó una menor confianza en confirmar los hallazgos de la inflación cósmica [21] [23] [24] y finalmente, el 2 de febrero de 2015, un El análisis conjunto de los datos de BICEP2/Keck y el telescopio espacial de microondas Planck de la Agencia Espacial Europea concluyó que la "significancia estadística [de los datos] es demasiado baja para ser interpretada como una detección de modos B primordiales" y puede atribuirse principalmente al polvo polarizado de la Vía Láctea. [25] [26] [27]
Si la supersimetría es una propiedad del universo, entonces debe romperse a una energía que no sea inferior a 1 TeV , la escala electrodébil. Entonces las masas de las partículas y sus supercompañeras ya no serían iguales. Esta energía tan alta podría explicar por qué nunca se han observado supercompañeros de partículas conocidas.
Una vez finalizada la inflación cósmica, el universo se llena de un plasma caliente de quarks y gluones , restos del recalentamiento. A partir de este momento, la física del universo primitivo se comprende mucho mejor y las energías implicadas en la época de los Quarks son directamente accesibles mediante experimentos de física de partículas y otros detectores.
Algún tiempo después de la inflación, las partículas creadas pasaron por una termalización , donde las interacciones mutuas conducen al equilibrio térmico . La etapa más temprana de la que tenemos confianza es algún tiempo antes de que se rompa 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 calibre y los fermiones aún no han ganado masa a través del mecanismo de Higgs . Sin embargo , se cree que existieron entidades exóticas parecidas a partículas masivas, los esfalerones .
Esta época terminó con una ruptura de la simetría electrodébil , potencialmente 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 :
lo cual es más o menos justo . Dado que la interacción fue fuerte, la sección transversal fue aproximadamente la longitud de onda de la partícula al cuadrado, que es aproximadamente . Por tanto, la tasa de colisiones por especie de partícula se puede calcular a partir del camino libre medio , dando aproximadamente:
A modo de comparación, dado que la constante cosmológica era insignificante en esta etapa, el parámetro de Hubble era:
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. Esto significa que hubo mucho tiempo para la termalización en esta etapa.
En esta época, la tasa de colisión es proporcional a la tercera raíz de la densidad numérica y, por tanto, a , donde está el parámetro de escala . El parámetro de Hubble, sin embargo, es proporcional a . Retrocediendo en el tiempo y con energías más altas, y suponiendo que no haya nueva física en estas energías, una estimación cuidadosa da que la termalización fue posible por primera vez cuando la temperatura era: [28]
aproximadamente 10 −22 segundos después del Big Bang.
A medida que la temperatura del universo siguió cayendo por debajo de 159,5 ± 1,5 GeV , se produjo una ruptura de simetría electrodébil . [29] Hasta donde sabemos, fue el penúltimo evento de ruptura de la simetría en la formación del universo, siendo el último la ruptura de la simetría quiral en el sector de los quarks. Esto tiene dos efectos relacionados:
Después de la ruptura de la simetría electrodébil, las interacciones fundamentales que conocemos (gravitación, electromagnética, interacciones débiles y fuertes) han tomado todas sus formas actuales, y las partículas fundamentales tienen sus masas esperadas, pero la temperatura del universo aún es demasiado alta para permitir la estabilidad. Formación 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 se vuelve a romper casi inmediatamente debido a las energías extremas).
La época de los quarks comenzó aproximadamente 10 −12 segundos después del Big Bang. Este fue el período de 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 aún era demasiado alta para permiten que los quarks se unan para formar hadrones . [30] [31] [ se necesita una mejor fuente ]
Durante la época de los quarks, el universo estaba lleno de un plasma denso y caliente de quarks-gluones , 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 . [30]
La época de los quarks terminó cuando el universo tenía unos 10 −5 segundos, cuando la energía media de las interacciones de las partículas había caído por debajo de la masa del hadrón más ligero, el pión . [30]
Los bariones son partículas subatómicas como los protones y los neutrones, que están compuestas por tres quarks . Se esperaría que tanto los bariones como las partículas conocidas como antibariones se hubieran formado en igual número. 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 ocurrió esto. Cualquier explicación de este fenómeno debe permitir que las condiciones de Sajarov relacionadas con la bariogénesis se hayan satisfecho en algún momento después del fin 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 bariónica-antibariónica observada en el universo.
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 hadrones/antihadrones, por lo que la materia y la antimateria estaban en equilibrio térmico . Sin embargo, a medida que la temperatura del universo siguió cayendo, ya no se produjeron nuevos pares hadrones/antihadrones, 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 aproximadamente en 1 segundo del tiempo cósmico, cuando terminó esta época.
La teoría predice que quedó aproximadamente 1 neutrón por cada 6 protones, y la proporción cayó 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 de hidrógeno llamado deuterio, helio y otros elementos, que pueden medirse. Una proporción de hadrones de 1:7 produciría de hecho las proporciones de elementos observadas en el universo primitivo y actual. [32]
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 mucho más tarde durante la recombinación, 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. [33] Incluso los neutrinos de alta energía son notoriamente difíciles de detectar , por lo que este fondo de neutrinos cósmicos (CνB) puede no observarse directamente en detalle durante muchos años, si es que se observa en absoluto. [33]
Sin embargo, la cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el CνB, y existe evidencia indirecta muy sólida de que el CνB existe, tanto a partir de predicciones de la nucleosíntesis del Big Bang sobre la abundancia de helio como de 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 aproximadamente regularmente, debido al efecto de las oscilaciones acústicas bariónicas . En teoría, los neutrinos desacoplados deberían haber tenido un efecto muy leve sobre la fase de las distintas fluctuaciones del CMB. [33]
En 2015, se informó que se habían detectado cambios de este tipo en el CMB. Además, las fluctuaciones correspondieron a neutrinos de casi exactamente la temperatura predicha por la teoría del Big Bang ( 1,96 ± 0,02 K frente a una predicción de 1,95 K), y exactamente tres tipos de neutrinos, el mismo número de sabores de neutrinos predichos por el Modelo Estándar. [33]
Los agujeros negros primordiales son un tipo hipotético de agujero negro propuesto en 1966, [34] 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 vuelvan 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.
Normalmente, la formación de un agujero negro primordial requiere contrastes de densidad (variaciones regionales en la densidad del universo) de alrededor del (10%), donde es la densidad promedio del universo. [35] Varios mecanismos podrían producir regiones densas que cumplan este criterio durante el universo temprano, incluido el recalentamiento, las transiciones de fase cosmológica y (en los llamados "modelos de inflación híbridos") 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. [36] Pero pueden tener cualquier tamaño, por lo que también podrían ser grandes y pueden haber contribuido a la formación de galaxias .
La mayoría de 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 los antileptones, dominando la masa del universo.
La época de los leptones sigue un camino similar a la época anterior de los hadrones. Inicialmente los leptones y antileptones se producen en pares. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo cae hasta el punto en que ya no se crean nuevos pares leptón-antileptón y la mayoría de los leptones y antileptones restantes se aniquilaron rápidamente entre sí, dando lugar a pares de fotones de alta energía y dejando un pequeño residuo de leptones no aniquilados. [37] [38] [39]
Después de que la mayoría de los leptones y antileptones son aniquilados al final de la época leptónica, la mayor parte de la masa-energía del universo queda en forma de fotones. [39] (Gran parte del resto de su masa-energía está en forma de neutrinos y otras partículas relativistas . [ cita necesaria ] ) Por lo tanto, la energía del universo y su comportamiento general están dominados 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.
Aproximadamente 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 más allá del hidrógeno ("nucleosíntesis del Big Bang"). Aproximadamente el 25% de los protones y todos los [32] neutrones se fusionan para formar deuterio, un isótopo de hidrógeno, y la mayor parte del deuterio se fusiona rápidamente para formar helio-4.
Los núcleos atómicos se desvinculan (se rompen) fácilmente por encima de cierta temperatura, en relación con su energía de enlace. A partir de aproximadamente 2 minutos, la caída de temperatura significa que el deuterio ya no se desliga y es estable, y a partir de aproximadamente 3 minutos, el helio y otros elementos formados por la fusión del deuterio ya no se desligan y son estables. [41]
La corta duración y la caída de la temperatura significan que sólo pueden ocurrir los procesos de fusión más simples y rápidos. Sólo se forman pequeñas cantidades de núcleos además del helio, porque la nucleosíntesis de elementos más pesados es difícil y requiere miles de años incluso en las estrellas. [32] Se forman pequeñas cantidades de tritio (otro isótopo de hidrógeno) y berilio -7 y -8, pero son inestables y se vuelven a perder rápidamente. [32] Una pequeña cantidad de deuterio queda sin fusionar debido a su muy corta duración. [32]
Por lo tanto, los únicos nucleidos estables creados al final de la nucleosíntesis del Big Bang son el protio (núcleo único de protón/hidrógeno), deuterio, helio-3, helio-4 y litio-7 . [42] En masa, la materia resultante tiene 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 han pronosticado abundancias de entre 5 y 30 partes en 10 15 en masa, lo que los convierte en esencialmente indetectable e insignificante. [43] [44]
Las cantidades de cada elemento ligero en el universo primitivo pueden estimarse a partir de galaxias antiguas y constituyen una fuerte evidencia del Big Bang. [32] Por ejemplo, el Big Bang debería producir aproximadamente 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 este es el cantidad que encontramos hoy, y mucho más de lo que otros procesos pueden explicar fácilmente. [32] De manera similar, el deuterio se fusiona extremadamente fácilmente; cualquier explicación alternativa también debe explicar cómo existieron las condiciones para que se formara el deuterio, pero también dejó parte de ese deuterio sin fusionar y no fusionarse inmediatamente nuevamente en helio. [32] Cualquier alternativa también debe explicar las proporciones de los distintos 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. [32]
Hasta ahora, la dinámica y el comportamiento a gran escala del universo han estado determinados principalmente por la radiación, es decir, aquellos componentes que se mueven relativistamente (a la velocidad de la luz o cerca de ella), como los fotones y los neutrinos. [45] A medida que el universo se enfría, a partir de unos 47.000 años (desplazamiento al rojo z = 3600), [2] el comportamiento a gran escala del universo queda dominado por la materia. Esto ocurre porque la densidad de energía de la materia comienza a exceder tanto la densidad de energía de la radiación como la densidad de energía del vacío. [46] Alrededor o poco después de 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 pueden formarse (debido a la competencia entre la atracción gravitacional y efectos de presión), comienza a disminuir y las perturbaciones, en lugar de ser eliminadas por la radiación que fluye libremente , pueden comenzar a crecer en amplitud.
Según el modelo Lambda-CDM , en esta etapa, la materia del universo es alrededor de un 84,5% de materia oscura fría y un 15,5% de materia "ordinaria". Existe evidencia abrumadora de que la materia oscura existe y domina el universo, pero como aún no se comprende la naturaleza exacta de la materia oscura, la teoría del Big Bang no cubre actualmente ninguna etapa de su formación.
A partir de ese momento, y durante varios miles de millones de años, la presencia de materia oscura acelera la formación de estructuras 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 faltas de homogeneidad (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 enrarecidas (más vacías) se vuelven más enrarecidas. La materia ordinaria eventualmente 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 enormes pero difusos filamentos y halos, y no en estrellas o planetas. La materia ordinaria, que puede perder energía por la radiación, forma objetos densos y también nubes de gas cuando colapsa.
Aproximadamente 370.000 años después del Big Bang, ocurrieron dos eventos relacionados: el fin de la recombinación y el desacoplamiento de los 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 energéticos más estables.
Justo antes de la recombinación, la materia bariónica del universo estaba 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 "brumoso". 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 de helio neutro 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. [50] Este proceso se conoce como recombinación. [51] El nombre es ligeramente inexacto y se da por razones históricas: de hecho, los electrones y los núcleos atómicos se combinaban por primera vez.
Alrededor de 100.000 años, el universo se había enfriado lo suficiente como para que se formara hidruro de helio , la primera molécula. [52] En abril de 2019, se anunció por primera vez que esta molécula había sido observada en el espacio interestelar, en NGC 7027 , una nebulosa planetaria dentro de esta galaxia. [52] (Mucho más tarde, el hidrógeno atómico reaccionó con hidruro de helio para crear hidrógeno molecular, el combustible necesario para la formación de estrellas . [52] )
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 como 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 partículas neutras significa que los fotones de trayectoria libre media pueden viajar antes de que la captura se vuelva infinita, por lo que cualquier fotón desacoplado que no haya sido capturado puede viajar libremente a lo largo de largas 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 a simple vista como un color blanco "suave" teñido de amarillo pálido/naranja. [53] Durante miles de millones de años desde el desacoplamiento, a medida que el universo se ha expandido, los fotones se han desplazado al rojo de la luz visible a ondas de radio (radiación de microondas correspondiente a una temperatura de aproximadamente 2,7 K). El desplazamiento al rojo describe cómo los fotones adquieren longitudes de onda más largas y frecuencias más bajas a medida que el universo se expande durante miles de millones de años, de modo que cambian gradualmente de luz visible a ondas de radio. Estos mismos fotones todavía pueden detectarse hoy como ondas de radio. Forman el fondo cósmico de microondas y proporcionan evidencia crucial del universo primitivo y de cómo se desarrolló.
Casi al mismo tiempo que la recombinación, las ondas de presión existentes dentro del plasma electrón-bariónico (conocidas como oscilaciones acústicas bariónicas ) quedaron incrustadas en la distribución de la materia a medida que se condensaba, dando lugar a una preferencia muy leve en la distribución de objetos a 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 (ver imagen WMAP de 9 años), y la expansión de objetos como las galaxias en el universo es una indicación de la escala y tamaño del universo a medida que se desarrolló con el tiempo. [54]
Después de la recombinación y el desacoplamiento, el universo era transparente y se había enfriado lo suficiente como para permitir que la luz viajara largas distancias, pero no existían estructuras productoras de luz, como estrellas y galaxias. Las estrellas y 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 durante quizás cientos de años. de millones de años después de la recombinación.
Este período, conocido como Edad Oscura, comenzó unos 370.000 años después del Big Bang. Durante la Edad Media, la temperatura del universo se enfrió de unos 4.000 K a unos 60 K (de 3.727 °C a unos −213 °C), y sólo existían dos fuentes de fotones: los fotones liberados durante la recombinación/desacoplamiento (como hidrógeno neutro). átomos formados), que todavía hoy podemos detectar como fondo cósmico de microondas (CMB), y fotones liberados ocasionalmente por átomos de hidrógeno neutro, conocida como línea de espín de 21 cm del hidrógeno neutro . La línea de giro del hidrógeno está en el rango de frecuencias de las microondas y, en 3 millones de años, [ cita necesaria ] los fotones CMB se habían desplazado al rojo de la luz visible al infrarrojo ; Desde entonces hasta las primeras estrellas no hubo fotones de luz visibles. Aparte de algunas raras anomalías estadísticas, el universo estaba verdaderamente oscuro.
La primera generación de estrellas, conocidas como estrellas de Población III , se formaron unos cientos de millones de años después del Big Bang. [56] Estas estrellas fueron la primera fuente de luz visible en el universo después de la recombinación. Es posible que las estructuras hayan comenzado a surgir hace unos 150 millones de años, y las primeras galaxias surgieron entre 180 y 700 millones de años. [ cita necesaria ] A medida que surgieron, la Edad Media terminó gradualmente. Debido a que este proceso fue gradual, la Edad Media sólo terminó por completo alrededor de mil millones de años, cuando el universo adquirió su apariencia actual. [ cita necesaria ]
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). [57] [58] [59] [60] 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, hasta corrimiento al rojo z≈20 (aproximadamente 180 millones de años de tiempo cósmico ). [61] [62] Se cree que esto es anterior a las primeras galaxias y alrededor de la era de las primeras estrellas. [61]
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 primitivo.
La materia del universo está compuesta aproximadamente 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 extendidos (difusos) bajo los efectos de la gravedad. La materia ordinaria eventualmente se acumula más rápido de lo que lo haría de otra manera, debido a la presencia de estas concentraciones de materia oscura. También es ligeramente más denso a distancias regulares debido a las primeras oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) que quedaron incrustadas en 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 a medida que colapsa, 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 formando nubes de gas principalmente hidrógeno. A partir de estas nubes se forman las primeras estrellas y galaxias. Donde se han formado numerosas galaxias, eventualmente surgirán cúmulos y supercúmulos de galaxias. Se desarrollarán grandes vacíos con pocas estrellas entre ellos, marcando dónde la materia oscura se volvió menos común.
Los tiempos exactos de las primeras estrellas, galaxias, agujeros negros supermasivos y quásares, así como los tiempos de inicio y fin y la progresión del período conocido como reionización , todavía se están investigando activamente, y periódicamente se publican nuevos hallazgos. A partir de 2019 [update]: las galaxias más antiguas confirmadas (por ejemplo, GN-z11 ) datan de alrededor de 380 a 400 millones de años, lo que sugiere una condensación de nubes de gas y tasas de natalidad estelares 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, formándose estructuras más pequeñas antes que las más grandes. Las primeras estructuras que se formaron son las primeras estrellas (conocidas como estrellas de Población III), galaxias enanas y 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 la perturbación cosmológica lineal : es decir, todas las estructuras podían entenderse como pequeñas desviaciones de un universo perfecto y homogéneo. Esto es computacionalmente relativamente fácil de estudiar. 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 del 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 y quizás pequeños y no metálicos (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 apenas millones de años, sembrando el universo con elementos más pesados a lo largo de generaciones repetidas. Marcan el inicio de la Era Estelífera.
Hasta el momento no se ha encontrado ninguna estrella de Población III, por lo que su comprensión se basa en modelos computacionales de su formación y evolución. Afortunadamente, las observaciones de la radiación cósmica de fondo de microondas se pueden utilizar para saber cuándo comenzó en serio la formación estelar. El análisis de estas observaciones realizado por el telescopio espacial de microondas Planck en 2016 concluyó que la primera generación de estrellas pudo haberse formado unos 300 millones de años después del Big Bang. [63]
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 estos tiempos. Posteriormente, Rychard J. Bouwens y Garth D. Illingworth de los Observatorios UC/Lick de la Universidad de Leiden descubrieron que la galaxia UDFj-39546284 era aún más antigua, en un momento de unos 480 millones de años después del Big Bang o aproximadamente a mitad de la Edad Media, 13.200 millones de años. hace años que. En diciembre de 2012 se descubrieron las primeras galaxias candidatas anteriores a la reionización, cuando se descubrió que las galaxias UDFy-38135539, EGSY8p7 y GN-z11 se encontraban entre 380 y 550 millones de años después del Big Bang, hace 13.400 millones de años y a una distancia de aproximadamente 32 mil millones de años luz (9,8 mil millones de pársecs). [64] [65]
Los cuásares proporcionan alguna evidencia adicional de la formación temprana de estructuras. Su luz muestra evidencia de elementos como carbono, magnesio , hierro y oxígeno. Esto es evidencia de que cuando se formaron los quásares, ya había tenido lugar una fase masiva de formación estelar, incluidas generaciones suficientes de estrellas de Población III para dar lugar a estos elementos.
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A medida que se van formando las primeras estrellas, galaxias enanas y quásares, la intensa radiación que emiten reioniza gran parte del universo circundante; dividir los átomos de hidrógeno neutros nuevamente 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 el hidrógeno neutro tienen patrones específicos de absorción de fotones ultravioleta, relacionados con los niveles de energía de los electrones y llamados series de Lyman . El hidrógeno ionizado no tiene niveles de energía electrónica de este tipo. Por lo tanto, la luz que viaja a través del hidrógeno ionizado y del hidrógeno neutro muestra líneas de absorción diferentes. El hidrógeno ionizado en el medio intergaláctico (particularmente 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 acumulación de gas en galaxias dieron como resultado una concentración demasiado baja para hacer que el universo fuera completamente opaco en el momento de 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 el hidrógeno neutro se desplaza al rojo en varias cantidades, en lugar de una cantidad específica, lo que indica cuándo se producirá la absorción de la entonces luz ultravioleta. sucedió. 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 quedó ionizado, cuando las líneas de absorción por el hidrógeno neutro se vuelven raras. [66] La absorción se debió al estado general del universo (el medio intergaláctico) y no al paso a través de galaxias u otras áreas densas. [66] 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), y el hidrógeno neutro restante quedó completamente ionizado z = 5 o 6 (mil millones de años), cuando desaparecen las depresiones de Gunn-Peterson que muestran la presencia de grandes cantidades de hidrógeno neutro. El medio intergaláctico sigue estando predominantemente ionizado hasta el día de hoy, con la excepción de algunas nubes de hidrógeno neutras que quedan, lo que hace que aparezcan bosques de Lyman-alfa en los espectros.
Estas observaciones han reducido el período de tiempo durante el cual tuvo lugar la reionización, pero la fuente de los fotones que causaron la reionización aún no está completamente segura. Para ionizar el hidrógeno neutro se requiere una energía superior a 13,6 eV , que corresponde a fotones ultravioleta con una longitud de onda de 91,2 nm o menos, lo que implica que las fuentes deben haber producido una cantidad significativa de energía ultravioleta y superior. Los protones y los electrones se recombinarán si no se les proporciona energía continuamente para mantenerlos separados, lo que también limita la cantidad de fuentes y su longevidad. [67] Con estas limitaciones, se esperaba que los quásares y las estrellas y galaxias de primera generación fueran las principales fuentes de energía. [68] Actualmente se cree que los principales candidatos actuales, de mayor a menor importancia, son estrellas de Población III (las primeras estrellas) (posiblemente 70%), [69] [70] galaxias enanas (galaxias pequeñas de alta energía muy tempranas) (posiblemente 30%), [71] y una contribución de los cuásares (una clase de núcleos galácticos activos ). [67] [72] [73]
Sin embargo, en ese momento, la materia se había extendido mucho más debido a la continua expansión del universo. Aunque los átomos de hidrógeno neutros fueron nuevamente ionizados, el plasma era mucho más delgado y difuso, y era mucho menos probable que los fotones se dispersaran. A pesar de estar reionizado, el universo permaneció en gran medida 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 creó bosques de Lyman-alfa.
En agosto de 2023, se informaron y discutieron imágenes de agujeros negros y materia relacionada en el universo temprano tomadas por el telescopio espacial James Webb . [74]
La materia continúa reuniéndose 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 gravitacional también atrae gradualmente a las galaxias entre sí para formar grupos, cúmulos y supercúmulos . Las observaciones del campo ultraprofundo del Hubble han identificado varias galaxias pequeñas que se fusionan para formar otras más grandes, hace 800 millones de años de tiempo cósmico (hace 13 mil millones de años). [76] (Ahora se cree que esta estimación de edad está ligeramente exagerada). [77]
Usando 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 con formación de estrellas a unos 13,2 mil millones de años luz de distancia y, por lo tanto, se crearon cuando el universo tenía sólo 500 millones de años. [78] Actualmente sólo se conocen unos 10 de estos objetos extremadamente tempranos. [79] Observaciones más recientes han demostrado que estas edades son más cortas de lo indicado anteriormente. Se ha informado que la galaxia más distante observada en octubre de 2016 [update], GN-z11, está a 32 mil millones de años luz, [64] [80] una gran distancia posible gracias a la expansión del espacio-tiempo ( z = 11,1; [64] distancia comoving de 32 mil millones de años luz [80] tiempo retrospectivo de 13,4 mil millones de años [80] ).
El universo ha tenido el mismo aspecto que ahora, durante muchos miles de millones de años. Seguirá pareciendo similar durante muchos miles de millones de años más en el futuro.
Basado en la ciencia emergente de la nucleocosmocronología , se estima que el delgado disco galáctico de la Vía Láctea se formó hace 8,8 ± 1,7 mil millones de años. [11]
A lo largo de aproximadamente 9.800 millones de años de tiempo cósmico, [12] se cree que 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 fotones y neutrinos) durante los primeros 47.000 años, y desde aproximadamente 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 disminuir, a medida que la gravedad controlaba la expansión exterior inicial. Pero a partir de aproximadamente 9.800 millones de años de tiempo cósmico, las observaciones muestran que la expansión del universo lentamente deja de desacelerarse y, en cambio, comienza gradualmente a acelerarse nuevamente.
Si bien se desconoce la causa precisa, la comunidad cosmóloga acepta la observación como correcta. Con diferencia, la comprensión más aceptada es que esto se debe a una forma desconocida de energía a la que se le ha dado el nombre de "energía oscura". [81] [82] "Oscuro" 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. Actualmente se cree que la energía oscura es el componente más grande del universo, ya que constituye alrededor del 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 sólo disminuyen lentamente) a medida que el universo crece. Si bien la materia y la gravedad tienen un efecto mayor inicialmente, su efecto disminuye rápidamente a medida que el universo continúa expandiéndose. Los objetos en el universo, que inicialmente se ven separándose a medida que el universo se expande, continúan separándose, pero su movimiento hacia afuera se desacelera gradualmente. Este efecto de desaceleración se vuelve menor a medida que el universo se expande más. Con el tiempo, el efecto exterior y repulsivo de la energía oscura comienza a dominar la atracción interior de la gravedad. En lugar de desacelerarse y tal vez comenzar a moverse hacia adentro bajo la influencia de la gravedad, a partir de aproximadamente 9.800 millones de años de tiempo cósmico, la expansión del espacio comienza a acelerarse lentamente hacia afuera a un ritmo que aumenta gradualmente .
Hay varios escenarios en competencia para la evolución a largo plazo del universo. Cuál de ellos sucederá, si sucede alguno, depende de los valores precisos de las constantes físicas como la constante cosmológica, la posibilidad de desintegración de protones , la energía del vacío (es decir, la energía del propio espacio "vacío" ) y la energía natural. leyes más allá del modelo estándar .
Si la expansión del universo continúa y permanece en su forma actual, eventualmente todas las galaxias, excepto las más cercanas, serán arrastradas por la expansión del espacio a tal velocidad que el universo observable quedará limitado a nuestra propia galaxia local gravitacionalmente unida. grupo . A muy largo plazo (después de muchos billones –miles de miles de millones– de años, tiempo cósmico), la Era Estelífera terminará, a medida que las estrellas dejen de nacer e incluso las estrellas más longevas mueran gradualmente. Más allá de esto, todos los objetos del universo se enfriarán y (con la posible excepción de los protones ) se descompondrán gradualmente en sus partículas constituyentes y luego en partículas subatómicas y fotones de muy bajo nivel y otras partículas fundamentales , mediante una variedad de procesos posibles.
En última instancia, en un 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 es muy poco probable que se observen en una escala de tiempo inferior a billones de años. Esto también puede conducir a cambios impredecibles en el estado del universo que probablemente no serían significativos en una escala de tiempo más pequeña. Por ejemplo, en una escala de tiempo de millones de billones de años, los agujeros negros podrían parecer evaporarse casi instantáneamente, los fenómenos poco comunes de túneles cuánticos parecerían comunes y los fenómenos cuánticos (u otros) tan improbables que podrían ocurrir sólo una vez en un billón. años pueden ocurrir muchas veces. [ cita necesaria ]
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