Etapas de formación del Universo (2)

I.              EL UNIVERSO TEMPRANO

Al término de la inflación, el universo está compuesto por un plasma de quark-gluones. A partir de aquí la física del universo es más comprensible y menos especulativa

ü  Rotura de la Súper simetría (SUSY): Si la súper simetría es una propiedad de nuestro universo, debe haberse roto entonces a una energía tan baja como 1Tev, la escala de la simetría electro débil.

ü   La Época Quark: Entre 10^-12 s y 10^-6 s después del Bing Bang. Las interacciones de las cuatro fuerzas toman su forma actual pero la temperatura del universo es todavía demasiado alta para permitir que los quarks se junten para formar hadrones.

ü   La Época de los hadrones: Entre 10^-6 s y 1,0 s después del Bing Bang. El plasma de quark-gluones que compone el U se enfría hasta que hadrones, incluyendo bariones tales como protones y neutrones puedan formarse. Aproximadamente 1 segundo después del BB los neutrinos se desacoplan y comienzan a viajar libremente por el espacio. El “fondo cósmico de neutrinos”, de muy difícil observación, es análogo a la “radiación cósmica de fondo” que es emitida mucho mas tarde. 

ü   La Época de los Leptones: Entre 1 segundo y 3 minutos después del BB. La mayoría de los hadrones y anti-hadrones se aniquilan entre si al fin de la Época de los hadrones dejando leptones y anti-leptones como dueños del universo. Aproximadamente 3 segundos después del BB la temperatura del universo cae a un punto tal que pares lepton/anti-lepton no son maá creados y la mayor parte se aniquilan entre si dejando solo un residuo de leptones.

ü   La Época de los Fotones: Entre 3 minutos y 380.000 años después del BB. Después de la aniquilación entre leptones y anti-leptones la energía del U es dominada por los fotones. Estos fotones siguen interactuando frecuentemente con protones cargados y eventualmente con núcleos y continuaron haciéndolo a lo largo de 300.000 años. 

ü   Núcleo síntesis: Entre 3 minutos y 20 minutos después del BB. Durante la Época de los Fotones la temperatura del U cae hasta el punto que pueden comenzar a formarse los núcleos atómicos. Los protones (iones de hidrógeno) y los neutrones comenzaron a combinarse en núcleos atómicos en un proceso de fusión nuclear. En este momento hay casi tres veces más hidrógeno que helio-4 y solo trazas de otros núcleos. 

ü   El dominio de la materia – 70.000 años: En este momento las densidades de la materia no relativista , o sea los núcleos atómicos, y la radiación relativista, o sea los fotones, son iguales.

ü   Recombinación – 240.000 a 310.000 años: Los átomos de hidrogeno y helio comienzan a formarse y la densidad del U cae. Durante la recombinación, ocurren desacoplamientos causando que los fotones evolucionen por su lado. Al fin del proceso los átomos son neutros, los fotones pueden fluir libremente y el Universo se convierte en transparente. Los fotones emitidos justo después de la recombinación dan lugar a lo que se conoce como radiación CMB o Fondo de Radiación Cósmica y que lleva en sí las características del Universo de esa época. 

ü   La Edad Oscura: Antes de producirse el desacoplamiento la mayor parte de los fotones del Universo interactuaban con electrones y protones en  el fluido fotones-bariones. El Universo es opaco o nublado. Había luz pero no una luz que pudiera observarse desde un telescopio. La masa barionica del Universo consistía de plasma ionizado que se comportaba como neutral cuando ganaba electrones libres durante recombinaciones y de allí generando la CMB. Cuando los fotones se desacoplaron el Universo pasó a ser transparente. En este punto la única radiación emitida era la línea espectral del hidrogeno neutro de 21 centímetros. Actualmente se esta tratando de obtener trazas de ésta débil radiación, lo que seria mas útil que el fondo de microondas cósmico para estudiar el Universo temprano.