¿De dónde vino el universo?
El Big Bang es una teoría y una suposición basada en observaciones astronómicas. Hace unos 15 mil millones de años, toda la materia del universo estaba altamente concentrada en un punto, con temperaturas extremadamente altas, y se produjo una gran explosión. Después del Big Bang, la materia comenzó a expandirse hacia afuera, formando el universo que vemos hoy.
Cronología del Big Bang
Al revertir en el tiempo la expansión del universo mediante la relatividad general, se puede concluir que el universo estaba en un estado donde la densidad y la temperatura eran infinitamente altas. antes de un tiempo finito en el pasado. El estado se llama singularidad. La existencia de la singularidad significa que la teoría de la relatividad general no se aplica aquí. Lo que sigue siendo un tema de debate es hasta qué punto podemos utilizar la relatividad general para comprender la física cercana a la singularidad; ciertamente no antes de la época de Planck. Esta fase de alta temperatura y alta densidad en los primeros días del universo se llama "Big Bang" y se considera como el período de nacimiento de nuestro universo. Al medir la expansión del universo mediante la observación de supernovas de tipo Ia, las fluctuaciones de temperatura de la radiación cósmica de fondo de microondas y la función de correlación entre galaxias, los científicos calcularon que la edad del universo es de aproximadamente 13,73 ± 120 millones de años. Los resultados obtenidos por estas tres mediciones independientes son consistentes, proporcionando así evidencia sólida para el modelo ΛCDM que describe específicamente la proporción de materia contenida en el universo.
En cuanto al estado de fase del universo primitivo en el modelo del Big Bang, la gente todavía está llena de especulaciones. En los modelos más comunes, el universo estaba inicialmente compuesto de materia uniforme e isotrópica con alta densidad, alta temperatura y alta presión, y experimentó una expansión y enfriamiento muy rápidos en las primeras etapas. Aproximadamente cuando la expansión avanzó a 10^-37 segundos, se produjo una transición de fase, lo que provocó que el universo sufriera inflación. Durante este período, la expansión del universo aumentó exponencialmente. Cuando termina la inflación, la materia que forma el universo incluye el plasma de quarks-gluones y todas las demás partículas elementales. El universo en este momento todavía está tan caliente que las partículas realizan movimientos aleatorios relativistas de alta velocidad, y los pares partícula-antipartícula se crean y aniquilan constantemente a través de colisiones durante este período. Como resultado, el número de partículas y antipartículas en el universo. son iguales (el número total de bariones en el universo es cero). Hasta algún tiempo después, se produjo un proceso de reacción desconocido que violó la conservación del número bariónico, provocando que el número de quarks y leptones superara ligeramente el número de antiquarks y antileptones: un exceso de unos 30 millones de partes, del orden de uno. El proceso se llama generación del número bariónico. Este mecanismo es responsable del dominio de la materia sobre la antimateria en el universo actual.
A medida que el universo se expande y la temperatura disminuye aún más, la energía de las partículas generalmente disminuye gradualmente. La ruptura de la simetría se produce cuando la energía se reduce a 1 teraelectronvoltio (1012eV), una transición de fase que da lugar a partículas elementales e interacciones fundamentales tal como las vemos hoy. 10^-11 segundos después del nacimiento del universo, los componentes supuestos en el modelo del Big Bang se redujeron aún más, porque la energía de las partículas en ese momento se había reducido al rango que los experimentos de física de alta energía podían alcanzar. Después de 10 ^ -6 segundos, los quarks y gluones se combinan para formar familias de bariones como protones y neutrones. Dado que el número de quarks es ligeramente mayor que el de los antiquarks, el número de bariones también es ligeramente mayor que el de los antibariones. En este momento, la temperatura del universo ha bajado lo suficiente como para producir nuevos pares protón-antiprotón (de manera similar, no se pueden producir nuevos pares neutrón-antineutrón), lo que conduce inmediatamente a la aniquilación masiva entre partículas y antipartículas. Esto deja sólo una milmillonésima parte de la número original de protones y neutrones restantes, mientras que todas las antipartículas correspondientes son aniquiladas. Aproximadamente un segundo después, ocurre un proceso similar entre el electrón y el positrón. Tras esta serie de aniquilaciones, las velocidades de los protones, neutrones y electrones restantes se reducen por debajo de la relatividad, y la principal contribución a la densidad energética del universo en este momento proviene del gran número de fotones producidos por la aniquilación (una pequeña parte proviene de neutrinos).
Unos minutos después del Big Bang, la temperatura del universo descendió a aproximadamente mil millones de Kelvin y su densidad descendió a aproximadamente la densidad del aire. Unos pocos protones se combinan con todos los neutrones para formar los núcleos de deuterio y helio. Este proceso se llama nucleosíntesis primordial. La mayoría de los protones no se combinan con los neutrones para formar el núcleo de hidrógeno.
A medida que el universo se enfría, la densidad de energía del universo proviene principalmente de la contribución gravitacional de la masa en reposo, superando la densidad de energía original de los fotones en forma de radiación. Aproximadamente 379.000 años después, los electrones y los núcleos atómicos se combinaron para formar átomos (principalmente átomos de hidrógeno), y la materia emitió radiación mediante desacoplamiento y se extendió con relativa libertad en el universo. Los restos de esta radiación formaron la radiación cósmica de fondo de microondas actual.
Aunque la materia en el universo está distribuida casi uniformemente a gran escala, todavía hay algunas áreas con una densidad ligeramente mayor. Por lo tanto, la materia en estas áreas atrae a la materia cercana a través de la gravedad durante un largo período de tiempo. , volviéndose así más denso y formando nubes de gas, estrellas, galaxias y otras estructuras observables en la astronomía actual. Los detalles de este proceso dependen de la forma y cantidad de materia en el universo, de la cual hay tres formas posibles: materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores observaciones realizadas hasta ahora por WMAP indican que la forma dominante de materia en el universo es la materia oscura fría, y que las otras dos formas no representan más del 18% del universo. Por otro lado, observaciones independientes de supernovas de tipo Ia y de la radiación cósmica de fondo de microondas indican que el universo actual está dominado por una forma desconocida de energía llamada energía oscura, que se cree que impregna todos los rincones del espacio. Las observaciones muestran que el 72% de la densidad energética total del universo existe hoy en forma de energía oscura. Según se especula, la energía oscura ya existía cuando el universo era muy joven, pero el tamaño del universo en ese momento era muy pequeño y la materia estaba muy cerca entre sí. Por lo tanto, el efecto de la gravedad fue significativo en ese momento y se desaceleró. la expansión del universo. Pero después de decenas de miles de millones de años de expansión, la creciente energía oscura comenzó a acelerar lentamente la expansión del universo. La forma más sencilla de expresar la energía oscura es agregar el llamado término constante cosmológica a la ecuación del campo gravitacional de Einstein, pero esto aún no puede responder preguntas como la composición y el mecanismo de formación de la energía oscura, así como algunas preguntas más básicas que la acompañan: como al respecto Los detalles de la ecuación de estado y su conexión intrínseca con el modelo estándar en la física de partículas son cuestiones no resueltas que aún esperan un mayor estudio mediante la teoría y las observaciones experimentales.
Toda la evolución del universo después del período de inflación puede describirse con mucha precisión mediante el modelo ΛCDM en cosmología, que proviene de los marcos independientes de la relatividad general y la mecánica cuántica. Como se mencionó anteriormente, actualmente no existe un modelo ampliamente respaldado que pueda describir el universo entre 10 y 15 segundos después del big bang. En general, se cree que se necesita una teoría de la gravedad cuántica que integre la relatividad general y la mecánica cuántica para superar esto. problema. Cómo se puede entender esta imagen física del universo primitivo es una de las mayores cuestiones sin resolver de la física actual.
El proceso de formación de partículas y diversos elementos materiales
Al principio del universo, no había materia sino energía. Después del big bang, la materia se convirtió a partir de energía (masa-. conversión de energía E=mcc). Partículas contemporáneas La física nos dice que a una temperatura suficientemente alta (llamada "temperatura umbral"), se pueden producir partículas de materia mediante la colisión de fotones. El siguiente es el proceso detallado de la evolución de la materia en el universo:
En el primer 1/10.000 segundo (escala de tiempo) del nacimiento del universo, la temperatura alcanzó decenas de billones de Kelvin, lo que era mayor que el umbral de temperatura de hadrones y leptones. La colisión de fotones produjo energía positiva y leptones positivos y negativos, entre los cuales también hay aniquilaciones en fotones. Cuando se alcanza un estado de equilibrio, el número total de partículas es aproximadamente igual al número total de fotones, y los hadrones que no han sido aniquilados se dividen en "quarks". En este momento, los quarks se encuentran en un "estado libre progresivo". "sin ningún efecto protector. Los tipos de partículas en el universo incluyen: positrones y antiquark, positrones y antielectrones, y positrones y antineutrinos. Al final, quedó una milmillonésima parte de las partículas positivas;
La temperatura en la escala de tiempo de 0,01 segundos es de 100 mil millones de Kelvin, que es menor que la temperatura umbral de los hadrones y mayor que la temperatura umbral de los leptones. . La reacción de los fotones que producen hadrones se ha detenido. Los hadrones ya no se dividen en quarks. Los protones y los neutrones representan la mitad de cada uno. Sin embargo, debido a la aniquilación continua de protones positivos y negativos, el número de hadrones disminuye. Los neutrones y los protones continúan protegiéndose y transformándose entre sí. A 1,09 segundos, la temperatura es de 10 mil millones de K, protón: neutrón = 76:24;
La escala de tiempo es de 13,82 segundos, la temperatura es de menos de 3 mil millones. K, y se crea materia Misión cumplida. Se produce el fenómeno de la desintegración de los neutrones, desintegrándose en protones más electrones más antineutrinos.
En este momento, protones: neutrones = 83:17;
La escala de tiempo es de 3 minutos y 46 segundos, la temperatura es de 900 millones de K, todas las antipartículas están aniquiladas, fotones: partículas de materia = mil millones: 1 , los neutrones ya no se desintegran, Protón: neutrón = 87:13 (hasta ahora en este momento ocurrió una evolución muy importante: se generó un núcleo de helio a partir de 2 protones y 2 neutrones, y los neutrones se conservaron debido a las limitaciones); de fuerza nuclear. El universo entra en la era de la nucleosíntesis. (Si no se producen núcleos de helio, todos los neutrones se desintegrarán y no habrá otros núcleos en el futuro)
La escala de tiempo es de 300.000 a 700.000 años, la temperatura es de 4.000 a 3.000 K y la energía y la materia están en equilibrio térmico. Comenzaron a aparecer núcleos estables de hidrógeno y helio y el universo entró en la era de la recombinación. En el período posterior, el universo se transformó gradualmente en una era dominada por la materia. (¡Los fotones pueden viajar libremente a medida que disminuye la temperatura, que es la radiación cósmica de fondo de 3K actual!)
La escala de tiempo es de 400 a 500 millones de años y la temperatura es de 100K. Las partículas de materia comenzaron a condensarse, la gravedad aumentó gradualmente y, después de la "Edad Oscura", se formó el primer lote de galaxias estelares.
Con la formación de la primera hornada de estrellas, los átomos sufrieron reacciones de fusión nuclear en el interior de las estrellas, y aparecieron núcleos de elementos como helio, carbono, oxígeno, magnesio y hierro. La fusión nuclear se refiere a la polimerización de núcleos atómicos a partir de átomos de masa pequeña, principalmente deuterio o tritio, bajo ciertas condiciones (como temperatura ultra alta y alta presión) para generar nuevos núcleos atómicos más pesados, acompañados de una enorme energía. reacción que se libera.
(Vale la pena señalar que las estrellas de diferentes masas pueden desencadenar diferentes grados de fusión nuclear. El sol fusiona principalmente hidrógeno-helio, las más pesadas desencadenarán la fusión carbono-oxígeno-magnesio y las más pesadas desencadenarán la fusión nuclear. La siguiente ronda de fusión es breve: hidrógeno-helio-carbono-oxígeno-magnesio-silicio-hierro. Pero no importa cuán pesada sea la estrella, el resultado final de la fusión solo puede ser hierro, y ningún núcleo más pesado que el hierro. se producirá dentro de la estrella. )
Todos los elementos de la tabla periódica (excepto los elementos artificiales) se forman en el horno estelar. Los núcleos atómicos después del hierro sólo se pueden producir en superexplosiones.