Cronología del universo

La cronología del universo describe la historia y el futuro del universo según la cosmología del Big Bang .

Se 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]


Cronología en cinco etapas

Diagrama de evolución de la (parte observable) del universo desde el Big Bang (izquierda), el resplandor de referencia de CMB , hasta el presente.

A los efectos de este resumen, conviene dividir la cronología del universo desde que se originó , en cinco partes. En general, se considera que no tiene sentido o no está claro si existió tiempo antes de esta cronología:

El universo muy temprano

El primer picosegundo  ( 10-12 ) del tiempo cósmico . Incluye la época de Planck , durante la cual es posible que no se apliquen las leyes de la física actualmente establecidas ; el surgimiento en etapas de las cuatro interacciones o fuerzas fundamentales conocidas: primero la gravitación y luego las interacciones electromagnéticas , débiles y fuertes ; y la expansión del espacio mismo y el sobreenfriamiento del universo todavía inmensamente caliente debido a la inflación cósmica .

Se cree que las 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 muy temprano se entienden en diferentes grados. Las partes anteriores están más allá del alcance de los experimentos prácticos en física de partículas, pero pueden explorarse por otros medios.

El universo temprano

Dura alrededor de 370.000 años. Inicialmente, se forman en etapas varios tipos de partículas subatómicas . Estas partículas incluyen cantidades casi iguales de materia y antimateria , por lo que la mayoría 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 existen agujeros negros primordiales , también se forman en aproximadamente un segundo del tiempo cósmico. Surgen partículas subatómicas compuestas , incluidos protones y neutrones, y a partir 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 la fusión nuclear , pero demasiado caliente para que existan átomos neutros o que los fotones viajen lejos. Por tanto, es un plasma opaco .

La época de la recombinación comienza alrededor de los 18.000 años, cuando los electrones se combinan con los núcleos de helio para formar He+
. Aproximadamente a 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. Alrededor de 100.000 años, después de la formación de los átomos neutros de helio, el hidruro de helio es la primera molécula . (Mucho más tarde, el hidrógeno y el hidruro de helio reaccionan para formar hidrógeno molecular, el combustible necesario para las primeras estrellas ). Aproximadamente a los 370.000 años, [3] los átomos de hidrógeno neutros terminan de formarse ("recombinación") y, como resultado, también se vuelven transparentes. 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 ) liberando fotones (" desacoplamiento de fotones "), y estos fotones todavía se pueden detectar hoy como el fondo cósmico de microondas (CMB). . Esta es la observación más antigua que tenemos actualmente del universo.

La Edad Media y el surgimiento de estructuras a gran escala

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 fueron los liberados durante el desacoplamiento (visibles 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 brillo naranja pálido brillante al principio, desplazándose gradualmente hacia el rojo a longitudes de onda no visibles después de aproximadamente 3 millones de años, dejándolo sin luz visible. Este período se conoce como la Edad Oscura cósmica .

Entre unos 10 y 17 millones de años, la temperatura media del universo era adecuada para agua líquida de 273 a 373 K (0 a 100 ° C) y se ha especulado si los planetas rocosos o, de hecho, la vida podrían haber surgido brevemente, ya que estadísticamente una pequeña parte del El universo podría haber tenido condiciones diferentes al resto como resultado de una fluctuación estadística muy poco probable, y haber ganado calor del universo en su conjunto. [4]

En algún momento, alrededor de 200 a 500 millones de años, se forman las primeras generaciones de estrellas y galaxias (aún se están investigando los tiempos exactos), y las primeras grandes estructuras emergen gradualmente, atraídas por los filamentos de materia oscura en forma de espuma que ya han comenzado a juntarse. en todo el universo. Las primeras generaciones de estrellas aún no se han observado astronómicamente. Pueden haber 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 estrellas. años. [5] Otras teorías sugieren que pueden haber incluido estrellas pequeñas, algunas tal vez todavía estén ardiendo 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 cuásares conducen a un período de reionización que comienza gradualmente entre 250 y 500 millones de años, se completa entre 700 y 900 millones de años y disminuye en aproximadamente mil millones. años (los tiempos exactos aún se están investigando). El universo se transformó gradualmente en el universo que vemos a nuestro alrededor hoy en día, y la Edad Media sólo llegó a su fin por completo aproximadamente en mil millones de años.

El universo tal como aparece hoy

Desde mil millones de años, y durante unos 12,8 mil millones de años, el universo se ha parecido mucho a lo que es hoy y seguirá pareciendo muy similar durante muchos miles de millones de años en el futuro. El disco delgado de nuestra galaxia comenzó a formarse alrededor de 5 mil millones de años (8.8 Gya ), [6] y el Sistema Solar se formó alrededor de 9.2 mil millones de años (4.6 Gya), con los primeros rastros de vida en la Tierra emergiendo alrededor de 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 nuestro universo) 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 aproximadamente 100 mil millones de años de tiempo cósmico (alrededor de 86 mil millones de años en el futuro), las incertidumbres en el conocimiento actual significan que estamos menos seguros de qué camino tomará nuestro universo. [7] [8]

El futuro lejano y el destino final

En algún momento, la Era Stelliferous terminará cuando las estrellas ya no nazcan, y la expansión del universo significará que el universo observable se limitará a las galaxias locales. Hay varios escenarios para el futuro lejano y el destino final del universo . Un conocimiento más exacto de nuestro universo actual permitirá comprenderlos mejor.

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Telescopio espacial Hubble : las galaxias de campo ultraprofundo al campo heredado se alejan (video 00:50; 2 de mayo de 2019)

Resumen tabular

Nota: La temperatura de radiación en la siguiente tabla se refiere a la radiación cósmica de fondo y está dada por 2.725  K · (1 +  z ), donde z es el corrimiento al rojo .
Época Hora Redshift
Temperatura de radiación
(energía)
[ verificación necesaria ]		Descripción
Época de Planck <10 −43 s > 10 32 K
(> 10 19 GeV) 		La escala de Planck es la escala física más allá de la cual las teorías físicas actuales pueden no aplicarse y no puede usarse para calcular lo que sucedió. Durante la época de Planck, se supone que la cosmología y la física estuvieron dominadas por los efectos cuánticos de la gravedad .
Época de la gran unificación <10 −36 s > 10 29 K
(> 10 16 GeV) 		Las tres fuerzas del Modelo Estándar están unificadas (asumiendo que la naturaleza está descrita por una Gran Teoría Unificada ).
Inflacionaria época

Electrodébil época 		<10 −32 s 10 28 K ~ 10 22 K
(10 15 ~ 10 9 GeV) 		La inflación cósmica expande el espacio en un factor del orden de 10 26 durante un tiempo del orden de 10 −33 a 10 −32 segundos. El universo se sobreenfría desde aproximadamente 10 27 hasta 10 22  Kelvin . [9] La interacción fuerte se distingue de la interacción electrodébil .
Termina la época electrodébil10 -12  s 10 15  K
(150 GeV)		Antes de que la temperatura caiga por debajo de 150 GeV, la energía promedio de las interacciones de las partículas es lo suficientemente alta como para que sea más sucinto describirlas como intercambio de bosones vectoriales W 1 W 2 , W 3 y B (interacciones electrodébiles) y H + , H - , H 0 , Bosones escalares H 0⁎ (interacción de Higgs). En esta imagen, el valor esperado de vacío del campo de Higgs es cero (por lo tanto, todos los fermiones no tienen masa), todos los bosones electrodébiles no tienen masa (aún no habían "comido" un componente del campo de Higgs para volverse masivo) y los fotones ( γ ) no lo hacen. aún existen (existirán después de la transición de fase como una combinación lineal de  bosones B y W 3 , γ = B cos θ W + W 3 sen θ W , donde θ W es el ángulo de Weinberg ). Estas son las energías más altas directamente observables en el Gran Colisionador de Hadrones .
Época quark 10 −12 s ~ 10 −5 s 10 15 K ~ 10 12 K
(150 GeV ~ 150 MeV) 		Las fuerzas del modelo estándar se han reorganizado en la forma de "baja temperatura": interacciones de Higgs y electrodébiles reorganizadas en un bosón de Higgs masivo H 0 , fuerza débil transportada por bosones masivos W + , W - y Z 0 , y electromagnetismo transportado por bosones sin masa fotones. El campo de Higgs tiene un valor de expectativa de vacío distinto de cero, lo que hace que los fermiones sean masivos. Las energías son demasiado altas para que los quarks se fusionen en hadrones y , en cambio, formen un plasma de quarks-gluones .
Época de hadrones 10 −5 s ~ 1 s 10 12 K ~ 10 10 K
(150 MeV ~ 1 MeV) 		Los quarks están ligados a hadrones. Una ligera asimetría materia-antimateria de las fases anteriores ( asimetría bariónica ) resulta en la eliminación de anti-bariones. Hasta 0,1 s, los muones y piones están en equilibrio térmico y superan en número a los bariones en aproximadamente 10: 1. Cerca del final de esta época, solo quedan bariones estables a la luz (protones y neutrones). Debido a la densidad suficientemente alta de leptones, los protones y neutrones se transforman rápidamente entre sí bajo la acción de una fuerza débil. Debido a la mayor masa de neutrones, la relación neutrón: protón, que inicialmente es de 1: 1, comienza a disminuir.
neutrinos desacoplamiento 1 s 10 10 K
(1 MeV)		Los neutrinos dejan de interactuar con la materia bariónica y forman un fondo de neutrinos cósmicos . La relación neutrón: protón se congela a aproximadamente 1: 6. La esfera del espacio que se convertirá en el universo observable tiene aproximadamente 10 años luz de radio en este momento.
Época de lepton 1 s ~ 10 s 10 10 K ~ 10 9 K
(1 MeV ~ 100 keV) 		Los leptones y antileptones permanecen en equilibrio térmico : la energía de los fotones sigue siendo lo suficientemente alta como para producir pares de electrones y positrones.
Big Bang nucleosíntesis 10 s ~ 10 3 s 10 9 K ~ 10 7 K
(100 keV ~ 1 keV) 		Los protones y neutrones están unidos en núcleos atómicos primordiales : hidrógeno y helio-4 . También se forman trazas de deuterio , helio-3 y litio-7 . Al final de esta época, el volumen esférico del espacio que se convertirá en el universo observable es de unos 300 años luz de radio, la densidad de materia bariónica es del orden de 4 gramos por m 3 (aproximadamente el 0,3% de la densidad del aire al nivel del mar). - sin embargo, la mayor parte de la energía en este momento está en radiación electromagnética.
Época de fotones 10 s ~ 370 ka 10 9 K ~ 4000 K
(100 keV ~ 0,4 eV) 		El universo consta de un plasma de núcleos, electrones y fotones ; las temperaturas siguen siendo demasiado altas para que los electrones se unan a los núcleos.
Recombinación 18 ka ~ 370 ka 6000 ~ 1100 4000 K
(0,4 eV)		Los electrones y los núcleos atómicos se unen primero para formar átomos neutros . Los fotones ya no están en equilibrio térmico con la materia y el universo primero se vuelve transparente. La recombinación dura unos 100 ka, durante los cuales el universo se vuelve cada vez más transparente a los fotones. Los fotones de la radiación cósmica de fondo de microondas se originan en este momento. El volumen esférico del espacio que se convertirá en el universo observable tiene un radio de 42 millones de años luz en este momento. La densidad de materia bariónica en este momento es de aproximadamente 500 millones de átomos de hidrógeno y helio por m 3 , aproximadamente mil millones de veces mayor que la actual. Esta densidad corresponde a una presión del orden de 10-17  atm.
Edad Oscura 370 ka ~ ¿150 Ma?
(Solo termina completamente en aproximadamente 1 Ga)		1100 ~ 20 4000 K ~ 60 K El tiempo entre la recombinación y la formación de las primeras estrellas . Durante este tiempo, la única fuente de fotones fue el hidrógeno que emitía ondas de radio en la línea de hidrógeno . Los fotones CMB que se propagaban libremente rápidamente (en unos 3 millones de años) se desplazaron hacia el rojo al infrarrojo , y el universo estaba desprovisto de luz visible.
Formación y evolución de estrellas y galaxias Las primeras galaxias: ¿aproximadamente entre 300 y 400 Ma?
(primeras estrellas: similares o anteriores)

Galaxias modernas: 1 Ga ~ 10 Ga

(Se están investigando los tiempos exactos)		Aproximadamente 20 Desde unos 60 K Las primeras galaxias conocidas existieron alrededor de 380 Ma. Las galaxias se fusionan en "proto-cúmulos" de aproximadamente 1 Ga (desplazamiento al rojo z = 6) y en cúmulos de galaxias que comienzan en 3 Ga ( z = 2,1) y en supercúmulos de aproximadamente 5 Ga ( z = 1,2). Ver: lista de grupos y cúmulos de galaxias , lista de supercúmulos .
Reionización Inicio 250 Ma ~ 500 Ma

Completo: 700 Ma ~ 900 Ma

Termina: 1 Ga

(Todos los tiempos aproximados)		20 ~ 6 60 K ~ 19 K Los objetos astronómicos más distantes observables con telescopios datan de este período; A partir de 2016, la galaxia más remota observada es GN-z11 , con un corrimiento al rojo de 11.09. Las primeras estrellas "modernas" de la Población III se forman en este período.
Tiempo presente 13,8 Ga 0 2,7 K Los fotones observables más lejanos en este momento son los fotones CMB. Vienen de una esfera con un radio de 46 mil millones de años luz. El volumen esférico en su interior se conoce comúnmente como el universo observable.
Subdivisiones alternativas de la cronología (superponiendo varios de los períodos anteriores)
Era dominada por la radiación De la inflación (~ 10 −32 seg) ≈ 47 ka > 3600 > 10 4  KDurante este tiempo, la densidad de energía de los componentes relativistas sin masa y casi sin masa , como los fotones y los neutrinos, que se mueven a la velocidad de la luz o cerca de ella , domina tanto la densidad de la materia como la energía oscura .
Era dominada por la materia 47 ka ~ 9,8 Ga [2] 3600 ~ 0,4 10 4 K ~ 4 K Durante este tiempo, la densidad de energía de la materia domina tanto la densidad de radiación como la energía oscura, lo que resulta en una expansión métrica desacelerada del espacio .
Era dominada por la energía oscura > 9,8 Ga [7]<0,4 <4 K La densidad de la materia cae por debajo de la densidad de la energía oscura ( energía del vacío ) y la expansión del espacio comienza a acelerarse . Este tiempo corresponde aproximadamente al momento de la formación del Sistema Solar y la historia evolutiva de la vida .
Era estelífera 150 Ma ~ 100 Ga 20 ~ −0,99 60 K ~ 0,03 K El tiempo entre la primera formación de estrellas de la Población III hasta el cese de la formación estelar , dejando todas las estrellas en forma de remanentes degenerados .
Futuro lejano > 100 Ga <−0,99 <0,1 K La Era Stelliferous terminará cuando las estrellas finalmente mueran y nazcan menos para reemplazarlas, lo que conducirá a un universo que se oscurecerá. Varias teorías sugieren una serie de posibilidades posteriores. Suponiendo la desintegración de los protones , la materia puede eventualmente evaporarse en una Era Oscura ( muerte por calor ). Alternativamente, el universo puede colapsar en un Big Crunch . Otros fines sugeridos incluyen una falsa catástrofe de vacío o un Big Rip como posibles fines del universo.

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 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 verdaderas. La métrica FLRW se asemeja mucho a otra evidencia abrumadora, que muestra que el universo se ha expandido desde el Big Bang.

Si se supone que las ecuaciones métricas de 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 los objetos del universo eran cero o infinitesimalmente pequeñas. (Esto no significa necesariamente que el universo fuera físicamente pequeño en el Big Bang, aunque esa es una de las posibilidades). En el futuro, esto proporciona un modelo del universo que coincide con todas las observaciones físicas actuales de manera extremadamente cercana. Este período inicial de la cronología del universo se llama " Big Bang ". El Modelo Estándar de cosmología intenta explicar cómo se desarrolló físicamente el universo una vez que sucedió ese momento.

La singularidad de la métrica FLRW se interpreta en el sentido de que las teorías actuales son inadecuadas para describir lo que realmente sucedió al comienzo del Big Bang en sí. 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 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. 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 están sujetas a modificaciones a medida que mejore el conocimiento científico.

Aunque una "época inflacionaria" específica se destaca en alrededor de 10 a 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 ligados gravitacionalmente, como las galaxias y la mayoría de los cúmulos , una vez que la velocidad 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 volvió más lenta con el tiempo (aunque nunca se revirtió). Hace unos 4 mil millones de años, comenzó a acelerarse ligeramente de nuevo.

Época de Planck

Tiempos inferiores a 10 −43 segundos ( tiempo de Planck )

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 las partículas subatómicas cotidianas no podían formarse, e incluso las cuatro fuerzas fundamentales que dan forma al universo: la gravitación, el electromagnetismo , la fuerza nuclear débil y la fuerza nuclear fuerte , fueron reducidas . combinado y formado una fuerza fundamental. Poco se sabe sobre física a esta temperatura; diferentes hipótesis proponen diferentes escenarios. La cosmología tradicional del Big Bang predice una singularidad gravitacional antes de este tiempo, pero esta teoría se basa en la teoría de la relatividad general , que se cree que se rompe para esta época debido a los efectos cuánticos . [10]

En los modelos inflacionarios de cosmología, los tiempos antes del final de la inflación (aproximadamente 10 a 32 segundos después del Big Bang) no siguen la misma línea de tiempo que en la cosmología tradicional del Big Bang. Los modelos que tienen como objetivo 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 paisaje de la teoría de cuerdas , la cosmología del gas de cuerdas y el universo ekpyrotic .

Época de la gran unificación

Entre 10 y 43 segundos y entre 10 y 36 segundos después del Big Bang [11]

A medida que el universo se expandió y se enfrió, cruzó temperaturas de transición a las que las fuerzas se separaron entre sí. Estas transiciones de fase se pueden visualizar 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. Como el vapor que se convierte en agua, los campos que definen las fuerzas y partículas fundamentales de nuestro 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 solo ocurre a temperaturas mucho más altas de las que solemos ver en nuestro 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, es posible que los campos cuánticos que crean las fuerzas y partículas que nos rodean se asienten 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 la transición de una 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 es descrita por la llamada Gran Teoría Unificada (GUT), la época de la gran unificación comenzó con una transición de fase de este tipo, cuando la gravitación se separó de la fuerza de calibre combinada universal . Esto provocó que ahora existieran dos fuerzas: la gravedad y una interacción electrofuerte . Aún no hay pruebas contundentes de que existiera tal fuerza combinada, pero muchos físicos creen que sí. La física de esta interacción electrofuerte sería descrita por una Gran Teoría Unificada.

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

Época electrodébil

Entre 10 y 36 segundos (o el final de la inflación) y entre 10 y 32 segundos después del Big Bang [11]

Dependiendo de cómo se definan las épocas y del modelo que se sigue, 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 entre 10 y 32 segundos.

Según la cosmología tradicional del Big Bang, la época electrodébil comenzó 10 a 36 segundos después del Big Bang, cuando la temperatura del universo era lo suficientemente baja (10 28 K) para que la fuerza electronuclear comenzara a manifestarse como dos interacciones separadas, la fuerte y la las interacciones electrodébiles. (La interacción electrodébil también se separará más tarde, dividiéndose en interacciones electromagnéticas y débiles ). No se sabe con certeza el punto exacto donde se rompió la simetría electrodébil , debido a conocimientos teóricos especulativos y hasta ahora incompletos.

Época inflacionaria y la rápida expansión del espacio

Antes c. 10 −32 segundos después del Big Bang

En este punto del universo temprano, la métrica que define la distancia dentro del espacio cambió repentina y muy rápidamente en escala , dejando al universo temprano al menos 10 78 veces su volumen anterior (y posiblemente mucho más). 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 longitud, expandiéndose a uno de aproximadamente 10,6 luz. años (100 billones de kilómetros) de largo en una pequeña fracción de segundo. Este cambio se conoce como inflación .

Aunque la luz y los objetos dentro del espacio-tiempo no pueden viajar más rápido que la velocidad de la luz , en este caso fue la métrica que gobierna el tamaño y la geometría del propio espacio-tiempo la que cambió de escala. Los cambios en la métrica no están limitados por la velocidad de la luz.

Existe buena evidencia de que esto sucedió, y es ampliamente aceptado que sucedió. Pero aún se están explorando las razones exactas por las que sucedió. Por lo tanto, existe una variedad de modelos que explican por qué y cómo ocurrió; aún no está claro qué explicación es la correcta.

En varios de los modelos más prominentes, se cree que fue provocado por la separación de las interacciones fuertes y electrodébiles que pusieron fin a la época de la gran unificación. Uno de los productos teóricos de esta transición de fase fue un campo escalar llamado campo de 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 de la métrica que define el espacio en sí. 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 tan extremadamente homogéneo (similar) 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 quedaban de la época de la gran unificación ahora se distribuían muy finamente por todo el universo. Sin embargo, la enorme energía potencial del campo de inflación se liberó al final de la época inflacionaria, cuando el campo de inflación 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, anti-quarks y gluones . En otros modelos, a menudo se considera que el recalentamiento marca el inicio de la época electrodébil, y algunas teorías, como el inflado en caliente , 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 a 32 segundos después del Big Bang, pero esto no implica que la era inflacionaria duró menos de 10 a 32 segundos. segundos. Para explicar la homogeneidad observada del universo, la duración en estos modelos debe ser superior a 10 −32 segundos. Por lo tanto, en cosmología inflacionaria, el primer momento significativo "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 mucho más lento. Hace unos 4 mil millones de años, la expansión comenzó a acelerarse gradualmente nuevamente. Se cree que esto se debe a que la energía oscura se vuelve 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. [12] [13] [14] [15] [16] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó una disminución de la confianza en la confirmación de los resultados de la inflación cósmica [15] [17] [18] y, finalmente, el 2 de febrero de 2015, una análisis conjunto de los datos de BICEP2 / Keck y la Agencia espacial Europea 's Planck telescopio espacial microondas concluyó que la estadística 'significado [de los datos] es demasiado baja para ser interpretada como una detección de modos B primordiales' y se puede atribuir principalmente al polvo polarizado en la Vía Láctea. [19] [20] [21]

Ruptura de supersimetría (especulativa)

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

Ruptura de simetría electrodébil

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 una ruptura de la simetría electrodébil . [22] Hasta donde sabemos, fue el penúltimo evento de ruptura de simetría en la formación de nuestro universo, siendo el último la ruptura de 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 carecido de masa a 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 que la simetría electrodébil rompiera estos bosones eran todas partículas sin masa e interactuaban a largas distancias, pero en este punto, los bosones W y Z se convierten abruptamente en partículas masivas que solo interactúan en distancias más pequeñas que el tamaño de un átomo, mientras que el fotón permanece sin masa y permanece un -Interacción a distancia.

Después de la ruptura de la simetría electrodébil, las interacciones fundamentales que conocemos —gravitación, interacciones electromagnéticas, débiles y fuertes— han tomado todas sus formas actuales, y las partículas fundamentales tienen sus masas esperadas, pero la temperatura del universo sigue siendo demasiado alta para permitir la estabilidad. La 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 o moléculas. (Más exactamente, cualquier partícula compuesta que se forma por casualidad, casi inmediatamente se vuelve a romper debido a las energías extremas).

Una vez que termina la inflación cósmica, el universo se llena con un plasma de quark-gluón caliente , los restos del recalentamiento. Desde este punto en adelante, la física del universo primitivo se comprende mucho mejor, y las energías involucradas en la época de Quark son directamente accesibles en experimentos de física de partículas y otros detectores.

Época electrodébil y termalización temprana

Comenzando 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 termolización , donde las interacciones mutuas conducen al equilibrio térmico . La etapa más temprana de la que somos bastante seguro es de algún tiempo antes de la ruptura de 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 hasta donde sabemos, todas las partículas no tenían masa, ya que el mecanismo de Higgs aún no había operado. Sin embargo , se cree que existieron exóticas entidades masivas parecidas a partículas, los esfalerones .

Esta época terminó con la ruptura de la simetría electrodébil; de acuerdo con el modelo estándar de física de partículas , la bariogénesis también ocurrió en esta etapa, creando un desequilibrio entre la materia y la antimateria (aunque en las extensiones de este modelo esto puede haber sucedido antes). Se sabe poco sobre los detalles de estos procesos.

Termalización

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

,

que es aproximadamente justo . Dado que la interacción fue fuerte, la sección transversal era aproximadamente la longitud de onda de la partícula al cuadrado, que es aproximadamente . Por tanto, la tasa de colisiones por especie de partículas se puede calcular a partir de la trayectoria libre media , dando aproximadamente:

.

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

,

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

Por 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 lo tanto, a , dónde es el parámetro de escala . El parámetro de Hubble, sin embargo, es proporcional a. Retrocediendo en el tiempo y más alto en energía, y asumiendo que no hay nueva física a estas energías, una estimación cuidadosa da que la termolización fue posible por primera vez cuando la temperatura era: [23]

,

aproximadamente 10-22 segundos después del Big Bang.

La época del quark

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 temprano 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 unan para formar hadrones . [24] [25] [se necesita una mejor fuente ]

Durante la época de los quarks, el universo estaba lleno de un plasma de quarks-gluones denso y caliente, que contenía quarks, leptones y sus antipartículas . Las colisiones entre partículas eran demasiado enérgicas para permitir que los quarks se combinaran en mesones o bariones . [24]

La época de los quarks terminó cuando el universo tenía unos 10-5 segundos de antigüedad, cuando la energía media de las interacciones de las partículas había caído por debajo de la masa del hadrón más ligero, el pión . [24]

Bariogénesis

Quizás entre 10 y 11 segundos [ cita requerida ]

Los bariones son partículas subatómicas, como protones y neutrones, que se componen de 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 se quedó con muchos más bariones que antibariones. De hecho, casi no se observan antibióticos en la naturaleza. No está claro cómo sucedió esto. Cualquier explicación de este fenómeno debe permitir que las condiciones de Sajarov relacionadas con la bariogénesis hayan sido satisfechas 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-antibiótica observada en el universo.

Época de hadrones

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

El plasma de quarks-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 / anti-hadrones, por lo que la materia y la antimateria estaban en equilibrio térmico . Sin embargo, a medida que la temperatura del universo siguió cayendo, dejaron de producirse nuevos pares hadrones / anti-hadrones, y la mayoría de los hadrones y anti-hadrones recién formados se aniquilaron entre sí, dando lugar a pares de fotones de alta energía. Un residuo comparativamente pequeño de hadrones permaneció en aproximadamente 1 segundo del tiempo cósmico, cuando terminó esta época.

La teoría predice que queda alrededor de 1 neutrón por cada 6 protones, con una relación cayendo a 1: 7 con el tiempo debido a la desintegración de 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 se pueden medir. Una proporción de hadrones de 1: 7 produciría de hecho las proporciones de elementos observadas en el universo temprano y actual. [26]

Desacoplamiento de neutrinos y fondo de neutrinos cósmicos (CνB)

Alrededor de 1 segundo después del Big Bang

Aproximadamente 1 segundo después del Big Bang, los neutrinos se desacoplan y comienzan a viajar libremente a través del espacio. Como los neutrinos rara vez interactúan con la materia, estos neutrinos todavía existen hoy en día, de forma análoga al fondo de microondas cósmico mucho más tardío emitido 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 a 10 veces más pequeña de lo que es posible con la detección directa actual. [27] Incluso los neutrinos de alta energía son notoriamente difíciles de detectar , por lo que este fondo de neutrinos cósmicos (CνB) puede que no se observe directamente en detalle durante muchos años, si es que lo hace. [27]

Sin embargo, la cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el CνB, y hay evidencia indirecta muy fuerte de que existe CνB, tanto de las predicciones de la nucleosíntesis del Big Bang de 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 forma 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. [27]

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 predicho por el Modelo Estándar. [27]

Posible formación de agujeros negros primordiales.

Puede haber ocurrido aproximadamente 1 segundo después del Big Bang

Los agujeros negros primordiales son un tipo hipotético de agujero negro propuesto en 1966, [28] que puede haberse formado durante la llamada era dominada por la radiación , debido a las altas densidades y las condiciones no homogéneas dentro del primer segundo del tiempo cósmico. Las fluctuaciones aleatorias podrían hacer que algunas regiones se vuelvan lo suficientemente densas como para sufrir un colapso gravitacional, formando agujeros negros. Los conocimientos y las teorías actuales imponen límites estrictos a la abundancia y la masa de estos objetos.

Por lo general, la formación de un agujero negro primordial requiere contrastes de densidad (variaciones regionales en la densidad del universo) de alrededor de  (10%), donde es la densidad media del universo. [29] 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 híbridos de inflación") 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 baja como 10-5  g. [30] Pero pueden tener cualquier tamaño, por lo que también podrían ser grandes y pueden haber contribuido a la formación de galaxias .

Época de lepton

Entre 1 segundo y 10 segundos después del Big Bang

La mayoría de hadrones y anti-hadrones se aniquilan entre sí al final de la época de los hadrones, dejando leptones (como el electrón , 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 anteriores. Inicialmente, los leptones y los antileptones se producen en pares. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo desciende hasta el punto en que ya no se crean nuevos pares leptón-antileptón 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. [31] [32] [33]

Época de fotones

Entre 10 segundos y 370.000 años después del Big Bang

Después de que la mayoría de los leptones y antileptones son aniquilados al final de la época de los leptones, la mayor parte de la masa-energía del universo queda en forma de fotones. [33] (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 los próximos 370.000 años.

Nucleosíntesis de elementos ligeros.

Entre 2 y 20 minutos después del Big Bang [34]

Entre 2 y 20 minutos después del Big Bang, la temperatura y la presión del universo permitieron que ocurriera la fusión nuclear, dando lugar a núcleos de algunos elementos ligeros más allá del hidrógeno ("nucleosíntesis del Big Bang"). Aproximadamente el 25% de los protones y todos [26] los 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 desprenderán (romperán) fácilmente por encima de una determinada temperatura, relacionada con su energía de enlace. A partir de aproximadamente 2 minutos, la temperatura descendente significa que el deuterio ya no se suelta y es estable, y a partir de aproximadamente 3 minutos, el helio y otros elementos formados por la fusión del deuterio tampoco se sueltan y son estables. [35]

La corta duración y la temperatura descendente significan que solo pueden ocurrir los procesos de fusión más simples y rápidos. Solo se forman pequeñas cantidades de núcleos más allá del helio, porque la nucleosíntesis de elementos más pesados ​​es difícil y requiere miles de años incluso en las estrellas. [26] Se forman pequeñas cantidades de tritio (otro isótopo de hidrógeno) y berilio -7 y -8, pero estos son inestables y se pierden rápidamente de nuevo. [26] Una pequeña cantidad de deuterio se deja sin fusionar debido a la corta duración. [26]

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 . [36] En masa, la materia resultante es aproximadamente 75% de núcleos de hidrógeno, 25% de núcleos de helio y quizás 10-10 en masa de litio-7. Los siguientes isótopos estables más comunes producidos son litio-6 , berilio-9, boro-11 , carbono , nitrógeno y oxígeno ("CNO"), pero estos han predicho abundancias de entre 5 y 30 partes en 10 15 en masa, lo que los convierte en esencialmente indetectable y despreciable. [37] [38]

Las cantidades de cada elemento de luz en el universo temprano se pueden estimar a partir de galaxias antiguas y es una fuerte evidencia del Big Bang. [26] Por ejemplo, el Big Bang debería producir alrededor de 1 neutrón por cada 7 protones, permitiendo que el 25% de todos los nucleones se fusionen en helio-4 (2 protones y 2 neutrones de cada 16 nucleones), y este es el cantidad que encontramos hoy en día, y mucho más de lo que otros procesos pueden explicar fácilmente. [26] 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 fusionarse de nuevo inmediatamente en helio. [26] 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. [26]

Dominación de la materia

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 componentes que se mueven de manera relativista (a la velocidad de la luz o cerca de ella), como los fotones y los neutrinos. [39] A medida que el universo se enfría, desde alrededor de 47.000 años (corrimiento al rojo z  = 3600), [2] el comportamiento a gran escala del universo se vuelve 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. [40] Alrededor o poco después de 47.000 años, las densidades de materia no relativista (núcleos atómicos) y radiación relativista (fotones) se igualan, la longitud de Jeans , que determina las estructuras más pequeñas que se pueden formar (debido a la competencia entre la atracción gravitacional y efectos de la presión), comienza a disminuir 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 en el universo es alrededor del 84,5% de materia oscura fría y el 15,5% de materia "ordinaria". Existe una abrumadora evidencia de que la materia oscura existe y domina nuestro universo, pero dado que la naturaleza exacta de la materia oscura aún no se comprende, 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 estructuras en nuestro 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 ralentiza por la presión de la radiación . Esto amplifica las minúsculas 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 enrarecidas (más vacías) se vuelven más enrarecidas. La materia ordinaria eventualmente se reúne 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 se 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.

Recombinación, desacoplamiento de fotones y fondo cósmico de microondas (CMB)

Imagen WMAP de 9 años de la radiación cósmica de fondo de microondas (2012). [41] [42] La radiación es isotrópica a aproximadamente una parte en 100.000. [43]

Aproximadamente 370.000 años después del Big Bang, ocurrieron dos eventos relacionados: 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") cuando los átomos recién formados se asientan en estados de energía 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 ver, ni podemos observar esa luz a través de telescopios.

A partir de unos 18.000 años, el universo se ha enfriado 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. [44] Este proceso se conoce como recombinación. [45] El nombre es ligeramente inexacto y se da por razones históricas: de hecho, los electrones y los núcleos atómicos se combinaron por primera vez.

Alrededor de 100.000 años, el universo se había enfriado lo suficiente como para que se formara el hidruro de helio , la primera molécula. [46] 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 nuestra galaxia. [46] (Mucho más tarde, el hidrógeno atómico reaccionó con hidruro de helio para crear hidrógeno molecular, el combustible necesario para la formación de estrellas . [46] )

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 aún en un estado de alta energía, y una vez combinados, los electrones liberan energía rápidamente en forma de uno o más fotones a medida que avanzan. transición 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 neutrales 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 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.

El fondo de esta caja se aproxima al color original de 4000 K de los fotones liberados durante el desacoplamiento, antes de que se desplazaran al rojo para formar el fondo cósmico de microondas . El universo entero habría aparecido como una niebla brillantemente resplandeciente de un color similar a este y una temperatura de 4000 K, en ese momento.

Los fotones liberados por estos átomos de hidrógeno recién formados inicialmente tenían 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. [47] 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 las ondas de radio (radiación de microondas correspondiente a una temperatura de aproximadamente 2,7 K). El desplazamiento al rojo describe que los fotones adquieren longitudes de onda más largas y frecuencias más bajas a medida que el universo se expandió durante miles de millones de años, de modo que gradualmente cambiaron de luz visible a ondas de radio. Estos mismos fotones todavía se pueden detectar como ondas de radio en la actualidad. Forman el fondo cósmico de microondas y proporcionan evidencia crucial del universo primitivo y cómo se desarrolló.

Aproximadamente al mismo tiempo que la recombinación, las ondas de presión existentes dentro del plasma de electrones-bariones, conocidas como oscilaciones acústicas bariónicas, se integraron 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 propagación 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. [48]

370 mil a aproximadamente mil millones de años después del Big Bang [49]

Edad Oscura

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 había 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 personas. de millones de años después de la recombinación.

Este período, conocido como la Edad Media, comenzó alrededor de 370.000 años después del Big Bang. Durante la Edad Media, 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 (como hidrógeno neutro átomos formados), que todavía podemos detectar hoy como el fondo cósmico de microondas (CMB), y fotones ocasionalmente liberados por átomos de hidrógeno neutros, conocidos como la línea de giro de 21 cm del hidrógeno neutro . La línea de rotación del hidrógeno está en el rango de frecuencias de las microondas, y en 3 millones de años, [ cita requerida ] los fotones del CMB se habían desplazado al rojo de 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. [50] Estas estrellas fueron la primera fuente de luz visible en el universo después de la recombinación. Es posible que las estructuras hayan comenzado a emerger desde alrededor de 150 millones de años, y las primeras galaxias surgieron desde alrededor de 380 a 700 millones de años. (No tenemos observaciones separadas de estrellas individuales muy tempranas; las estrellas observadas más tempranas se descubren como participantes en galaxias muy tempranas). A medida que emergieron, la Edad Media terminó gradualmente. Debido a que este proceso fue gradual, la Edad Media solo terminó por completo alrededor de mil millones de años, cuando el universo tomó su apariencia actual.

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

Especulativa "época habitable"

C. 10-17 millones de años después del Big Bang

Durante unos 6,6 millones de años, entre unos 10 y 17 millones de años después del Big Bang (corrimiento al rojo de 137 a 100), la temperatura de fondo estuvo entre 273 y 373 K (0 a 100 ° C), una temperatura compatible con el agua líquida y los efectos biológicos comunes. reacciones quimicas . Abraham Loeb (2014) especuló que , en principio, la vida primitiva podría haber aparecido durante esta ventana, a la que llamó la "época habitable del Universo primitivo". [4] [51] Loeb sostiene que la vida basada en el carbono podría haber evolucionado en un bolsillo hipotético del universo temprano que era lo suficientemente denso para generar al menos una estrella masiva que posteriormente libera carbono en una supernova, y que también era lo suficientemente densa para generar un planeta. (Tales bolsas densas, si existieran, habrían sido extremadamente raras). La vida también habría requerido un diferencial de calor, en lugar de una radiación de fondo uniforme; esto podría ser proporcionado por energía geotérmica de origen natural. Esa vida probablemente habría seguido siendo primitiva; Es muy poco probable que la vida inteligente hubiera tenido tiempo suficiente para evolucionar antes de que los océanos hipotéticos se congelaran al final de la época habitable. [4] [52]

Surgen las primeras estructuras y estrellas

Alrededor de 150 millones a mil millones de años después del Big Bang
Los campos ultraprofundos del Hubble a menudo muestran galaxias de una era antigua que nos dicen cómo era la era estelífera temprana.
Otra imagen del Hubble muestra una galaxia infantil formándose cerca, lo que significa que esto sucedió muy recientemente en la escala de tiempo cosmológica. Esto muestra que todavía se está produciendo la formación de nuevas galaxias en el universo.

La materia del universo es aproximadamente 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 esparcidos (difusos) bajo los efectos de la gravedad. La materia ordinaria eventualmente se reúne más rápido de lo que lo haría de otra manera, debido a la presencia de estas concentraciones de materia oscura. También es un poco más denso a distancias regulares debido a las primeras oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) que se incrustó 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 se colapsa en nubes de principalmente gas hidrógeno. Las primeras estrellas y galaxias se forman a partir de estas nubes. Donde se han formado numerosas galaxias, eventualmente surgirán cúmulos de galaxias y supercúmulos. Se desarrollarán grandes vacíos con pocas estrellas entre ellos, marcando 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 finalización y la progresión del período conocido como reionización , todavía se están investigando activamente, con nuevos hallazgos publicados periódicamente. A partir de 2019, las primeras galaxias confirmadas datan de alrededor de 380 a 400 millones de años (por ejemplo, GN-z11 ), lo que sugiere una condensación de nubes de gas sorprendentemente rápida y tasas de natalidad estelares, y observaciones del bosque Lyman-alfa y otros cambios en la luz de Los objetos antiguos permiten reducir el tiempo de reionización y su eventual final. Pero todas estas son todavía áreas de investigación activa.

La formación de estructuras en el modelo del Big Bang procede jerárquicamente, debido al colapso gravitacional, con estructuras más pequeñas formándose antes que las más grandes. Las primeras estructuras en formarse son las primeras estrellas (conocidas como estrellas de Población III), las galaxias enanas y los cuásares (que se cree que son galaxias activas tempranas y brillantes que contienen un agujero negro supermasivo rodeado por un disco de gas de acreción 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 relativamente fácil de estudiar desde el punto de vista computacional. 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 Bolshoi es una simulación de alta precisión de esta época.

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 tan grandes como 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 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 ​​durante generaciones repetidas. Marcan el inicio de la Era Stelliferous.

Hasta el momento, no se han encontrado estrellas de Población III, por lo que nuestro conocimiento de ellas se basa en modelos computacionales de su formación y evolución. Afortunadamente, las observaciones de la radiación cósmica de fondo de microondas se pueden utilizar hasta la fecha cuando la formación estelar comenzó en serio. El análisis de tales observaciones realizado por el telescopio espacial de microondas de Planck en 2016 concluyó que la primera generación de estrellas puede haberse formado alrededor de 300 millones de años después del Big Bang. [53]

El descubrimiento de octubre de 2010 de UDFy-38135539 , la primera galaxia observada que existió durante la siguiente época de reionización , nos da una ventana a estos tiempos. Posteriormente, Rychard J. Bouwens y Garth D. Illingworth de la Universidad de Leiden de UC Observatories / Lick Observatory encontraron que la galaxia UDFj-39546284 era incluso más antigua, en un momento de unos 480 millones de años después del Big Bang o aproximadamente a la mitad de la Edad Media 13,2 mil millones. hace años que. En diciembre de 2012 se descubrieron las primeras galaxias candidatas que datan antes de la reionización, cuando se descubrió que las galaxias UDFy-38135539, EGSY8p7 y GN-z11 estaban alrededor de 380 a 550 millones de años después del Big Bang, hace 13.400 millones de años y a una distancia de alrededor de 32 mil millones de años luz (9,8 mil millones de parsecs). [54] [55]

Los cuásares proporcionan alguna 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 para cuando se formaron los quásares, ya había tenido lugar una fase masiva de formación estelar, que incluía suficientes generaciones de estrellas de Población III para dar lugar a estos elementos.

Reionización

A medida que se forman gradualmente las primeras estrellas, galaxias enanas y quásares, la intensa radiación que emiten reioniza gran parte del universo circundante; dividiendo los átomos de hidrógeno neutros de nuevo 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 quásares 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, relacionados con los niveles de energía de los electrones y denominados serie Lyman . El hidrógeno ionizado no tiene niveles de energía de electrones de este tipo. Por tanto, la luz que viaja a través del hidrógeno ionizado y el hidrógeno neutro muestra diferentes líneas de absorción. Además, la luz habrá viajado durante miles de millones de años para llegar hasta nosotros, por lo que cualquier absorción de hidrógeno neutro se habrá desplazado al rojo en cantidades variables, en lugar de una cantidad específica, lo que indica cuándo sucedió. Estas características permiten estudiar el estado de ionización en muchos momentos diferentes en el pasado. Muestran que la reionización comenzó como "burbujas" de hidrógeno ionizado que se hizo más grande con el tiempo. [56] También muestran que la absorción se debió al estado general del universo (el medio intergaláctico ) y no al paso por galaxias u otras áreas densas. [56] La reionización podría haber comenzado a ocurrir ya en z = 16 (250 millones de años de tiempo cósmico) y se completó alrededor de z  = 9 o 10 (500 millones de años) antes de disminuir gradualmente y probablemente llegar a su fin alrededor de z.  = 5 o 6 (mil millones de años) cuando la era de las estrellas y quásares de la Población III —y su intensa radiación— llegó a su fin, y el hidrógeno ionizado gradualmente volvió a convertirse en átomos neutros. [56]

Estas observaciones han reducido el período de tiempo durante el cual tuvo lugar la reionización, pero la fuente de los fotones que causó la reionización aún no es completamente segura. Para ionizar 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 proporciona energía continuamente para mantenerlos separados, lo que también establece límites sobre la cantidad de fuentes y su longevidad. [57] Con estas limitaciones, se espera que los cuásares y las estrellas y galaxias de primera generación sean las principales fuentes de energía. [58] Se cree que las principales candidatas actuales de mayor a menor importancia son las estrellas de Población III (las primeras estrellas) (posiblemente el 70%), [59] [60] galaxias enanas (pequeñas galaxias muy tempranas de alta energía) (posiblemente 30%), [61] y una contribución de los cuásares (una clase de núcleos galácticos activos ). [57] [62] [63]

Sin embargo, en ese momento, la materia se había extendido mucho más debido a la expansión en curso del universo. Aunque los átomos de hidrógeno neutros se ionizaron nuevamente, 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 parte transparente durante la reionización. A medida que el universo continuó enfriándose y expandiéndose, la reionización terminó gradualmente.

Galaxias, cúmulos y supercúmulos

Vista simulada por computadora de la estructura a gran escala de una parte del universo de unos 50 millones de años luz de diámetro [64]

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 de Población I más recientes 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 una serie de pequeñas galaxias que se fusionan para formar otras más grandes, a 800 millones de años de tiempo cósmico (hace 13 mil millones de años). [65] (Ahora se cree que esta estimación de edad está ligeramente exagerada). [66]

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 formadoras de estrellas a unos 13.200 millones de años luz de distancia y, por lo tanto, se crearon cuando el universo tenía solo 500 millones de años. [67] Actualmente sólo se conocen alrededor de 10 de estos objetos extremadamente tempranos. [68] 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, GN-z11, se encuentra a 32 mil millones de años luz de distancia, [54] [69] una gran distancia posible gracias a la expansión del espacio-tiempo ( z  = 11,1; [54] distancia comoving de 32 mil millones de años luz; [69] tiempo retrospectivo de 13,4 mil millones de años [69] ).

El universo se ha parecido mucho a lo que es ahora, durante muchos miles de millones de años. Seguirá teniendo un aspecto similar durante muchos miles de millones de años en el futuro.

Según la ciencia emergente de la nucleocosmocronología , se estima que el disco delgado galáctico de la Vía Láctea se formó hace 8,8 ± 1,7 mil millones de años. [6]

Era dominada por la energía oscura

Aproximadamente 9,8 mil millones de años después del Big Bang

Desde aproximadamente 9,8 mil millones de años de tiempo cósmico, [7] 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 ralentizarse, a medida que la gravedad frenaba la expansión inicial hacia el exterior. Pero a partir de aproximadamente 9.800 millones de años de tiempo cósmico, las observaciones muestran que la expansión del universo deja de desacelerarse lentamente y, en cambio, comienza a acelerarse gradualmente de nuevo.

Si bien se desconoce la causa precisa, la comunidad de cosmólogos acepta la observación como correcta. Con mucho, el entendimiento más aceptado es que esto se debe a una forma desconocida de energía a la que se le ha dado el nombre de "energía oscura". [70] [71] "Oscuro" en este contexto significa que no se observa directamente, pero actualmente solo se puede estudiar examinando el efecto que tiene en el universo. Se están realizando investigaciones para comprender esta energía oscura. Ahora se cree que la energía oscura es el componente más grande del universo, ya que constituye aproximadamente el 68,3% de la masa-energía total 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 tal campo no disminuyen (o solo 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 ve que se separan a medida que el universo se expande, continúan separándose, pero su movimiento hacia afuera se ralentiza gradualmente. Este efecto de desaceleración se hace más pequeño a medida que el universo se extiende más. Con el tiempo, el efecto repulsivo y externo de la energía oscura comienza a dominar la atracción hacia adentro de la gravedad. En lugar de desacelerar y quizás comenzar a moverse hacia adentro bajo la influencia de la gravedad, desde aproximadamente 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 .

La vida útil de la secuencia principal predicha de una estrella enana roja graficada contra su masa relativa al Sol [72]

Hay varios escenarios en competencia para la evolución a largo plazo del universo. Cuál de ellos sucederá, si lo hay, depende de los valores precisos de las constantes físicas , como la constante cosmológica, la posibilidad de desintegración del protón , la energía del vacío (es decir, la energía del espacio "vacío" en sí) 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 menos las más cercanas serán arrastradas lejos de nosotros por la expansión del espacio a tal velocidad que nuestro universo observable se limitará a nuestra propia galaxia local ligada gravitacionalmente. Clúster . A muy largo plazo (después de muchos billones — miles de miles de millones — de años, tiempo cósmico), la Era Stelliferous 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 nuevamente 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 el futuro extremo, se han propuesto los siguientes escenarios para el destino final del universo:

Guión Descripción
Muerte por calor A medida que la expansión continúa, el universo se vuelve más grande, más frío y más diluido; con el tiempo, todas las estructuras eventualmente se descomponen en partículas subatómicas y fotones.En el caso de una expansión métrica del espacio que continúe indefinidamente, la densidad de energía en el universo disminuirá hasta que, después de un tiempo estimado de 10 1000 años, alcance el equilibrio termodinámico y no será posible más estructura. Esto sucederá solo después de un tiempo extremadamente largo porque primero, algo (menos del 0.1%) [73] de materia colapsará en agujeros negros , que luego se evaporarán extremadamente lentamente a través de la radiación de Hawking . El universo en este escenario dejará de ser capaz de albergar vida mucho antes que esto, después de unos 10 14 años más o menos, cuando cese la formación de estrellas. [74] , §IID. En algunas Grandes Teorías Unificadas , la desintegración de protones después de al menos 10 34 años convertirá el gas interestelar restante y los remanentes estelares en leptones (como positrones y electrones) y fotones. Algunos positrones y electrones luego se recombinarán en fotones. [74] , §IV, §VF. En este caso, el universo ha alcanzado un estado de alta entropía que consiste en un baño de partículas y radiación de baja energía. Sin embargo, no se sabe si finalmente logra el equilibrio termodinámico . [74] , §VIB, VID. La hipótesis de una muerte por calor universal proviene de las ideas de William Thomson (Lord Kelvin) de la década de 1850 , quien extrapoló la teoría clásica del calor y la irreversibilidad (incorporada en las dos primeras leyes de la termodinámica) al universo en su conjunto. [75]
Gran rasgón La expansión del espacio se acelera y, en algún momento, se vuelve tan extrema que incluso las partículas subatómicas y el tejido del espacio-tiempo se separan y no pueden existir.Para cualquier valor del contenido de energía oscura del universo donde la relación de presión negativa sea menor que -1, la tasa de expansión del universo seguirá aumentando sin límite. Los sistemas ligados gravitacionalmente, como los cúmulos de galaxias, las galaxias y, en última instancia, el Sistema Solar se romperán. Eventualmente, la expansión será tan rápida como para vencer las fuerzas electromagnéticas que mantienen juntas las moléculas y los átomos. Incluso los núcleos atómicos se romperán. Por último, las fuerzas y las interacciones, incluso en la escala de Planck, el tamaño más pequeño para el que la noción de "espacio" tiene un significado actualmente, ya no podrán ocurrir a medida que el tejido del espacio-tiempo se separe y el universo tal como lo conocemos. terminará en un tipo de singularidad inusual.
Gran crujido La expansión finalmente se ralentiza y se detiene, luego se invierte a medida que toda la materia se acelera hacia su centro común. Actualmente se considera probable que sea incorrecto.En el caso opuesto del escenario "Big Rip", la expansión métrica del espacio en algún momento se revertiría y el universo se contraería hacia un estado denso y caliente. Este es un elemento requerido de los escenarios de universo oscilatorio , como el modelo cíclico , aunque un Big Crunch no implica necesariamente un universo oscilatorio. Las observaciones actuales sugieren que es poco probable que este modelo del universo sea correcto y que la expansión continuará o incluso se acelerará.
Inestabilidad de vacío Colapso de los campos cuánticos que sustentan todas las fuerzas, partículas y estructuras, a una forma diferente.La cosmología tradicionalmente ha asumido un universo estable o al menos metaestable , pero la posibilidad de un falso vacío en la teoría cuántica de campos implica que el universo en cualquier punto del espacio-tiempo podría colapsar espontáneamente en un estado de energía más baja (ver Nucleación de burbujas ), un estado más estable o más estable. "verdadero vacío", que luego se expandiría hacia afuera desde ese punto con la velocidad de la luz. [76] [77] [78] [79] [80]

El efecto sería que los campos cuánticos que sustentan todas las fuerzas, partículas y estructuras, sufrirían una transición a una forma más estable. Nuevas fuerzas y partículas reemplazarían a las actuales que conocemos, con el efecto secundario de que todas las partículas, fuerzas y estructuras actuales serían destruidas y subsecuentemente (si es posible) reformarlas en diferentes partículas, fuerzas y estructuras.

En este tipo de escala de tiempo extrema, también pueden ocurrir fenómenos cuánticos extremadamente raros que es extremadamente improbable que se vean 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 pueden parecer evaporarse casi instantáneamente, los fenómenos de túnel cuántico poco comunes parecerían ser comunes, y los fenómenos cuánticos (u otros) tan improbables que podrían ocurrir solo una vez en un billón. los años pueden ocurrir muchas veces. [ cita requerida ]

  • Edad del universo  : tiempo transcurrido desde el Big Bang
  • Calendario cósmico : edad del universo escalada a un solo año
  • Modelo cíclico
  • Era dominada por la energía oscura
  • La inteligencia eterna de Dyson  : concepto hipotético en astrofísica
  • Entropía (flecha del tiempo)
  • Cronología gráfica desde Big Bang hasta Heat Death
  • Cronología gráfica del Big Bang
  • Cronología gráfica de la Era Stelliferous
  • Proyecto Illustris  - Universos simulados por ordenador
  • Era dominada por la materia
  • Era dominada por la radiación
  • Cronología de épocas en cosmología
  • Cronología del futuro lejano  : proyecciones científicas sobre el futuro lejano
  • Destino final del universo  : rango de hipótesis y escenarios cosmológicos que describen el destino final del universo tal como lo conocemos

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