En cosmología , la disociación se refiere a un periodo en el desarrollo del universo cuando diferentes tipos de partículas caen fuera de equilibrio térmico entre sí. Esto ocurre como resultado de la expansión del universo , ya que sus tasas de interacción disminuyen (y aumentan los caminos libres medios ) hasta este punto crítico. Los dos casos verificados de desacoplamiento desde el Big Bang que se discuten con mayor frecuencia son el desacoplamiento de fotones y el desacoplamiento de neutrinos, ya que estos llevaron al fondo cósmico de microondas y al fondo cósmico de neutrinos , respectivamente.
El desacoplamiento de fotones está estrechamente relacionado con la recombinación , que ocurrió unos 378.000 años después del Big Bang (con un corrimiento al rojo de z = 1100 ), cuando el universo era un plasma caliente opaco ("brumoso") . Durante la recombinación, los electrones libres se unieron a los protones (núcleos de hidrógeno) para formar átomos de hidrógeno neutros . Debido a que las recombinaciones directas al estado fundamental (energía más baja) del hidrógeno son muy ineficientes, estos átomos de hidrógeno generalmente se forman con los electrones en un estado de alta energía, y los electrones pasan rápidamente a su estado de baja energía emitiendo fotones . Debido a que el hidrógeno neutro que se formó era transparente a la luz, los fotones que no fueron capturados por otros átomos de hidrógeno pudieron, por primera vez en la historia del universo , viajar largas distancias. Todavía se pueden detectar en la actualidad, aunque ahora aparecen como ondas de radio y forman el fondo cósmico de microondas ("CMB"). Revelan pistas cruciales sobre cómo se formó el universo.
Desacoplamiento de fotones
El desacoplamiento de fotones ocurrió durante la época conocida como recombinación. Durante este tiempo, los electrones se combinaron con los protones para formar átomos de hidrógeno , lo que resultó en una caída repentina de la densidad de electrones libres. El desacoplamiento ocurrió abruptamente cuando la tasa de dispersión de fotones de Comptonera aproximadamente igual a la tasa de expansión del universo , o alternativamente cuando el camino libre medio de los fotonesera aproximadamente igual al tamaño del horizonte del universo. Después de esto, los fotones pudieron fluir libremente , produciendo el fondo de microondas cósmico tal como lo conocemos, y el universo se volvió transparente. [1]
La tasa de interacción de los fotones viene dada por
dónde es la densidad del número de electrones ,es el área de la sección transversal del electrón , yes la velocidad de la luz .
En la era dominada por la materia (cuando tiene lugar la recombinación),
dónde es el factor de escala cósmico . también disminuye como una función más complicada de , a un ritmo más rápido que . [2] Al determinar la dependencia precisa de y en el factor de escala y equiparando , es posible demostrar que el desacoplamiento de fotones ocurrió aproximadamente 380.000 años después del Big Bang , con un corrimiento al rojo de [3] cuando el universo estaba a una temperatura de alrededor de 3000 K.
Desacoplamiento de neutrinos
Otro ejemplo es el desacoplamiento de neutrinos que ocurrió dentro de un segundo del Big Bang. [4] De manera análoga al desacoplamiento de fotones, los neutrinos se desacoplaron cuando la tasa de interacciones débiles entre neutrinos y otras formas de materia cayó por debajo de la tasa de expansión del universo, lo que produjo un fondo de neutrinos cósmicos de flujo libre de neutrinos. Una consecuencia importante del desacoplamiento de neutrinos es que la temperatura de este fondo de neutrinos es más baja que la temperatura del fondo cósmico de microondas.
WIMP: desacoplamiento no relativista
El desacoplamiento también puede haber ocurrido para el candidato de materia oscura , WIMP . Estos se conocen como "reliquias frías", lo que significa que se desacoplaron después de que se volvieron no relativistas (en comparación, los fotones y neutrinos se desacoplaron mientras aún eran relativistas y se conocen como "reliquias calientes"). Al calcular el tiempo y la temperatura hipotéticos de desacoplamiento para los WIMP no relativistas de una masa particular, es posible encontrar su densidad . [5] Comparando esto con el parámetro de densidad medido de la materia oscura fría hoy de 0.2220.0026 [6] es posible descartar WIMP de ciertas masas como candidatos razonables de materia oscura. [7]
Ver también
- Recombinación
- Cronología del universo
Referencias
- ^ Ryden, Barbara Sue (2003). Introducción a la cosmología . San Francisco: Addison-Wesley .
- ^ Kolb, Edward; Turner, Michael (1994). El universo temprano . Nueva York: Westview Press .
- ^ Hinshaw, G .; Weiland, JL; Hill, RS; Odegard, N .; Larson, D .; Bennett, CL; Dunkley, J .; Gold, B .; Greason, MR; Jarosik, N. (1 de febrero de 2009). "Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) de cinco años: procesamiento de datos, mapas del cielo y resultados básicos". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Código Bibliográfico : 2009ApJS..180..225H . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 180/2/225 . S2CID 3629998 .
- ^ Longair, MS (2008). Formación de galaxias (2ª ed.). Berlín: Springer. ISBN 9783540734772.
- ^ Bringmann, Torsten; Hofmann, Stefan (23 de abril de 2007). "Desacoplamiento térmico de WIMP desde primeros principios". Revista de cosmología y física de astropartículas . 2007 (4): 016. arXiv : hep-ph / 0612238 . Código bibliográfico : 2007JCAP ... 04..016B . doi : 10.1088 / 1475-7516 / 2007/04/016 .
- ^ Jarosik, N. (4 de diciembre de 2010). "Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de siete años (WMAP): mapas del cielo, errores sistemáticos y resultados básicos. Tabla 8". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 192 (2): 14. arXiv : 1001.4744 . Código bibliográfico : 2011ApJS..192 ... 14J . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 192/2/14 . S2CID 46171526 .
- ^ Weinheimer, C. (2011). "Resultados de materia oscura de 100 días en vivo de datos XENON100". Cartas de revisión física . 107 (13): 131302. arXiv : 1104.2549 . Código Bibliográfico : 2011PhRvL.107m1302A . doi : 10.1103 / physrevlett.107.131302 . PMID 22026838 . S2CID 9685630 .