La línea del tiempo del origen del universo conduce desde los primeros instantes hasta hoy, a la creación del universo en orden cronológico, sus etapas principales y las teorías que intentan explicarlo. Esta cronología describe los eventos que han ocurrido y ocurrirán, utilizando el parámetro del tiempo cosmológico. Las observaciones sugieren que el universo como lo conocemos empezó hace aproximadamente 13 810 millones de años.
Pero antes hay que explicar algunos conceptos como simetría, supersimetría y los quarks.
La simetría es la invariancia de un sistema o de sus leyes bajo ciertas transformaciones. Si un sistema permanece sin cambios después de aplicar una operación como una rotación, traslación o reflexión, posee simetría con respecto a esa operación. Implica que ciertas propiedades o características de un sistema no cambian a pesar de la transformación aplicada. Esto puede ser en términos de forma, estructura, leyes físicas o ecuaciones matemáticas.
Hay varios tipos de simetría en física, incluyendo simetrías espaciales traslación, rotación, reflexión, y simetrías temporales, inversión del tiempo y son fundamentales en física porque:
- Simplifican la descripción de sistemas:Si un sistema es simétrico, su descripción se puede reducir a la de un solo elemento, ya que los demás elementos son copias simétricas.
- Conducen a leyes de conservación:Las simetrías están relacionadas con leyes de conservación, como la conservación de la energía, simetría temporal, y la conservación del momento, simetría espacial.
Guían la búsqueda de nuevas teorías, son herramientas poderosas para la construcción de modelos y teorías físicas, como la teoría de gauge en la física de partículas. Se cree que son la base de la estructura y el comportamiento del universo y es una herramienta esencial para entender la naturaleza y el funcionamiento del cosmos
Por otra parte, la supersimetría es una teoría que postula la existencia de una simetría entre partículas elementales, relacionando bosones y fermiones, y sugiriendo la existencia de partículas compañeras supersimétricas. Tiene gran potencial para resolver problemas teóricos y explicar fenómenos como la materia oscura.
En física de partículas, las partículas se clasifican en dos grandes grupos: bosones y fermiones. Los bosones son partículas que transmiten fuerzas como fotones, gluones, etc., mientras que los fermiones son partículas que componen la materia como electrones, quarks, etc.
La supersimetría propone que cada partícula conocida tiene una compañera super simétrica, una partícula con propiedades diferentes.
Se ha propuesto que las partículas super simétricas podrían ser componentes de la materia oscura, una sustancia misteriosa que compone la mayor parte del universo pero que no interactúa con la luz.
Es una teoría que propone una conexión profunda entre las partículas fundamentales del universo, con el potencial de explicar fenómenos como la materia oscura y resolver problemas teóricos importantes.
Los quarks son partículas subatómicas elementales, fermiones o partículas elementales con espín semi entero, que constituyen la materia. A diferencia de los bosones, están sujetos al principio de exclusión de Pauli, lo que significa que dos fermiones idénticos no pueden ocupar el mismo estado cuántico al mismo tiempo. Los quarks Interactúan fuertemente y son componentes de la materia nuclear y otras partículas llamadas hadrones. Junto con los leptones, son los constituyentes fundamentales de la materia bariónica. Los quarks no se encuentran solos, sino que se agrupan para formar partículas compuestas como protones y neutrones.
La energía oscura es un tipo de energía que se cree que constituye la mayor parte de la composición del universo y es responsable de la expansión acelerada del mismo. Podría ser una forma de energía que ejerce una presión negativa, impulsando el espacio hacia afuera y contrarrestando la fuerza de la gravedad.
Presentamos una línea del tiempo del origen del universo en orden cronológico:
Época de Planck (0 a 10⁻⁴³ segundos): Es el instante inicial, cuando el universo era infinitamente denso y caliente. Las leyes físicas que conocemos no se aplicaban aún.
De acuerdo con teorías y que por el momento sin confirmación empírica como la supersimetría y otras teorías que incluirían las teorías de la gran unificación, se consideran cuatro fuerzas fundamentales independientes: el electromagnetismo, la interacción nuclear débil, la interacción nuclear fuerte y la gravedad, que serían manifestaciones de una única fuerza fundamental, descritas por un lagrangiano único. Así las constantes de acoplamiento de estas cuatro fuerzas fundamentales habrían tenido el mismo valor y el grupo de simetría de esta teoría incluiría los grupos parciales de simetría de las cuatro fuerzas fundamentales, razón por la que se afirma que estarían unificadas en una única fuerza fundamental.
La teoría de Einstein predice una singularidad espacio – temporal antes de este tiempo, pero bajo estas condiciones la teoría no parece explicar los efectos cuánticos. Se espera que las teorías propuestas de la gravedad cuántica, así como la teoría de cuerdas y la gravedad cuántica de bucles, conducirán a una mejor comprensión de esta época.
Una singularidad es un punto en el espacio-tiempo donde las leyes de la física, dejan de ser aplicables. Se caracterizan por tener densidad y curvatura infinitas, lo que implica que cantidades físicas como la masa, la densidad o la curvatura del espacio-tiempo tienden a infinito. La singularidad más conocida es la del Big Bang, que se considera el origen del universo, donde toda la materia y energía estaban concentradas en un punto infinitamente pequeño. También se encuentran singularidades en el interior de los agujeros negros, donde la materia colapsa gravitacionalmente hasta un punto de densidad infinita.
La época de la gran unificación: de 10–43 a 10–36 segundos
Como el universo se expande y se enfría desde la época de Planck, la gravedad se empieza a separar de las interacciones de gauge: el electromagnetismo y las interacciones nucleares débil y fuerte. La física a esta escala se puede describir por una gran teoría de unificación en el que los grupos de gauge del modelo estándar se integra en un grupo mucho mayor, que se rompe para producir las fuerzas de la Naturaleza observadas. Finalmente, la gran unificación se rompe cuando la interacción nuclear fuerte se separa de la fuerza electrodébil. Esto debería producir monopolos magnéticos.
Inflación cósmica (10⁻³⁶ a 10⁻³² segundos): El universo experimentó una expansión exponencial, creciendo desde un tamaño subatómico hasta algo mucho mayor en fracciones de segundo.
La temperatura y por tanto el tiempo, en que la inflación cósmica ocurrió no se conoce. Durante la inflación, el universo es alisado y entra en una fase de expansión rápida homogénea e isótropa en la que las bases de la formación de estructuras son sentadas en la forma de un espectro primordial de fluctuaciones de casi-invariantes en escala. Parte de la energía de los fotones se convierten en quarks virtuales e hiperiones, pero estas partículas decaen rápidamente. Un escenario sugiere que antes de la inflación cósmica, el universo era frío y vacío, y el inmenso calor y energía asociada con los primeros estados del big bang se crearían en el cambio de fase asociado con el fin de la inflación.
La época electrodébil: 10–12 s
Cuando se produce la ruptura espontánea de simetría electrodébil, se cree que todas las partículas fundamentales adquieren masa vía el mecanismo de Higgs en el que los bosones de Higgs adquieren un valor esperado en el vacío. En este momento, los neutrinos se desemparejaron y empezaron a viajar libremente a través del espacio. Este fondo cósmico de neutrinos, a pesar de ser improbable su observación en detalle, es análogo al fondo cósmico de microondas que fue emitido mucho después.
La época del hadrón: 10–6 – 10–2 s
El plasma quark-gluon del que está compuesto el universo en ese momento se enfría hasta formar hadrones, incluyendo bariones como los protones y los neutrones.
Nucleosíntesis: 1 s – 3 minutos
En este momento, el universo se ha enfriado lo suficiente como para que se empiecen a formar los núcleos atómicos. Los protones, iones de hidrógeno y neutrones se empiezan a combinar en núcleos atómicos. Al final de la nucleosíntesis, unos tres minutos después del big bang el universo se había enfriado hasta el punto que la fusión nuclear paró. En este momento, hay unas tres veces, más iones de hidrógeno, que núcleos de He y solo escasas cantidades de otros núcleos.
Nuestra comprensión cosmológica del universo muy primigenio está basada en los pocos hechos existentes relacionados con esa época, entre los que se puede citar el corrimiento al rojo, la radiación de fondo de microondas, o una serie de observaciones proporcionadas por el telescopio espacial Hubble. Pero ningún experimento actual prueba suficientemente las altas energías como para comprender este periodo.
El corrimiento al rojo es un fenómeno donde la longitud de onda de la luz emitida por un objeto se alarga, desplazándose hacia el extremo rojo del espectro electromagnético.
Este estiramiento se debe a que la fuente de luz se está alejando del observador, ya sea por el movimiento relativo entre ellos, efecto Doppler, o por la expansión del universo.
Se observa en la luz de galaxias distantes, que se están alejando de nosotros y que el universo se está expandiendo. Cuanto mayor es el corrimiento al rojo, mayor es la distancia a la galaxia y mayor es su velocidad de alejamiento.
Si una fuente de luz se mueve hacia nosotros, la luz se desplaza hacia el extremo azul del espectro, corrimiento al azul. La luz pierde energía al escapar de un campo gravitatorio intenso, lo que produce un corrimiento al rojo.
Recalentamiento
Durante el recalentamiento, la expansión que ocurrió durante la inflación cesa y la energía potencial del campo se descompone en calor, plasma relativista de partículas. Si la gran unificación es una característica de nuestro universo, la inflación cósmica tiene que ocurrir a la vez o después de que la simetría de la gran unificación se rompe, de otra manera los monopolos magnéticos se podrían observar en el universo visible. En este momento, el universo está dominado por la radiación y se forman los quarks, los electrones y los neutrinos.
Bariogénesis
La bariogénesis se refiere al conjunto de procesos que ocurrieron en las primeras etapas del universo y que resultaron en una ligera asimetría entre materia y antimateria, favoreciendo la existencia de la materia que observamos hoy en día. Es la explicación de por qué hay más materia que antimateria en el universo observable. Es la explicación teórica de por qué el universo está compuesto principalmente de materia en lugar de una mezcla igualitaria de materia y antimateria, y busca entender los procesos físicos que ocurrieron en el universo temprano para generar esta asimetría
El universo actual parece contener más bariones que antibariones. Esta asimetría solo puede explicarse aceptando algún tipo de violación de alguna simetría, una partícula y su correspondiente antipartícula no se comportarían de modo simétricamente equivalente en la evolución temporal del universo. Ya que el universo tiene simetría , la violación es posible si existe también violación T, temporal.
La bariogénesis asimétrica requiere además que el equilibrio químico sea mucho más rápido que el equilibrio térmico, para que al expandirse el universo tenga una composición homogénea. Además, las condiciones de Sakharov tienen que cumplirse poco tiempo después de la inflación. Hay indicios que indican que es posible en modelos físicos conocidos y del estudio de las teorías de la gran unificación, pero el cuadro completo no es conocido.
El universo primigenio
En este punto, el universo está relleno de plasma de quarks-gluones.
Ruptura de la supersimetría
Si la supersimetría es una propiedad de nuestro universo, entonces tiene que romperse a una energía por debajo de 1 TeV, la escala de simetría electrodébil. Las masas de las partículas y sus supercompañeras no serían iguales, lo que explicaría por qué no se han observado supercompañeros de las partículas conocidas.
Dominación de la materia: 70 000 años
En este momento, las densidades de materia no-relativista, núcleos atómicos, y radiación relativista, fotones, son iguales. La longitud de Jeans, que determina las estructuras más pequeñas que se pueden formar, debido a la competencia entre la atracción gravitacional y los efectos de la presión, empieza a caer y las perturbaciones, en vez de empezar a aniquilarse por la circulación libre de radiación, pudo empezar a crecer en amplitud.
Recombinación: 300 000 años
Los datos muestran las variaciones del fondo de radiación de microondas a través del universo desde nuestra perspectiva, aunque las variaciones actuales son más suaves que lo que sugiere el diagrama.
Los átomos de hidrógeno y helio se empiezan a formar y la densidad del universo disminuye. Durante la recombinación ocurre el desemparejamiento, causando que los fotones evolucionen independientemente de la materia. Esto significa en gran medida, que los fotones que componen el fondo cósmico de microondas son un dibujo del universo de esa época.
Épocas oscuras
En esta época, muy pocos átomos son ionizados, así que la única radiación emitida es el spin de 21 cm de la línea del hidrógeno neutro. Actualmente hay un esfuerzo observacional en proceso para detectar esta radiación tenue, como es en principio una herramienta más potente que el fondo de radiación de microondas para estudiar el universo primigenio.
Formación de estructuras
El Campo Ultra Profundo del Hubble a menudo exhibe galaxias de una era antigua que nos dice cómo era la Era Estelífera.
La formación de estructuras en el modelo del big bang avanzan jerárquicamente, las estructuras pequeñas se forman antes que las grandes. Las primeras estructuras que se formaron fueron los cuásares, que se piensa que son brillantes, las primeras galaxias activas y las estrellas de la población III. Antes de esta época, la evolución del universo podría comprenderse a través de la teoría de la perturbación lineal cosmológica: todas las estructuras se podrían comprender como pequeñas desviaciones de un universo homogéneo perfecto. Esto es computacionalmente relativamente fácil de estudiar. Lo que va a formar el universo futuro, son pequeñas irregularidades en la densidad. En este momento se empiezan a formar las estructuras no lineales y el problema computacional se hace mucho más difícil, convirtiéndose en, por ejemplo, simulaciones-N con miles de millones de partículas.
Reionización
Los primeros cuásares se formaron del colapso gravitacional. La intensa radiación que emiten, reioniza el universo circundante. Desde este punto en adelante, buena parte del universo se compone de plasma.
Formación de las estrellas, 250 millones de años
Las primeras estrellas, muchas estrellas parecidas a las de la Población III, se formaron y empezaron el proceso de unir los elementos que se formaron en el big bang, hidrógeno, helio y litio, en elementos más pesados. Las estrellas son Astros o cuerpos celestes que brillan con luz propia en el firmamento.
Formación de galaxias, 670 millones de años
Los grandes volúmenes de materia colapsan para formar una galaxia. Las estrellas de la Población II se formaron pronto en este proceso y las estrellas de la Población I se formaron después.
Formación de grupos, cúmulos y supercúmulos
La atracción gravitacional atrae a las galaxias las unas a las otras para formar grupos, cúmulos y supercúmulos.
Formación del sistema solar, 8000 millones de años
Se forman los objetos de la escala de nuestro sistema solar. Nuestro Sol es una estrella de generación tardía, incorporando los escombros de muchas generaciones de estrellas primigenias y formado hace unos 5.000 millones de años, es decir, unos 8.000 o 9.000 millones de años después del big bang.
Hoy, 13 700 millones de años después
Como la expansión del universo parece que se está acelerando, los supercúmulos son considerados como las estructuras más grandes que se habrán formado en el universo. La presente expansión acelerada impide la creación de cualquier estructura inflacionaria de entrar en el horizonte e impide la formación de nuevas estructuras gravitacionalmente unidas.
Muerte térmica, 1-100 billones de años
Este escenario, también llamado Big Freeze, es considerado como el más probable y ocurrirá si el universo continúa en expansión como hasta ahora. Sobre la escala de tiempo en el orden de un billón de años, las estrellas existentes se apagarán y la mayor parte del universo se volverá oscuro.
El universo se aproxima a un estado altamente entrópico. Sobre una escala del tiempo mucho más larga en las eras siguientes, las galaxias colapsarían en agujeros negros con la evaporación consecuente vía la radiación de Hawking. En algunas teorías de la gran unificación, la descomposición de protones convertirá el gas interestelar subyacente en positrones y electrones, que se recombinarán en protones. En este caso, el universo indefinidamente consistirá solamente en una sopa de radiación Uniforme que estará ligeramente corrida hacia el rojo con cada vez menos energía, enfriándose.
El big crunch, 100 000 millones de años
Si la densidad de energía de la energía oscura fuera negativa o el universo fuera cerrado, entonces sería posible que la expansión del universo se revirtiera y el universo se contrajera hacia un estado caliente y denso. Esto sería análogo a una inversión temporal del big bang. A menudo se propone como parte de un escenario de universo oscilante, como el modelo cíclico. Las observaciones actuales sugieren que este modelo del universo es poco probable que sea correcto y la expansión continuará.
Big rip
En castellano se traduce como gran desgarro. Este escenario es posible solo si la densidad de energía de la energía oscura realmente se incrementa sin límite a lo largo del tiempo. Tal energía oscura se llama energía fantasma y es diferente de cualquier tipo de energía conocida. En este caso, la tasa de expansión del universo se incrementará sin límite. Los sistemas vinculados gravitacionalmente, como los cúmulos de galaxias, las galaxias y en última instancia los sistemas solares se destrozarán. Finalmente, la expansión será tan rápida que superará las fuerzas que sustentan las moléculas y los átomos, incluso los núcleos atómicos se desintegrarán y el universo tal como le conocemos acabará en un inusual tipo de singularidad espacio-temporal. En otras palabras, el espacio mismo se expandirá tanto que la fuerza electromagnética que mantiene a las partículas unidas caerá a esta expansión, haciendo que la materia se desintegre.
