El factor más importante de la historia del universo es que éste se enfría a medida que se expande. Como ya habrás podido apreciar si liste las partes primera y segunda en estas congelaciones además de un agrupamiento de la materia, como consecuencia del descenso de la temperatura las colisiones son más débiles y con el paso del tiempo se forman Quarks, las partículas elementales, núcleos, átomos; pero además se produce una ruptura espontanea de la simetría, lo cual las fuerzas que estaban unificadas se separan.
La congelación de los quarks (10-4 seg)
Entre un microsegundo y un milisegundo después del Big Bang, las partículas elementales se formaron a partir de un mar de quarks calientes, es decir cuando el universo tenía la edad de un milisegundo la mayoría de los quarks se habían incorporado en alguna partícula elemental familiar. Pero como el proceso no fue totalmente uniforme quedaron unos cuantos quarks libres llamados quarks fósiles. En cuanto a la fuerza sequiamos observando 4 fuerzas diferentes.
La congelación electrodebíl (10-10 seg).
Esta es la era donde los quarks se movían libremente, la cual comienza con la congelación de la fuerza electromagnética y débil. Antes de 10-10 seg la energía excedía de 100 GeV, con lo cual la materia estaba sometida a tres fuerzas Electodebíl, fuerte, y gravitatoria.
La congelación GUT (10-35 Seg).
La era electrodebíl empieza a los 10-35 seg después de la creación con lo que antes de este tiempo la energía disponible en las colisiones era de 1015 GeV, y a la temperatura de 1026 Kelvin. Entonces solo había dos fuerzas: la electrodebil-fuerte y la gravitatoria; las cuales gobernaban el comportamiento de la materia.
La congelación de la fuerza fuerte puede producir defectos en el universo (lo mismo que un cristal de hielo al congelarse). Hay tres defectos que pueden producirse: Un defecto son las paredes de dominio, estructura bidimensionales extensas de universo, defectos de punto: puntos del espacio donde cambia su simetría y defectos de cuerda, una línea unidimensional que separa regiones donde la simetría es diferente. La teoría predice que estos defectos sean muy masivos, lo que se interpreta como acumulación de la materia; alrededor de 1016 GeV. A todos los efectos aparecerían como partículas ordinarias(de masa elevadisima), pero que se les supone que llevan una carga magnética aislada (monopolos magnéticos).
Además esta congelación marca el punto después del cual no se pueden producir más partículas X en las colisiones; partículas cuyo intercambio provoca la desintegración del protón.
El tiempo de Planck (10-43 seg).
Si las incertidumbres teóricas son elevadas sobre la unificación GUT, más lo son sobre el tiempo de Planck. La energía alcanza 1019 GeV, es la era donde la materia estaba sometida a una única fuerza, como consecuencia de la unificación electrodebil-fuerte y gravitatoria.
Modelo Inflacionario.
Como consecuencia de la teoría GUT nace esta nueva teoría, cuya idea básica es que después del Big Bang en el tiempo de Planck y antes de la unificación GUT, El universo entra en un estado energético llamado falso vacío. Esto hace que la expansión del universo sea mucho más rápida. DE hecho predice que la curvatura del universo crecerá exponencialmente durante este tiempo. Si la expansión del universo fuese normal cabría esperar un aumento de ocho veces su tamaño durante el tiempo en que se encuentra en este estado; en cambio según el modelo inflacionario el universo dobla su tamaño sesenta veces durante este periodo. El universo sale de este estado por el efecto túnel.
Resolviendo los
problemas del Big Bang
El problema de la antimateria
Uno de los problemas primordiales del Big Bang es donde esta la antimateria, que debería estar presente en igual concentración que la materia.
En el universo primitivo, antes de la congelación GUT no hay ningún proceso que genere un desequilibrio materia – antimateria, El universo estaba lleno de bosones X y quarks, cada vez de se desintegraba una partícula X en algún punto, por colisión, se formaba otro en otro lugar.
Pero poco después de la congelación GUT, se empezaron a desintegrar más partículas X que ha generarse y al desintegrarse, como ocurre en la actualidad en el laboratorio con algunas partículas especiales, se produce un pequeño exceso de quarks que de antiquarks. En etapas posteriores de la congelación la materia y la antimateria colisionan aniquilándose; hasta que desaparece la antimateria y nos queda el universo observable de materia.
El problema de la formación de Galaxias.
Otro problema es como fue posible que se formaran las galaxias en el universo primitivo. Ese universo es lo que se llama en física un sistema dispersivo, es decir cualquier perturbación tiende a ser amortiguada rápidamente (debido a la expansión). Para formar las galaxias se necesita una concentración de materia de 0.001% más alta de lo normal y que esta perdure en el tiempo.
Ahora nuestro conocimiento de la congelación GUT nos revelo la formación de defectos. Por ejemplo las cuerdas objetos unidimensionales largos y muy masivos, que son lo bastante resistentes para perdurar.
El problema del horizonte
Se observa que la radiación de fondo del universo es isotropa en una diezmilesima, lo cual quiere decir que el universo por encima del polo norte y del polo sur estuvieron alguna vez en comunicación y que se estableció el equilibrio químico entre los dos. El problema es que el modelo clásico del Big Bang, las dos zonas estarían lo suficientemente alejadas entre sí para que la comunicación se hubiese producido a la velocidad de la luz. La solución esta en el ya comentado periodo inflacionario, con lo cual es posible que dos regiones muy alejadas en al actualidad pudieron estar en contacto primitivamente.
El problema del universo plano.
El problema se refiere al hecho bastante insólito que la cantidad de materia del universo es cercana a la critica para detener la expansión universal a través de la acción gravitatoria mutua. No es una cuestión vital para que el modelo del Big Bang sobreviva. La masa actual del universo puede ser calculada a partir del modelo inflacionario, pero el dato debe ser tomado con cautela. Se obtuvo una cantidad de masa del orden de 0.01 y 10 veces la masa necesaria para el cierre de universo.
Este calculo se debe a la cantidad de energía que se transformo en materia; cuando el universo salió del modelo inflacionario por el efecto túnel.
El destino del universo.
El ultimo paso es preguntarnos cuál será el destino del universo como un todo. La propiedad más sorprendente, como ya vimos, es la expansión con todas las galaxias alejándose unas de otras. Es razonable preguntarse si esta expansión continuará para siempre o si se detendrá algún día. La cuestión depende de dos cosas, ya que la galaxia se aleja de nosotros a una velocidad determinada, que podemos medir. Si llegará a detener y empezaría a retroceder dependería de la fuerza gravitatoria que ejerce el resto del universo sobre ella; todo depende de la cantidad de materia existente en el universo, que es la responsable de esta fuerza. Si existe la suficiente masa en el universo en expansión podría algún día empezar a contraerse, si por el contrario no hay la suficiente, la expansión podrá frenarse un poco pero no llegará a deternerse.
En la actualidad es muy complicado conocer la cantidad de masa o densidad de materia en el universo ya que además de la materia "visible" (que emite luz) hay formaciones que contienen materia "oscura" que es muy difícil de determinar. Aunque estudios de la época de un milisegundo cuando se formaron los núcleos parece indicar que hay casi la materia, entre 0.01 y 10 veces la densidad de materia, necesaria para cerrarlo. Ante esta perspectiva vamos a ver que nos depara cada uno de los futuros.
Universo cerrado
En este caso en universo seguiría su expansión durante unos 40.000 o 50.000 millones de años, pero cada vez con mayor lentitud; después la expansión se detendrá y comenzara la gran contracción. Cuando el universo tenga el tamaño actual, el sol y la tierra estarán ya muertas, las galaxias se poblarán de enanas blancas, estrellas de neutrones ect. , la luz de fondo del universo se correrá hacia el visible y luego se volverá luminosa cuando el universo tenga una diezmilesima del tamaño actual. Después las galaxias, planetas, núcleos se disolverán en un mar caliente. Se repetirán las etapas del Big Bang en orden inverso. El modelo conduce inevitablemente a preguntarse si después de la contracción habrá un nuevo Big Bang, convirtiéndose en un universo oscilante cada unos 100.000 millones de años.
Este modelo tiene la ventaja de que no cabe por su origen; el universo estuvo hay siempre y siempre lo estará. Pero plantea problemas básicos, ya que al menos durante una parte del ciclo, se vulneran algunas leyes físicas fundamentales, como la del máximo desorden o mínima energía.
Universo Abierto o plano.
Si este es el modelo que sucederá, no existirá la contracción, será una contracción infinita cada vez más lenta. Cuando el universo tenga la edad de 1014 anos las estrellas más pequeñas y de combustión más lenta se extinguirán. A la edad de 1015 años. Las estrella con planetas se acercaran unas a otras lo suficiente para que los planetas sean arrancados. Cuando se alcance 1019 años las estrellas de los centros de las galaxias se desplomaran en un mar de radiación cada vez más tenue, quedando incrustados en algunos agujeros negros por aquí y por allá. La captura de los residuos sólidos y estrellas evaporadas continua hasta que tenga la edad de 1031 años. A esta edad los protones y neutrones se desintegraran, dando lugar a una radiación de fondo, electrones y positrones muy separados entre sí. Esta situación continua hasta 1065 años, durante la cual algunas partículas sólidas caerán en los agujeros negros. En esta escala de tiempo de 1065 años la expansión seguirá y la radiación será tan tenue que un agujero negro del tamaño de la tierra empezará a emitir radiación. Con el tiempo estos agujeros negros se consumirán y a la edad de 10105 años, habríamos llegado al final de la historia ya que no hay nada que podría romper la monotonía; en universo se vería reducido a un mar frío de radiación en expansión con algunas partículas.
