Ninguna cámara grabó el primer segundo del universo. Aun así, podemos poner a prueba su relato: la física de partículas predice huellas que la materia caliente debió dejar en el cosmos posterior. En el modelo caliente estándar, el universo temprano era un medio denso de partículas y radiación. Al expandirse, se enfriaba, y cambiaban tanto su composición como las tasas de reacción.
Lo útil es una cadena de causas, no una lista de fechas extremadamente precisas. Un protón, un núcleo de helio y un átomo neutro son estructuras distintas; no aparecieron a la vez. Y las hipótesis más tempranas no tienen la misma solidez que la física que vincula los primeros segundos con las abundancias de elementos ligeros. Particle Data Group: qué comprueba la nucleosíntesis primordial, §24.1–24.2.
Estar caliente permite cambiar la mezcla mediante colisiones
Al calentar un gas ordinario, sus partículas se mueven con más energía. En el medio extraordinariamente caliente del universo temprano, las colisiones también podían producir pares de partículas y antipartículas si había suficiente energía. También ocurrían procesos inversos. No era una colección de átomos ya formados que simplemente se alejaban.
La temperatura determina una escala característica de energía. Al disminuir, la producción de pares pesados pierde eficacia y cambia la mezcla. Aquí, «la energía se convierte en partículas» resume procesos físicos que conservan la energía y las demás magnitudes necesarias; no significa que aparezca materia sin causa. PDG: medio térmico y contenido de radiación, §22.3.1–22.3.2.
El enfriamiento no requiere una habitación fría fuera del universo. La expansión reduce la energía de la radiación que viaja libremente; las interacciones redistribuyen energía entre partículas. Una descripción térmica debe tener en cuenta qué especies mantienen todavía un equilibrio común.
Los protones y neutrones aparecieron antes del primer segundo
A temperaturas muy altas, los quarks y gluones no estaban confinados dentro de protones y neutrones individuales. Los quarks son componentes de estas partículas; los gluones transmiten la interacción fuerte. El estado con quarks y gluones no confinados en hadrones separados se llama plasma de quarks y gluones.
Al enfriarse el medio cósmico, la interacción fuerte unió quarks en partículas compuestas, entre ellas protones y neutrones. En la historia térmica estándar, esto sucedió en una escala de microsegundos: millonésimas de segundo. Es una época aproximada, no la fecha de un cambio cósmico instantáneo. CERN: plasma de quarks y gluones y enfriamiento.
Los colisionadores estudian gotas diminutas y efímeras de ese estado de la materia. Comprueban la interacción fuerte a altas temperaturas; un colisionador no crea todo el universo temprano ni fotografía su pasado. La reconstrucción cosmológica también necesita un modelo de expansión. Ese resultado de laboratorio no proporciona por sí solo un vestigio cósmico identificado de la transición entre quarks y hadrones que establezca su cronología detallada. PDG: límites de la reconstrucción comprobada, §24.6.
El esquema ordena los procesos conforme se enfría el universo. El mismo tamaño de las tarjetas no significa la misma duración.
Tres referencias de la historia caliente
Escala de microsegundos
Quarks → partículas compuestas
El enfriamiento permite que los quarks se unan en protones y neutrones.
Prueba: microfísica de laboratorio + modelo cosmológico. No es un vestigio cósmico identificado de esta época.
Alrededor del primer segundo
Las reacciones se rezagan
Las conversiones débiles dejan de mantener el equilibrio anterior; los neutrinos se desacoplan gradualmente.
Prueba: efecto de las tasas de reacción y expansión sobre las abundancias posteriores de elementos ligeros.
Los primeros minutos
Se forman núcleos ligeros
La composición nuclear posterior conserva información de las condiciones anteriores. Todavía no existen átomos neutros.
Prueba: abundancias primordiales calculadas frente a observaciones; persiste el problema del litio.
Alrededor del primer segundo, las reacciones empezaron a rezagarse
Las colisiones y conversiones frecuentes permiten que una mezcla se adapte a la temperatura. La expansión cambia las condiciones. Cuando las interacciones relevantes se vuelven demasiado infrecuentes frente a ese ritmo de cambio, el equilibrio anterior deja de mantenerse.
Alrededor de un segundo, a una temperatura del orden de 1 MeV, aproximadamente diez mil millones de kelvin, las reacciones débiles que convierten neutrones y protones pierden la capacidad de mantener su proporción de equilibrio. Se llama congelación de las reacciones, aunque el medio sigue increíblemente caliente. Llegan menos neutrones a la formación de núcleos ligeros porque los neutrones libres pueden desintegrarse. PDG: competencia entre reacciones y expansión, §24.2.
En esta región de la historia térmica, los neutrinos dejan gradualmente de intercambiar energía de manera eficaz con el resto del plasma. Es el desacoplamiento de neutrinos, no su desaparición. Este proceso y la congelación de la proporción entre neutrones y protones implican la interacción débil, pero no son un único suceso instantáneo. PDG: neutrinos y equilibrio, §22.3.3.
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La mitad de temperatura no significa el doble de edad
Consideremos un intervalo didáctico dominado por radiación, con expansión adiabática y un conjunto efectivo fijo de especies térmicas. El factor de escala a describe el cambio de las distancias cósmicas. En esta aproximación:
a ∝ (t)^(1/2), T ∝ (a)^( − 1).
Por tanto, t ∝ (T)^( − 2). Para dos estados hipotéticos con energías térmicas k_(B)T_(1) = 10 MeV y k_(B)T_(2) = 5 MeV:
(t_(2))/(t_(1)) = (((T_(1))/(T_(2))))^(2) = 4.
t es el tiempo cósmico del modelo, T la temperatura y k_(B) la constante de Boltzmann. Los MeV miden la energía k_(B)T, no el tiempo. La proporción es adimensional; con temperaturas iguales vale uno.
No prolongues esta relación sencilla a través de todos los cambios de composición. Hacen falta correcciones cuando algunas especies abandonan el medio térmico o cambian su intercambio de energía. PDG: solución para radiación, ecuación 22.18; reloj térmico, 22.43–22.44.
Comprobamos huellas, no miramos una grabación
Durante los primeros minutos, las reacciones nucleares produjeron núcleos ligeros. Sus abundancias calculadas dependen del ritmo de expansión y de las partículas presentes anteriormente. Compararlas con las abundancias primordiales comprueba, por tanto, la física de los primeros segundos. El éxito es considerable, pero imperfecto: el litio sigue planteando un problema específico al comparar teoría y observaciones. Los átomos neutros se formaron mucho después; un núcleo todavía no es un átomo con envoltura electrónica. Para esa época posterior, véase PDG: última dispersión, §22.4.1. PDG: revisión de nucleosíntesis.
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Dónde la reconstrucción alcanza preguntas abiertas
La inflación propone un período muy temprano de expansión acelerada para explicar las condiciones iniciales de la etapa caliente. Existen distintos modelos inflacionarios. Eso no permite asignar a uno una fecha precisa y confirmada ni suponer que conocemos todo hasta el instante cero. PDG: hipótesis de inflación y su motivación, §23.1.
Otra pregunta es por qué quedó un pequeño excedente de materia después de que muchas partículas y antipartículas se aniquilaran. El predominio observado de materia necesita un mecanismo que genere asimetría; la palabra «aniquilación» no proporciona ese mecanismo. CERN: problema de la asimetría entre materia y antimateria.
Estas lagunas no invalidan las propiedades comprobadas del medio caliente. Explican por qué las distintas partes de la cronología temprana necesitan diferentes indicaciones de confianza.
Los primeros segundos cuentan una historia de enfriamiento y cambios en las posibilidades de las partículas: los quarks forman partículas compuestas, ciertas reacciones dejan de seguir el ritmo de la expansión y los procesos nucleares posteriores conservan huellas de esas condiciones. Para distinguir partícula, núcleo y átomo, puedes volver a la estructura del átomo.