Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Cronología del universo

La cronología del universo describe la historia y el futuro del universo según la comprensión actual de la cosmología física . En este modelo, la etapa más temprana respaldada p...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita

La cronología del universo describe la historia y el futuro del universo según la comprensión actual de la cosmología física . En este modelo, la etapa más temprana respaldada por evidencia observacional se conoce como inflación , que ocurrió hace 13.800 millones de años. Durante esta época, el espacio experimentó un período de expansión extremadamente rápida en una minúscula fracción de segundo. Una vez finalizada la inflación, la energía que la originó se convirtió en partículas y radiación , calentando el universo hasta un estado muy caliente y denso, dando inicio al Big Bang .

En una etapa temprana, la bariogénesis produjo un pequeño exceso de materia sobre antimateria . La mayoría de las partículas de materia y antimateria se aniquilaron entre sí en pares, dejando tras de sí un pequeño exceso de materia y una gran cantidad de radiación. A medida que el universo se enfriaba aún más, muchas otras partículas pesadas se aniquilaron entre sí o se desintegraron , dejando finalmente un plasma dominado por protones , neutrones , electrones , fotones y neutrinos .

Tras el primer segundo, el plasma se diluyó lo suficiente como para que los neutrinos dejaran de interactuar eficazmente con las demás partículas y, en su lugar, comenzaran a fluir libremente por el universo, generando así el fondo primordial de neutrinos . Cinco segundos después, los electrones y los positrones se aniquilaron mutuamente, transfiriendo su energía al resto del plasma.

En los primeros tres minutos, la temperatura descendió lo suficiente como para permitir la formación de núcleos estables en un proceso conocido como nucleosíntesis del Big Bang , dando lugar a hidrógeno , helio y una pequeña cantidad de litio . En la mayoría de los modelos cosmológicos, se suele asumir que la materia oscura se produjo en esta época, aunque se desconoce su mecanismo de producción. Unos 380 000 años después, los electrones fueron capturados por los nucleones, formando átomos estables . Con ello, el universo se volvió transparente a los fotones, generando la radiación cósmica de fondo de microondas .

La siguiente fase del universo implicó el colapso gravitacional gradual del gas atómico. A medida que el gas se comprimía y calentaba, finalmente se produjo la fusión nuclear , dando origen a las primeras estrellas . La atracción gravitacional durante los siguientes millones de años formó galaxias y las estructuras más grandes que vemos hoy. Tras otros nueve mil millones de años, el universo pasó de estar dominado por la materia a estar dominado por la energía oscura , lo que dio lugar a la expansión cósmica acelerada que observamos hoy.

Se han propuesto numerosas modificaciones a la cronología estándar, introduciendo nuevas fases de expansión , partículas u otros mecanismos cosmológicos. Estas modificaciones suelen centrarse en la cronología previa a la nucleosíntesis del Big Bang, dado que no existen pruebas observacionales directas para determinar con exactitud lo que ocurrió. También se han propuesto alternativas viables a la inflación que dan como resultado la estructura a gran escala observada.

Fondo

Expansión

El modelo actualmente aceptado de la historia del universo se basa en el concepto del Big Bang : el universo comenzó caliente y denso, luego se expandió y se enfrió. Diferentes partículas interactúan durante cada etapa importante de la expansión; a medida que el universo se expande, la densidad disminuye y algunas interacciones entre partículas dejan de ser importantes. El carácter del universo cambia. Además, la tasa de expansión depende de la naturaleza de las partículas existentes, lo que crea una interacción entre la cosmología y la física de partículas . [ 1 ] : 71

Tiempo

El tiempo de retrospectiva de las observaciones extragalácticas por su corrimiento al rojo cosmológico hasta z=20. [ 2 ]

En cosmología, el tiempo y el espacio están conectados: el espacio se expande a medida que el tiempo aumenta. El tiempo en cada punto del espacio (por ejemplo, una galaxia) puede definirse de forma unívoca mediante un reloj imaginario situado en ese punto. Estos relojes se mueven con el punto en el espacio a medida que el universo se expande; están sincronizados con un único punto del pasado remoto.

La luz de galaxias distantes se emite en el pasado y luego viaja a la velocidad de la luz: el conocimiento sobre una galaxia distante se limita a un punto en el tiempo llamado tiempo de retroceso . Durante el viaje desde un punto distante, el universo continúa expandiéndose, estirando la longitud de onda de la luz a lo largo del camino, un efecto llamado corrimiento al rojo cosmológico . [ 3 ] : 72 El corrimiento al rojo se puede medir comparando la luz incidente con líneas espectroscópicas conocidas y el valor resultante se puede relacionar con la distancia comóvil al emisor. [ 4 ] En consecuencia, el conocimiento experimental sobre la cronología del universo se deriva de la observación de la luz distante. [ 3 ] : 89

Descripción general

El diagrama de la NASA muestra la historia del universo desde la inflación hasta el presente. [ 5 ]

La cronología del universo se puede dividir en cinco partes: [ 6 ] : 4.1

  • La inflación, la primera era respaldada por evidencia experimental, un período de expansión exponencial que termina con la conversión de energía en partículas,
  • Sopa de quarks, las partículas iniciales se enfrían y se fusionan, se forma la materia oscura ,
  • La nucleosíntesis del Big Bang, mediante la combinación de nucleones, crea los núcleos de los primeros átomos.
  • La gravedad crea la estructura cósmica, la densidad reducida permite que la materia domine sobre la radiación para controlar la expansión, los fotones se desacoplan para formar la radiación cósmica de fondo , y la atracción gravitatoria crea estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias.
  • La aceleración cósmica y la expansión continua permiten que la energía oscura supere la fuerza gravitatoria, inhibiendo la formación de estructuras más grandes.

Estas amplias subsecciones contienen numerosos eventos y transiciones. Los modelos más antiguos dividían la cronología de forma diferente, utilizando terminología o énfasis distintos.

Resumen tabular

Las cronologías cosmológicas modernas [ 7 ] : 71 comienzan con la inflación , el período de tiempo más antiguo respaldado por evidencia observacional sólida. Cualquier período anterior se considera cosmología no estándar, objeto de una gran cantidad de investigación aún no confirmada. [ 8 ]

Inflationary cosmology

Inflation

Before c. 10−32 seconds after the Big Bang

At this point of the very early universe, the universe is thought to have expanded by at least a factor of 1026 in time on the order of 10−36 seconds. All of the mass-energy in all of the galaxies currently visible started in a sphere with a radius around 4×10−29 m, then grew to a sphere with a radius around 0.9m by the end of inflation.[13]:202 This phase of the cosmic expansion history is known as inflation[15]:3 or sometimes as the inflationary epoch.[16]

Inflation explains how today's universe has concentrations of matter, like galaxies and clusters of galaxies, rather than having matter spatially uniform through the universe.[3]:324 Tiny quantum fluctuations in the universe, amplified by inflation, are believed to be the basis of large-scale structures that formed much later.[17]:2

El mecanismo que impulsó la inflación sigue siendo desconocido, aunque se han propuesto muchos modelos. En varios de los modelos más destacados, se cree que fue desencadenada por la separación de las interacciones fuerte y electrodébil, que puso fin a la época de la gran unificación. Uno de los productos teóricos de esta transición de fase fue un campo escalar llamado campo inflatón . [ 18 ] A medida que este campo se estabilizó en su estado de energía más baja en todo el universo, generó una enorme fuerza repulsiva que condujo a una rápida expansión del universo.

La rápida expansión significó que cualquier partícula potencial (u otros artefactos "no deseados", como defectos topológicos) que quedara de la época anterior a la inflación ahora estaba distribuida de forma muy dispersa por todo el universo.

Recalentar

No se sabe con exactitud 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 cualquier partícula elemental que quedara de la época de la gran unificación se distribuyó muy tenuemente por el universo, hasta el punto de que no existe una temperatura física que pueda asociarse a ellas. [ 15 ] Sin embargo, la gran energía potencial del campo inflatón se liberó al final de la época inflacionaria, cuando el campo inflatón se desintegró en otras partículas, un proceso conocido como recalentamiento . Este efecto de calentamiento llevó a que el universo se repoblara con una mezcla densa y caliente de partículas del Modelo Estándar .

Tras el fin de la inflación, el universo continuó expandiéndose. Una región del tamaño de un melón en aquel entonces se ha convertido desde entonces en todo el universo observable . [ 15 ]

Gran explosión caliente

El modelo físico para la cronología del universo con un fuerte apoyo observacional y teórico se llama modelo del Big Bang caliente. [ 7 ] : 71 El concepto incluye un estado temprano de temperatura y densidad extremas seguido de la expansión del universo que continúa hasta el día de hoy. Una versión de alta precisión del modelo del Big Bang caliente que utiliza la física convencional, conocida como Lambda-CDM , concuerda con una amplia gama de observaciones astrofísicas. [ 19 ] El concepto no se extrapola hacia atrás al tiempo cero. [ 20 ] Dentro del modelo estándar de cosmología el estado inicial está establecido por el proceso de inflación. La línea de tiempo relativa para los primeros fenómenos no está clara. La especulación sobre los procesos que ocurren antes de la inflación involucra la física considerada fuera de la cosmología estándar .

Bariogénesis

Los bariones son partículas subatómicas, como protones y neutrones, compuestas por tres quarks . Cabría esperar que tanto los bariones como las partículas conocidas como antibariones se hubieran formado en igual número. Sin embargo, prácticamente no se observan antibariones en la naturaleza. No está claro cómo se produjo esto. Cualquier explicación para este fenómeno debe permitir que las condiciones de Sakharov relacionadas con la bariogénesis se hayan cumplido en algún momento posterior al 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-antibarión observada en el universo. [ 21 ]

transición de fase electrodébil

10 −12 segundos después del Big Bang

A medida que la temperatura del universo continuaba descendiendo por debajo159,5 ± 1,5 GeV/ kB  , se produjo la ruptura de la simetría electrodébil . [ 22 ] Hasta donde se sabe, fue el penúltimo evento de ruptura de simetría en la formación del universo, siendo el último la ruptura de la simetría quiral en el sector de los quarks. Esto tiene dos efectos relacionados:

  1. Mediante el mecanismo de Higgs , todas las partículas elementales que interactúan con el campo de Higgs se volvieron masivas, ya que carecían de masa en niveles de energía más altos.
  2. Como efecto secundario, la fuerza nuclear débil y la fuerza electromagnética, junto con sus respectivos bosones (los bosones W y Z y el fotón), comenzaron a manifestarse de manera diferente en el universo actual. Antes de la ruptura de la simetría electrodébil, estos bosones eran partículas sin masa que interactuaban a grandes distancias, pero en ese momento los bosones W y Z se convirtieron abruptamente en partículas con masa que solo interactuaban a distancias menores que el tamaño de un átomo, mientras que el fotón permaneció sin masa y continuó interactuando a larga distancia.

Tras la ruptura de la simetría electrodébil, las interacciones fundamentales conocidas —gravitación, electromagnetismo, interacciones débiles y fuertes— adquirieron sus formas actuales, y las partículas fundamentales tenían las masas esperadas. Sin embargo, la temperatura del universo seguía siendo demasiado alta para permitir la formación estable de muchas de las partículas observadas, por lo que no existían protones ni neutrones, y por consiguiente, tampoco átomos, núcleos atómicos ni moléculas. (Más precisamente, cualquier partícula compuesta que se formara por casualidad se desintegraba casi inmediatamente debido a las energías extremas).

Transición de fase de la cromodinámica cuántica

Entre 10⁻¹² segundos y 10⁻⁵ segundos después del Big Bang

Tras el fin de la inflación cósmica, el universo se llenó de un plasma caliente de quarks y gluones , remanente del recalentamiento. A partir de este punto, la física del universo primitivo se comprende mucho mejor, y las energías involucradas en la época de los quarks son directamente accesibles en experimentos de física de partículas y otros detectores. [ 15 ] : 5

La época de los quarks comenzó aproximadamente 10⁻¹² segundos después del Big Bang. Este fue el período en la evolución del universo primitivo inmediatamente posterior a la ruptura de la simetría electrodébil, cuando las interacciones fundamentales de la gravitación, el electromagnetismo, la interacción fuerte y la interacción débil habían adquirido sus formas actuales, pero la temperatura del universo aún era demasiado alta para permitir que los quarks se unieran para formar hadrones . La época de los quarks terminó cuando el universo tenía aproximadamente 10⁻⁵ segundos  de antigüedad. [ 6 ] : 23

Desacoplamiento de neutrinos y fondo cósmico de neutrinos (CνB)

Aproximadamente 1 segundo después del Big Bang

Aproximadamente un segundo después del Big Bang, los neutrinos se desacoplan y comienzan a viajar libremente por el espacio. Dado que los neutrinos raramente interactúan con la materia, estos neutrinos aún existen hoy en día, de forma análoga al fondo cósmico de microondas emitido mucho más tarde durante la recombinación, alrededor de 370 000 años después del Big Bang. Los neutrinos de este evento tienen una energía muy baja, alrededor de 10⁻¹⁰ veces la cantidad de aquellos observables con la detección directa actual. [ 23 ] Incluso los neutrinos de alta energía son notoriamente difíciles de detectar , por lo que este fondo cósmico de neutrinos (CνB) podría no observarse directamente en detalle durante muchos años, si es que llega a observarse. [ 23 ]

Sin embargo, la cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el CνB, y existe una evidencia indirecta muy sólida de su existencia, tanto a partir de las predicciones de la nucleosíntesis del Big Bang sobre 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 presenta irregularidades. Algunas de las fluctuaciones del CMB estaban aproximadamente espaciadas regularmente 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. [ 23 ]

En 2015, se informó que tales cambios se habían detectado 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 de1,95  K ), y exactamente tres tipos de neutrinos, el mismo número de sabores de neutrinos predichos por el Modelo Estándar. [ 23 ]

Los modelos cosmológicos de esta época temprana siguen siendo inciertos. El Modelo Estándar de la física de partículas solo se ha probado hasta temperaturas del orden de 10¹⁷ K (10 TeV) en colisionadores de partículas, como el Gran Colisionador de Hadrones . Además, nuevos fenómenos físicos aún no contemplados por el Modelo Estándar podrían haber sido importantes antes del desacoplamiento de los neutrinos , cuando la temperatura del universo era de aproximadamente 10¹⁰ K (1 MeV). [ 24 ]

Aniquilación electrón-positrón

Entre 1 y 10 segundos después del Big Bang

La mayoría de los hadrones y antihadrones se aniquilan entre sí, dejando leptones (como el electrón , los muones y ciertos neutrinos) y antileptones, que dominan la masa del universo. Inicialmente, los leptones y antileptones se producen en pares. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo cae 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. [ 25 ] [ 26 ] [ 27 ] Después de que la mayoría de los leptones y antileptones se aniquilan, la mayor parte de la masa-energía del universo queda en forma de fotones. [ 27 ]

Nucleosíntesis de elementos ligeros

Entre 3 minutos y 20 minutos después del Big Bang [ 28 ] [ 29 ]

Entre 3 y 20 minutos después del Big Bang, las reacciones de fusión nuclear convierten una mezcla 1:7 de neutrones y protones en una mezcla de protones, deuterio (un protón fusionado con un neutrón), ³He , ⁴He , con trazas de ⁷Li y ⁷Be . Estas reacciones finalizan cuando la temperatura cae por debajo de los 0,07 MeV necesarios para la fusión nuclear. La mezcla final depende de las tasas de reacción, la temperatura y la densidad de los componentes. Las tasas de reacción se pueden medir en laboratorios de física nuclear, mientras que la temperatura y las densidades se pueden calcular a partir de modelos de la expansión del universo. [ 30 ] : 313

Aproximadamente el 25% de los protones y todos los neutrones [ 29 ] se fusionan para formar deuterio, un isótopo del hidrógeno, y casi todo el deuterio se fusiona rápidamente para formar helio-4. [ 30 ] El helio-4 tiene una energía de enlace mucho mayor que los núcleos con 5 a 8 nucleones, por lo que solo se crean cantidades ínfimas de esos núcleos. Los núcleos más pesados ​​producidos en las estrellas no aparecen porque requieren la combinación de tres núcleos de helio-4 y la densidad del helio-4 es demasiado baja para que ocurran muchas colisiones triples antes de que la expansión enfríe el universo por debajo de la temperatura de fusión. [ 31 ] : 65 Se forman pequeñas cantidades de tritio (otro isótopo del hidrógeno) y berilio -7 y -8, pero estos son inestables y se desintegran rápidamente. [ 29 ] Una pequeña cantidad de deuterio queda sin fusionar. [ 29 ] [ 31 ] : 70

Las cantidades de cada elemento ligero en el universo temprano se pueden estimar a partir de galaxias antiguas, y es una fuerte evidencia del Big Bang. [ 30 ] : 313 Por ejemplo, el Big Bang debería producir aproximadamente 1 neutrón por cada 7 protones, lo que permite que el 25% de todos los nucleones se fusionen en helio-4 (2 protones y 2 neutrones de cada 16 nucleones), y esta es la cantidad presente hoy, y mucho más de lo que se puede explicar por la producción en las estrellas. [ 29 ] [ 30 ] : 305 De manera similar, el deuterio se fusiona extremadamente fácilmente; cualquier explicación alternativa también debe explicar cómo existieron las condiciones para que el deuterio se formara, pero también dejó parte de ese deuterio sin fusionar y no se fusionó inmediatamente de nuevo en helio. [ 29 ] 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. [ 32 ]

Igualdad materia-radiación

47.000 años después del Big Bang

Hasta ahora, la dinámica y el comportamiento a gran escala del universo han estado determinados principalmente por la radiación, es decir, aquellos constituyentes que se mueven relativísticamente (a la velocidad de la luz o cerca de ella), como los fotones y los neutrinos. A medida que el universo se enfría, desde alrededor de 47.000 años (corrimiento al rojo z  =  3600), el comportamiento a gran escala del universo pasa a estar dominado por la materia. [ 13 ] : 96 Esto ocurre porque la densidad de energía de la materia comienza a superar tanto la densidad de energía de la radiación como la densidad de energía del vacío [ 33 ] : 497 Alrededor o poco después de los 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 pueden formarse (debido a la competencia entre la atracción gravitatoria y los efectos de presión), comienza a caer 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 del universo está compuesta aproximadamente por un 84,5 % de materia oscura fría y un 15,5 % de materia ordinaria. Existe evidencia abrumadora de que la materia oscura existe y domina el universo, pero dado que aún no se comprende su naturaleza exacta, la teoría del Big Bang no abarca actualmente ninguna etapa de su formación.

A partir de este momento, y durante miles de millones de años, la presencia de materia oscura acelera la formación de estructuras en el 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 ve frenado por la presión de la radiación . Esto amplifica las pequeñas inhomogeneidades (irregularidades) en la densidad del universo que quedaron tras 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 termina por acumularse más rápido de lo que lo haría de otro modo, 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 implican que no 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 colapsa en enormes filamentos y halos difusos, y no en estrellas o planetas. La materia ordinaria, que sí puede perder energía por radiación, forma nubes de gas y, posteriormente, objetos más densos como estrellas y planetas cuando colapsa.

Recombination, photon decoupling, and the cosmic microwave background (CMB)

9-year WMAP image of the cosmic microwave background radiation (2012).[34][35] The radiation is isotropic to roughly one part in 100,000.[36]:291

About 370,000 years after the Big Bang, two connected events occurred: the ending of recombination and photon decoupling. Recombination describes the ionized particles combining to form the first neutral atoms, and decoupling refers to the photons released ("decoupled") as the newly formed atoms settle into more stable energy states.

Just before recombination, the baryonic matter in the universe was at a temperature where it formed a hot ionized plasma. Most of the photons in the universe interacted with electrons and protons, and could not travel significant distances without interacting with ionized particles. As a result, the universe was opaque or "foggy". Although there was light, it was not possible to see, nor is that light observable through telescopes.

Starting around 18,000 years, the universe has cooled to a point where free electrons can combine with helium nuclei to form He+átomos. Después de unos 50.000 años, a medida que el universo se enfría, su comportamiento comienza a estar dominado por la materia en lugar de la radiación. [ 13 ] : 95 Alrededor de los 100.000 años, después de que se forman los átomos neutros de helio, el hidruro de helio es la primera molécula . [ 37 ] Mucho más tarde, el hidrógeno y el hidruro de helio reaccionan para formar hidrógeno molecular (H 2 ), el combustible necesario para las primeras estrellas . [ 38 ] Alrededor de los 370.000 años, los átomos neutros de hidrógeno terminan de formarse ("recombinación" de iones de hidrógeno y electrones), [ 39 ] : 120 reduciendo enormemente la dispersión de Thomson de los fotones. [ 19 ] : 22.4.1 [ 40 ] [ 13 ] : 155 Ya no dispersados ​​por electrones libres, los fotones fueron " desacoplados " del plasma anterior y se propagaron libremente. La mayoría de estos fotones aún existen como el fondo cósmico de microondas (CMB). [ 19 ] : 22.4.3 Esta es la era más antigua del universo que es directamente observable hoy.

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 rápidamente energía en forma de uno o más fotones al transitar 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 neutras significa que el camino libre medio que los fotones pueden recorrer antes de ser capturados se vuelve prácticamente infinito, por lo que cualquier fotón desacoplado que no haya sido capturado puede viajar libremente a lo largo de grandes distancias (véase 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.

Los fotones liberados por estos átomos de hidrógeno recién formados tenían inicialmente una temperatura/energía de alrededor de ~ 4000  K. Esto habría sido visible a simple vista como un color blanco pálido con un tinte amarillo/naranja, o "suave". [ 41 ] A lo largo de miles de millones de años desde el desacoplamiento, a medida que el universo se ha expandido, los fotones han experimentado un desplazamiento al rojo, pasando de luz visible a ondas de radio (radiación de microondas correspondiente a una temperatura de aproximadamente 2,7  K). El desplazamiento al rojo describe cómo los fotones adquirieron 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 aún pueden detectarse como ondas de radio en la actualidad. Forman el fondo cósmico de microondas y proporcionan evidencia crucial del universo primitivo y de cómo se desarrolló.

Casi al mismo tiempo que la recombinación, las ondas de presión existentes dentro del plasma de electrones y bariones —conocidas como oscilaciones acústicas de bariones— se incorporaron a la distribución de la materia a medida que se condensaba, dando lugar a una ligera preferencia 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, incluyendo las pequeñas fluctuaciones generadas durante la inflación (véase la imagen de WMAP de 9 años ), y la dispersión de objetos como las galaxias en el universo es un indicador de la escala y el tamaño del universo a medida que se desarrollaba con el tiempo. [ 42 ]

La gravedad construye la estructura cósmica.

370 mil a aproximadamente 1 mil millones de años después del Big Bang [ 43 ]

Incluso antes de la recombinación y el desacoplamiento , la materia comenzó a acumularse alrededor de cúmulos de materia oscura. [ 6 ] : 4.1 Las nubes de hidrógeno colapsaron muy lentamente para formar estrellas y galaxias .

Telescopio Espacial Hubble : desde galaxias del Campo Ultraprofundo hasta el Campo Legacy (vídeo 00:50; 2 de mayo de 2019)

Edad Oscura

Tras 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 carecía de estructuras productoras de luz como estrellas y galaxias. Las estrellas y las galaxias se forman cuando se crean regiones densas de gas debido a la acción de la gravedad, y este proceso lleva mucho tiempo dentro de una densidad de gas casi uniforme y a la escala requerida, por lo que se estima que las estrellas no existieron durante quizás cientos de millones de años después de la recombinación.

Este período, conocido como la Edad Oscura, comenzó con el desacoplamiento de fotones unos 370.000 años después del Big Bang y termina en un largo período de tiempo llamado reionización. [ 44 ] Durante la Edad Oscura, 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 (cuando se formaron átomos de hidrógeno neutro), que todavía es detectable hoy como el fondo cósmico de microondas (CMB), y los fotones liberados ocasionalmente por átomos de hidrógeno neutro, conocidos como la línea de espín de 21  cm del hidrógeno neutro . La línea de espín del hidrógeno está en el rango de frecuencias de microondas, y en 3 millones de años, los fotones del CMB se habían desplazado al rojo desde la luz visible al infrarrojo ; desde ese momento hasta las primeras estrellas, no hubo fotones de luz visible. Aparte de quizás algunas raras anomalías estadísticas, 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. [ 45 ] Estas estrellas fueron la primera fuente de luz visible en el universo tras la recombinación. Es posible que comenzaran a surgir estructuras alrededor de los 150 millones de años, y las primeras galaxias emergieron entre los 180 y los 700 millones de años. A medida que surgían, la Edad Oscura terminaba gradualmente. Debido a que este proceso fue gradual, la Edad Oscura solo terminó por completo alrededor de los mil millones de años, cuando el universo adquirió su aspecto actual.

Representación artística de las primeras estrellas, 400 millones de años después del Big Bang.

Las observaciones más antiguas de estrellas y galaxias

En la actualidad, las observaciones más antiguas de estrellas y galaxias son de poco después del inicio de la reionización , con galaxias como GN-z11 ( Telescopio Espacial Hubble , 2016) a aproximadamente z≈11,1 (unos 400 millones de años de tiempo cósmico). [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] El sucesor del Hubble, el Telescopio Espacial James Webb , lanzado en diciembre de 2021, está diseñado para detectar objetos hasta 100 veces más débiles que el Hubble, y mucho antes en la historia del universo, hasta un corrimiento al rojo z≈20 (unos 180 millones de años de tiempo cósmico ). [ 50 ] [ 51 ] Se cree que esto es anterior a las primeras galaxias, y alrededor de la era de las primeras estrellas. [ 50 ]

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

Surgen las primeras estructuras y estrellas.

Entre 150 millones y 1.000 millones de años después del Big Bang
Los campos ultraprofundos del Hubble suelen mostrar galaxias que son ejemplos de cómo era la primera era estelar.
Otra imagen del Hubble muestra una galaxia joven formándose en las cercanías, lo que significa que esto ocurrió muy recientemente en la escala de tiempo cosmológica. Esto demuestra que la formación de nuevas galaxias en el universo aún continúa.

La materia del universo está compuesta en un 84,5 % de materia oscura fría y en un 15,5 % de materia ordinaria. Desde el inicio de la era dominada por la materia, la materia oscura se ha ido acumulando gradualmente en enormes filamentos dispersos (difusos) bajo los efectos de la gravedad. La materia ordinaria se agrupa más rápidamente de lo que lo haría de otro modo, debido a la presencia de estas concentraciones de materia oscura. También es ligeramente más densa a distancias regulares debido a las primeras oscilaciones acústicas de bariones (BAO), que se incorporaron a la distribución de la materia cuando los fotones se desacoplaron. A diferencia de la materia oscura, la materia ordinaria puede perder energía por diversas vías, lo que significa que, al colapsar, puede perder la energía que la mantendría separada, colapsando más rápidamente y en formas más densas. La materia ordinaria se acumula donde la materia oscura es más densa, y en esos lugares colapsa en nubes compuestas principalmente de gas de 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. Entre ellos se desarrollarán grandes vacíos con pocas estrellas, lo que indicará dónde la materia oscura se volvió menos común.

Los tiempos exactos de las primeras estrellas, galaxias, agujeros negros supermasivos y cuásares, así como el inicio y el final y la progresión del período conocido como reionización , siguen siendo objeto de investigación activa, y se publican nuevos hallazgos periódicamente. A partir de 2019Las galaxias más antiguas confirmadas (por ejemplo, GN-z11 ) datan de hace unos 380-400 millones de años, lo que sugiere una condensación de nubes de gas y tasas de formación estelar sorprendentemente rápidas; y las observaciones del bosque Lyman-alfa , y de otros cambios en la luz de objetos antiguos, permiten precisar el momento de la reionización y su eventual final.

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 brillantes y activas tempranas que contienen un agujero negro supermasivo rodeado por un disco de acreción de gas en espiral hacia el interior). Antes de esta época, la evolución del universo podía entenderse mediante la teoría de perturbación cosmológica lineal : es decir, todas las estructuras podían entenderse como pequeñas desviaciones de un universo homogéneo perfecto. Esto es relativamente fácil de estudiar computacionalmente. 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 de Bolshoi es una simulación de alta precisión de esta era.

Estas estrellas de Población III también son responsables de transformar 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 enormes o pequeñas, y no metálicas (sin elementos excepto hidrógeno y helio). Las estrellas más grandes tienen vidas muy cortas en comparación con la mayoría de las estrellas de la Secuencia Principal que observamos hoy, por lo que suelen consumir todo su combustible de hidrógeno y explotar como supernovas tras apenas millones de años, sembrando el universo con elementos más pesados ​​a lo largo de sucesivas generaciones. Marcan el inicio de la Era Estelar.

Hasta el momento, no se han encontrado estrellas de Población III, por lo que su comprensión se basa en modelos computacionales de su formación y evolución. Afortunadamente, las observaciones de la radiación cósmica de fondo de microondas pueden utilizarse para datar el inicio de la formación estelar. El análisis de dichas observaciones, realizado por el telescopio espacial de microondas Planck en 2016, concluyó que la primera generación de estrellas pudo haberse formado aproximadamente 300 millones de años después del Big Bang. [ 52 ]

Los cuásares proporcionan evidencia adicional de la formación temprana de estructuras. Su luz revela la presencia de elementos como carbono, magnesio , hierro y oxígeno. Esto demuestra que, para cuando se formaron los cuásares, ya se había producido una fase masiva de formación estelar, incluyendo suficientes generaciones de estrellas de Población III para dar origen a estos elementos.

Reionización

Fases de la reionización

A medida que se forman gradualmente las primeras estrellas, galaxias enanas y cuásares, la intensa radiación que emiten reioniza gran parte del universo circundante, dividiendo los átomos de hidrógeno neutros y convirtiéndolos de nuevo en un plasma de electrones y protones libres por primera vez desde la recombinación y el desacoplamiento.

La reionización se evidencia en las observaciones de cuásares. Los cuásares 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 ultravioleta, relacionados con los niveles de energía de los electrones y denominados serie de Lyman . El hidrógeno ionizado no tiene niveles de energía de electrones de este tipo. Por lo tanto, la luz que viaja a través del hidrógeno ionizado y del hidrógeno neutro muestra diferentes líneas de absorción. El hidrógeno ionizado en el medio intergaláctico (particularmente los electrones) puede dispersar la luz mediante la dispersión de Thomson, como lo hacía antes de la recombinación, pero la expansión del universo y la agrupación de gas en galaxias dieron como resultado una concentración demasiado baja para que el universo fuera completamente opaco en el momento de la reionización. Debido a la inmensa distancia que recorre la luz (miles de millones de años luz) para llegar a la Tierra desde las estructuras existentes durante la reionización, cualquier absorción por hidrógeno neutro se ve desplazada al rojo en diversas cantidades, en lugar de en una cantidad específica, lo que indica cuándo ocurrió la absorción de la luz ultravioleta. Estas características permiten estudiar el estado de ionización en muchos momentos diferentes del pasado.

La reionización comenzó como "burbujas" de hidrógeno ionizado que se hicieron más grandes con el tiempo hasta que todo el medio intergaláctico se ionizó, momento en el que las líneas de absorción del hidrógeno neutro se vuelven raras. [ 53 ] La absorción se debió al estado general del universo (el medio intergaláctico) y no al paso a través de galaxias u otras áreas densas. [ 53 ] La reionización podría haber comenzado ya en z = 16 (250 millones de años de tiempo cósmico) y se completó en su mayor parte alrededor de z = 9 o 10 (500 millones de años), con el hidrógeno neutro restante ionizándose completamente en z = 5 o 6 (1000 millones de años), cuando desaparecen los valles de Gunn-Peterson que muestran la presencia de grandes cantidades de hidrógeno neutro. El medio intergaláctico permanece predominantemente ionizado hasta el día de hoy, con la excepción de algunas nubes de hidrógeno neutro remanentes, que hacen que aparezcan bosques de Lyman-alfa en los espectros.

Estas observaciones han reducido el período de tiempo durante el cual tuvo lugar la reionización, pero la fuente de los fotones que la causaron aún no es completamente segura. Para ionizar el hidrógeno neutro, se requiere una energía mayor a 13,6 eV , que corresponde a fotones ultravioleta con una longitud de onda de 91,2 nm o menor, lo que implica que las fuentes debieron haber producido cantidades significativas de energía ultravioleta y superior. Los protones y electrones se recombinarán si no se les proporciona energía continuamente para mantenerlos separados, lo que también establece límites sobre la cantidad de fuentes que fueron y su longevidad. [ 54 ] Con estas restricciones, se espera que los cuásares y las estrellas y galaxias de primera generación fueran las principales fuentes de energía. [ 55 ] Actualmente se cree que los principales candidatos, de mayor a menor importancia, son las estrellas de Población III (las estrellas más antiguas; posiblemente el 70%), [ 56 ] [ 57 ] las galaxias enanas (galaxias pequeñas de alta energía muy tempranas; posiblemente el 30%), [ 58 ] y una contribución de los cuásares (una clase de núcleos galácticos activos ). [ 54 ] [ 59 ] [ 60 ]

Sin embargo, para entonces, la materia se había dispersado mucho más debido a la continua expansión del universo. Aunque los átomos de hidrógeno neutro se ionizaron de nuevo, el plasma era mucho más tenue y difuso, y los fotones tenían mucha menos probabilidad de dispersarse. A pesar de la reionización, el universo permaneció en gran medida transparente durante este proceso debido a la escasa densidad del medio intergaláctico. La reionización terminó gradualmente a medida que el medio intergaláctico se ionizaba casi por completo, aunque aún existen algunas regiones de hidrógeno neutro, que dan lugar a bosques de Lyman-alfa.

En agosto de 2023, se publicaron y analizaron imágenes de agujeros negros y materia relacionada en el universo primitivo, obtenidas por el telescopio espacial James Webb . [ 61 ]

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 [ 62 ]

La materia continúa aglutinándose bajo la influencia de la gravedad para formar galaxias. Las estrellas de este período, conocidas como estrellas de Población II , se forman al principio de este proceso, mientras que las estrellas de Población I, más recientes, se forman posteriormente. La atracción gravitatoria también atrae gradualmente a las galaxias entre sí para formar grupos, cúmulos y supercúmulos . Las observaciones del Campo Ultraprofundo del Hubble han identificado varias galaxias pequeñas fusionándose para formar otras más grandes, hace 800 millones de años (13 mil millones de años). [ 63 ] (Actualmente se cree que esta estimación de edad es ligeramente superior a la real). [ 64 ]

Presente y futuro

El universo tal como se presenta hoy

Desde hace mil millones de años, y durante aproximadamente 12.8 mil millones de años, el universo se ha visto muy parecido a como se ve hoy y seguirá pareciendo muy similar durante muchos miles de millones de años en el futuro. El delgado disco de la Vía Láctea comenzó a formarse cuando el universo tenía unos 5 mil millones de años o 9 ± 2 Gya . [ 65 ] El Sistema Solar se formó hace unos 9.2 mil millones de años (4.6 Gya); [ 19 ] : 22.2.3 la materia orgánica más antigua compatible con los procesos de la vida data de hace 4 mil millones de años. [ 66 ]

El adelgazamiento de la materia con el tiempo reduce su capacidad para desacelerar gravitacionalmente la expansión del universo; por el contrario, la energía oscura es un factor constante que tiende a acelerarla. La expansión del universo superó un punto de inflexión hace unos cinco o seis mil millones de años, cuando entró en la era moderna dominada por la energía oscura, donde ahora se acelera en lugar de desacelerarse. El universo actual se comprende bastante bien, pero más allá de unos 100 mil millones de años de tiempo cósmico (unos 86 mil millones de años en el futuro), los científicos no están tan seguros de qué camino tomará el universo. [ 67 ]

Era dominada por la energía oscura

Desde aproximadamente 9.800 millones de años después del Big Bang.

Desde hace aproximadamente 9.800 millones de años de tiempo cósmico, [ 13 ] : 96 se cree que el comportamiento a gran escala del universo ha cambiado gradualmente por tercera vez en su historia. Su comportamiento había estado originalmente dominado por la radiación (componentes relativistas como fotones y neutrinos) durante los primeros 47.000 años, y desde hace unos 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, ya que la gravedad frenaba la expansión inicial hacia afuera. Pero desde hace 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 de nuevo gradualmente.

Aunque se desconoce la causa precisa, la comunidad cosmológica acepta la observación como correcta. La explicación más aceptada es que se debe a una forma desconocida de energía denominada "energía oscura". [ 68 ] [ 69 ] En este contexto, "oscura" significa que no se observa directamente, pero su existencia puede deducirse al examinar su efecto gravitacional en el universo. Se están realizando investigaciones para comprender esta energía oscura. Actualmente se cree que la energía oscura es el componente más importante 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 dicho campo no disminuyen (o solo disminuyen lentamente) a medida que el universo se expande. Si bien la materia y la gravedad tienen un mayor efecto inicialmente, este disminuye rápidamente a medida que el universo continúa expandiéndose. Los objetos del universo, que inicialmente se observan separándose a medida que el universo se expande, continúan separándose, pero su movimiento hacia afuera se ralentiza gradualmente. Este efecto de ralentización se vuelve menor a medida que el universo se expande. Finalmente, el efecto repulsivo y hacia afuera de la energía oscura comienza a dominar sobre la atracción gravitatoria hacia adentro. En lugar de ralentizarse y tal vez comenzar a moverse hacia adentro bajo la influencia de la gravedad, a partir de aproximadamente 9.800 millones de años de tiempo cósmico, la expansión del espacio comienza a acelerarse lentamente hacia afuera a un ritmo que aumenta gradualmente .

Más allá de la cosmología estándar

Cosmogénesis

Los modelos cosmológicos extrapolados hasta 10⁻⁴³ segundos , combinados con modelos de física de partículas tanto dentro como fuera del Modelo Estándar, permiten especular con fundamento sobre el carácter y las propiedades del universo primitivo. [ 1 ] : 1

Singularidad

Se sabe que alcanzar una temperatura infinita, un factor de escala cero o un tiempo igual a cero está fuera del alcance de los modelos físicos actuales. Especular sobre una singularidad gravitacional inicial no tiene sentido: las condiciones están fuera del rango de la teoría. [ 3 ] : 305

Época de Planck

Tiempos dentro de los 10⁻⁴³ segundos del Big Bang

Dado que el modelo cosmológico estándar predice la expansión del universo a partir de un período muy caliente en el pasado distante, se puede seguir retrocediendo a escalas cada vez más pequeñas. Sin embargo, no se puede seguir retrocediendo al espacio cero. Por debajo de una distancia conocida como longitud de Planck , la base de las ecuaciones deja de ser válida. La energía de las partículas en este tiempo es tan grande que los efectos cuánticos reemplazan las ecuaciones clásicas de la gravedad. Por lo tanto, el tiempo de Planck, 10⁻⁴³ segundos , es el tiempo de inicio del modelo cosmológico del Big Bang. [ 3 ] : 274

Época de la gran unificación

Entre 10 −43 segundos y 10 −36 segundos después del Big Bang [ 70 ]

Tras la era de Planck, el universo podría, en principio, modelarse mediante extensiones del Modelo Estándar de la física de partículas , por ejemplo, las denominadas teorías de la gran unificación . Se han propuesto muchas de estas teorías, pero ninguna ha logrado una concordancia cuantitativa con las observaciones astrofísicas modernas. No obstante, el periodo comprendido entre 10⁻⁴³ y 10⁻³⁶ segundos se ha denominado época de la gran unificación. [ 70 ] [ 71 ]

Antes de la época de la Gran Teoría Unificada (GUT), la temperatura del universo superaba los 10¹⁵ GeV. A medida que el universo se expandía y enfriaba, pudo haber experimentado una transición de fase cosmológica , lo que podría haber dado lugar a la elevada proporción de materia respecto a antimateria observada en la actualidad. Esta transición de fase es un efecto termodinámico similar a la condensación de un gas o la congelación de un líquido. Si bien la transición en la época de la GUT es especulativa, las transiciones electrodébiles y quark-hadrón que ocurren posteriormente están respaldadas por modelos teóricos con algunas predicciones acertadas. [ 3 ] : 305

Época electrodébil

Desde cualquier momento 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 termalización , donde las interacciones mutuas conducen al equilibrio térmico . Antes de la ruptura de la simetría electrodébil , a una temperatura de alrededor deAproximadamente 10⁻¹⁵ K  , unos 10⁻¹⁵ segundos después del Big Bang, la interacción electromagnética y la interacción débil aún no se habían separado , y los bosones de gauge y los fermiones aún no habían adquirido masa mediante el mecanismo de Higgs . Esta época terminó con la ruptura de la simetría electrodébil , posiblemente a través de una transición de fase . En algunas extensiones del Modelo Estándar de la física de partículas, la bariogénesis también ocurrió en esta etapa, creando un desequilibrio entre materia y antimateria (aunque en extensiones de este modelo, esto pudo haber ocurrido antes). Se sabe poco sobre los detalles de estos procesos.

Futuro lejano y destino final

Existen varios escenarios alternativos para la evolución a largo plazo del universo. El que se produzca, si es que alguno, depende de los valores precisos de constantes físicas como la constante cosmológica, la posibilidad de la desintegración del protón , la energía del vacío (es decir, la energía del espacio "vacío" en sí mismo) y las leyes naturales que van más allá del Modelo Estándar .

Si la expansión del universo continúa y se mantiene en su forma actual, eventualmente todas las galaxias, excepto las más cercanas, serán arrastradas lejos de la Tierra por la expansión del espacio a tal velocidad que el universo observable se limitará al cúmulo de galaxias local ligado gravitacionalmente del sistema solar , el Supercúmulo de Laniakea . A muy largo plazo (después de muchos billones —miles de miles de millones— de años, tiempo cósmico), la Era Estelar 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 en sus partículas constituyentes y luego en partículas subatómicas y fotones de muy baja energía y otras partículas fundamentales , mediante una variedad de posibles procesos.

Se han propuesto los siguientes escenarios para el destino final del universo:

En este tipo de escala temporal prolongada, también pueden ocurrir fenómenos cuánticos extremadamente raros que difícilmente se observarían en una escala temporal menor a billones de años. Estos fenómenos también pueden provocar cambios impredecibles en el estado del universo que probablemente no serían significativos en ninguna escala temporal menor. Por ejemplo, en una escala temporal de millones de billones de años, los agujeros negros podrían parecer evaporarse casi instantáneamente, los fenómenos de tunelización cuántica poco comunes parecerían ser comunes, y fenómenos cuánticos (u otros) tan improbables que podrían ocurrir solo una vez cada billón de años podrían ocurrir muchas veces.

Véase también

Referencias

  1. 1 2 3 4 5 Kolb, Edward; Turner, Michael S. (2018). El universo primitivo . Boulder: Chapman and Hall/CRC. ISBN 978-0-201-62674-2.
  2. ↑ Pilipenko, Sergey V. (2013). "Calculadora cosmológica de papel y lápiz". arXiv : 1303.5961 [ astro-ph.CO ]., incluyendo el código Fortran-90 en el que se basan los gráficos y fórmulas citados.
  3. 1 2 3 4 5 6 Peacock, JA (1998-12-28). Física cosmológica (1.ª ed.). Cambridge University Press. doi : 10.1017/cbo9780511804533 . ISBN  978-0-521-41072-4.
  4. ↑ Hogg, David W. (2000-12-16). "Medidas de distancia en cosmología". arXiv : astro-ph/9905116 .
  5. ↑ "Historia Cósmica" . NASA . 22 de octubre de 2024. Consultado el 24 de septiembre de 2025 .
  6. 1 2 3 Turner, Michael S. (26 de septiembre de 2022). "El camino hacia la cosmología de precisión" . Annual Review of Nuclear and Particle Science . 72 (1): 1– 35. arXiv : 2201.04741 . Bibcode : 2022ARNPS..72....1T . doi : 10.1146/annurev-nucl-111119-041046 . ISSN 0163-8998 . 
  7. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Baumann, Daniel (30 de junio de 2022). Cosmología (1.ª ed.). Cambridge University Press. doi : 10.1017/9781108937092.005 . ISBN  978-1-108-93709-2.
  8. ↑ Allahverdi, Rouzbeh; Amin, Mustafa A.; Berlin, Asher; Bernal, Nicolas; Byrnes, Christian T.; Delos, M. Sten; Erickcek, Adrienne L.; Escudero, Miguel; Figueroa, Daniel G.; Freese, Katherine; Harada, Tomohiro; Hooper, Dan; Kaiser, David I.; Karwal, Tanvi; Kohri, Kazunori (29 de enero de 2021). "Los primeros tres segundos: una revisión de posibles historias de expansión del universo temprano" . The Open Journal of Astrophysics . 4 (1): 1. arXiv : 2006.16182 . Bibcode : 2021OJAp....4E...1A . doi : 10.21105/astro.2006.16182 .
  9. ↑ Gibbons, Gary W .; Hawking, Stephen W .; Siklos, Stephen TC, eds. (1983). El universo muy primitivo: Actas del taller Nuffield, Cambridge, del 21 de junio al 9 de julio de 1982. Cambridge, Reino Unido; Nueva York: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-25349-9LCCN 83007330 . OCLC 9488764 .​  : 171–204, "Transiciones de fase en el universo muy primitivo" por Alan H. Guth .
  10. ↑ Allahverdi, Rouzbeh; Brandenberger, Robert; Cyr-Racine, Francis-Yan; Mazumdar, Anupam (2010). "Recalentamiento en cosmología inflacionaria: teoría y aplicaciones". Annual Review of Nuclear and Particle Science . 60 : 27–51 . arXiv : 1001.2600 . Bibcode : 2010ARNPS..60...27A . doi : 10.1146/annurev.nucl.012809.104511 .
  11. ↑ "24. Nucleosíntesis del Big Bang" (PDF) . pdg.lbl.gov . Consultado el 12 de diciembre de 2025 .
  12. ↑ Gough, Evan (22 de mayo de 2025). Lock, Lisa; Zinin, Andrew (eds.). "El JWST ha descubierto la galaxia más lejana, tan solo 280 millones de años después del Big Bang" . phys.org . Consultado el 22 de agosto de 2025 .
  13. 1 2 3 4 5 6 7 Ryden, Barbara (17 de noviembre de 2016). Introducción a la cosmología (2.ª ed.). Cambridge University Press. doi : 10.1017/9781316651087 . ISBN  978-1-107-15483-4.
  14. 1 2 3 4 5 Adams, Fred C. ; Laughlin, Gregory (1 de abril de 1997). "Un universo moribundo: El destino a largo plazo y la evolución de los objetos astrofísicos". Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337– 372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A . doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 . 
  15. 1 2 3 4 Cox, Brian; Forshaw, JR (2017). Universal: una guía del cosmos (1 ed.). Boston, MA: Prensa Da Capo. ISBN  978-0-306-82270-4OCLC 973019447​​ 
  16. ↑ Masiero, A.; Senjanovic, G.; Smirnov, A. (1999). Física de altas energías y cosmología | La serie ICTP de física teórica . doi : 10.1142/4068 . ISBN 978-981-02-3834-6. Consultado el 16 de noviembre de 2025 .{{cite book}}: |website=ignorado ( ayuda )
  17. ↑ Durrer, Ruth (2008). El fondo cósmico de microondas . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84704-9.
  18. ↑ Lidsey, James E. (1997). "Reconstrucción del potencial del inflatón: una visión general" . Reviews of Modern Physics . 69 (2): 373– 410. arXiv : astro-ph/9508078 . Bibcode : 1997RvMP...69..373L . doi : 10.1103/RevModPhys.69.373 .
  19. 1 2 3 4 Navas, S.; et al. ( Particle Data Group ) (2024). "Revisión de la física de partículas". Physical Review D . 110 (3) 030001: 1– 708. doi : 10.1103/PhysRevD.110.030001 . hdl : 11384/149923 . 
  20. ↑ "¿Realmente el universo comenzó con una singularidad?" . De particular importancia . 21 de marzo de 2014 . Consultado el 5 de septiembre de 2025 .
  21. ↑ Karczewska, Danuta M.; Amoroso, Richard L.; Rowlands, Peter; Jeffers, Stanley (2010). "Bariogénesis en el universo primitivo" . AIP Conference Proceedings . 1316. AIP: 371–388 . doi : 10.1063/1.3536447 . Archivado del original el 19 de julio de 2025.
  22. ↑ D'Onofrio, Michela; Rummukainen, Kari (15 de enero de 2016). "Transición del modelo estándar en la red". Physical Review D . 93 (2) 025003. arXiv : 1508.07161 . Bibcode : 2016PhRvD..93b5003D . doi : 10.1103/PhysRevD.93.025003 . S2CID 119261776 . 
  23. 1 2 3 4 Siegel, Ethan (9 de septiembre de 2016). "Se detectan neutrinos cósmicos, lo que confirma la última gran predicción del Big Bang" (Blog) . Ciencia. Forbes . Jersey City, NJ . ISSN 0015-6914 . Archivado del original el 10 de septiembre de 2016. Recuperado el 7 de enero de 2020 . 
    • Fuente primaria: Follin, Brent; Knox, Lloyd; Millea, Marius; et al. (26 de agosto de 2015). "Primera detección del desplazamiento de fase de oscilación acústica esperado del fondo de neutrinos cósmicos". Physical Review Letters . 115 (9) 091301. arXiv : 1503.07863 . Bibcode : 2015PhRvL.115i1301F . doi : 10.1103/PhysRevLett.115.091301 . PMID 26371637. S2CID 24763212 .   
  24. ↑ Allahverdi, Rouzbeh; et al. (29 de enero de 2021). "Los primeros tres segundos: una revisión de posibles historias de expansión del universo temprano" . The Open Journal of Astrophysics . 4 (1): 1. arXiv : 2006.16182 . Bibcode : 2021OJAp....4E...1A . doi : 10.21105/astro.2006.16182 . 
  25. ↑ Kauffmann, Guinevere . «Historia térmica del universo y crecimiento temprano de las fluctuaciones de densidad» (PDF) (Conferencia). Garching: Instituto Max Planck de Astrofísica . Archivado (PDF) del original el 11 de agosto de 2019. Consultado el 7 de enero de 2020 .
  26. ↑ Chaisson, Eric J. (2013). "Los primeros minutos" . Evolución cósmica . Cambridge, MA: Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica . Archivado del original el 2 de julio de 2019. Recuperado el 7 de enero de 2020 .
  27. 1 2 "Cronología del Big Bang" . La física del universo . Archivado del original el 22 de julio de 2019. Consultado el 7 de enero de 2020 .
  28. ↑ Wright, Edward L. (26 de septiembre de 2012). "Nucleosíntesis del Big Bang" . Tutorial de cosmología de Ned Wright . Los Ángeles: División de Astronomía y Astrofísica, Universidad de California, Los Ángeles . Archivado del original el 5 de septiembre de 2019. Recuperado el 21 de septiembre de 2018 .
  29. 1 2 3 4 5 6 Karki, Ravi (mayo de 2010). "El antefondo de la nucleosíntesis del Big Bang" (PDF) . The Himalayan Physics . 1 (1): 79– 82. doi : 10.3126/hj.v1i0.5186 . Archivado del original el 21 de septiembre de 2018. Recuperado el 21 de septiembre de 2018 .
  30. 1 2 3 4 Schramm, David N.; Turner, Michael S. (1998-01-01). "La nucleosíntesis del Big Bang entra en la era de la precisión" . Reviews of Modern Physics . 70 (1): 303– 318. arXiv : astro-ph/9706069 . Bibcode : 1998RvMP...70..303S . doi : 10.1103/RevModPhys.70.303 .
  31. 1 2 Dodelson, Scott (2003). Cosmología moderna . San Diego, California: Academic Press. ISBN 978-0-12-219141-1.
  32. ↑ Elcio Abdalla; Guillermo Franco Abellán; et al. (11 de marzo de 2022). "Cosmología entrelazada: una revisión de la física de partículas, la astrofísica y la cosmología asociadas con las tensiones y anomalías cosmológicas". Journal of High Energy Astrophysics . 34 : 49. arXiv : 2203.06142v1 . Bibcode : 2022JHEAp..34...49A . doi : 10.1016/j.jheap.2022.04.002 . S2CID 247411131 .  
  33. ↑ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). Astronomía y astrofísica introductorias . Serie Saunders Golden Sunburst (4.ª ed.). Fresno, CA: Thomson Learning . ISBN  978-0-03-006228-5LCCN 97069268 . OCLC 813279385 .​  
  34. ↑ Gannon, Megan (21 de diciembre de 2012). "Se revela una nueva 'imagen de bebé' del universo" . Space.com . Nueva York: Future plc . Archivado del original el 29 de octubre de 2019. Recuperado el 10 de enero de 2020 .
  35. ↑ Bennett, Charles L.; Larson, Davin; Weiland, Janet L.; et al. (octubre de 2013). " Observaciones de nueve años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) : mapas y resultados finales". The Astrophysical Journal Supplement Series . 208 (2): Artículo 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20 . S2CID 119271232 .  
  36. ↑ Wright, Edward L. (2004). "Panorama teórico de la anisotropía del fondo cósmico de microondas". En Freedman, Wendy L. (ed.). Medición y modelado del universo . Serie de astrofísica de los Observatorios Carnegie. Vol. 2. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press . pág. 291. arXiv : astro-ph/0305591 . Bibcode : 2004mmu..symp..291W . ISBN   978-0-521-75576-4LCCN 2005277053 . OCLC 937330165 .​  
  37. ↑ Mathewson, Samantha (18 de abril de 2019). "Los astrónomos finalmente detectan la primera molécula del universo en una nebulosa distante" . Space.com . Nueva York: Future plc . Archivado del original el 17 de noviembre de 2019. Consultado el 10 de enero de 2020 .
  38. ↑ Sunyaev, RA; Chluba, J. (agosto de 2009). "Señales de la época de la recombinación cosmológica" . Astronomical Notes . 330 (7): 657– 674. arXiv : 0908.0435 . doi : 10.1002/asna.200911237 .
  39. ↑ Mukhanov, Viatcheslav (2005). Fundamentos físicos de la cosmología . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press . ISBN 978-0-511-79055-3LCCN 2006295735 . OCLC 859642394 .​  
  40. ↑ Notas: Calculadora de cosmología en Javascript de Edward L. Wright (última modificación: 23 de julio de 2018). Con una configuración predeterminadaH0{\displaystyle H_{0}} = 69,6 (basado en los parámetros WMAP 9+SPT+ACT+6dFGS+BOSS/DR11+ H 0 /Riess) , la edad calculada del universo con un corrimiento al rojo de z  =  1100 está de acuerdo con Olive y Peacock (unos 370.000 años).
  41. ↑ "Gráfico de temperatura de color" . MediaCollege.com . Te Awamutu: Wavelength Media . Consultado el 21 de septiembre de 2018 .
  42. ↑ Amos, Jonathan (13 de noviembre de 2012). "Los cuásares ilustran la montaña rusa de la energía oscura" . Ciencia y medio ambiente. BBC News . Londres: BBC . Archivado del original el 21 de diciembre de 2019. Consultado el 11 de enero de 2020 .
  43. ↑ Loeb, Abraham (noviembre de 2006). "La Edad Oscura del Universo" (PDF) . Scientific American . Vol. 295, n.º 5, págs. 46–53 . doi : 10.1038/scientificamerican1106-46 . Archivado (PDF) del original el 26 de marzo de 2019. Consultado el 11 de enero de 2020 .   
  44. ↑ Galli, Daniele; Palla, Francesco (18 de agosto de 2013). "El amanecer de la química" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 51 (1): 163– 206. arXiv : 1211.3319 . Bibcode : 2013ARA & A..51..163G . doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141029 . ISSN 0066-4146 . 
  45. ↑ Ellis, Richard . "Buscando la primera luz en el universo primitivo" . Página web de Richard Ellis . Pasadena, CA: Departamento de Astronomía, Instituto Tecnológico de California . Archivado del original el 12 de diciembre de 2001. Consultado el 21 de enero de 2007 .
  46. ↑ Shelton, Jim (3 de marzo de 2016). "Rompiendo el récord de distancia cósmica, una vez más" . Universidad de Yale . Recuperado el 4 de marzo de 2016 .
  47. ↑ "El Hubble bate el récord de distancia cósmica" . SpaceTelescope.org . 3 de marzo de 2016. heic1604 . Consultado el 3 de marzo de 2016 .
  48. ↑ Oesch, PA; Brammer, G.; van Dokkum, P.; et al. (marzo de 2016). "Una galaxia notablemente luminosa a z = 11,1 medida con espectroscopia de grisma del telescopio espacial Hubble " . The Astrophysical Journal . 819 (2). 129. arXiv : 1603.00461 . Bibcode : 2016ApJ...819..129O . doi : 10.3847/0004-637X/819/2/129 . S2CID 119262750 .  
  49. ↑ Atkinson, Nancy. "El Hubble ha mirado hacia atrás en el tiempo hasta donde ha podido y aún no ha podido encontrar las primeras estrellas" . Universe Today – vía ScienceAlert.
  50. 1 2 "Un cielo más profundo | por Brian Koberlein" . briankoberlein.com .
  51. ↑ "Preguntas frecuentes para científicos sobre el Telescopio Webb/NASA" . jwst.nasa.gov . 12 de agosto de 2024.
  52. ↑ "Las primeras estrellas se formaron incluso más tarde de lo que pensábamos" . ESA Ciencia y Tecnología . París: Agencia Espacial Europea . 31 de agosto de 2016. Archivado del original el 29 de enero de 2020. Consultado el 12 de enero de 2020 .{{cite web}}: CS1 maint: bot: estado de la URL original desconocido ( enlace )
  53. ^ Dijkstra , Mark (22 de octubre de 2014). "Lyα emitiendo galaxias como sonda de reionización". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . 31e040 . arXiv : 1406.7292 . Código Bib : 2014PASA...31...40D . doi : 10.1017/pasa.2014.33 . S2CID 119237814 . 
  54. 1 2 Madau, Piero; Haardt, Francisco; Rees, Martin J. (1 de abril de 1999). "Transferencia radiativa en un universo grumoso. III. La naturaleza de la fuente ionizante cosmológica". La revista astrofísica . 514 (2): 648– 659. arXiv : astro-ph/9809058 . Código Bib : 1999ApJ...514..648M . doi : 10.1086/306975 . S2CID 17932350 . 
  55. ↑ Barkana, Rennan; Loeb, Abraham (julio de 2001). "En el principio: las primeras fuentes de luz y la reionización del universo". Physics Reports . 349 (2): 125– 238. arXiv : astro-ph/0010468 . Bibcode : 2001PhR...349..125B . doi : 10.1016/S0370-1573(01)00019-9 . S2CID 119094218 . 
  56. ↑ Gnedin, Nickolay Y.; Ostriker, Jeremiah P. (10 de septiembre de 1997). "Reionización del universo y la producción temprana de metales". The Astrophysical Journal . 486 (2): 581– 598. arXiv : astro-ph/9612127 . Bibcode : 1997ApJ...486..581G . doi : 10.1086/304548 . S2CID 5758398 . 
  57. ↑ Lu, Limin; Sargent, Wallace LW ; Barlow, Thomas A.; et al. (13 de febrero de 1998). "El contenido metálico de las nubes Lyman-alfa de muy baja densidad de columna: implicaciones para el origen de los elementos pesados ​​en el medio intergaláctico". arXiv : astro-ph/9802189 . 
  58. ↑ Bouwens, Rychard J. ; Illingworth, Garth D.; Oesch, Pascal A.; et al. (10 de junio de 2012). "Las galaxias de baja luminosidad podrían reionizar el universo: pendientes muy pronunciadas en el extremo débil de las funciones de luminosidad UV en z ≥ 5–8 a partir de las observaciones HUDF09 WFC3/IR". The Astrophysical Journal Letters . 752 (1): Artículo L5. arXiv : 1105.2038 . Bibcode : 2012ApJ...752L...5B . doi : 10.1088/2041-8205/752/1/L5 . S2CID 118856513 .  
  59. ↑ Shapiro, Paul R. ; Giroux, Mark L. (15 de octubre de 1987). "Regiones H II cosmológicas y la fotoionización del medio intergaláctico" . The Astrophysical Journal . 321 : L107– L112. Bibcode : 1987ApJ...321L.107S . doi : 10.1086/185015 .
  60. ↑ Xiaohu, Fan ; Narayanan, Vijay K.; Lupton, Robert H.; et al. (diciembre de 2001). "Un estudio de cuásares con z > 5,8 en el Sloan Digital Sky Survey. I. Descubrimiento de tres nuevos cuásares y la densidad espacial de cuásares luminosos a z ~ 6". The Astrophysical Journal . 122 (6): 2833– 2849. arXiv : astro-ph/0108063 . Bibcode : 2001AJ....122.2833F . doi : 10.1086/324111 . S2CID 119339804 .  
  61. ↑ Wood, Charlie (14 de agosto de 2023). "El JWST detecta agujeros negros gigantes por todo el universo primitivo: se suponía que los agujeros negros gigantes serían actores secundarios en la historia cósmica temprana. Pero las recientes observaciones del Telescopio Espacial James Webb están encontrando una inesperada abundancia de estas bestias" . Quanta Magazine . Consultado el 5 de noviembre de 2023 .{{cite news}}: CS1 mantenimiento: estado de la URL ( enlace )
  62. ↑ «Iluminación que ilumina: ¿qué ilumina el universo?» (Comunicado de prensa). Londres: University College London . Relaciones con los medios de la UCL. 27 de agosto de 2014. Archivado del original el 5 de octubre de 2016. Consultado el 14 de enero de 2020 .
  63. ↑ Nemiroff, Robert J.; Bonnell, Jerry, eds. (9 de marzo de 2004). "El campo ultraprofundo del Hubble" . Imagen astronómica del día . Washington, DC; Houghton, MI: NASA ; Universidad Tecnológica de Michigan . Archivado del original el 7 de octubre de 2019. Recuperado el 22 de septiembre de 2018 .
  64. ↑ Landau, Elizabeth (25 de octubre de 2013) [Publicado originalmente el 23 de octubre de 2013]. "Científicos confirman la galaxia más distante jamás descubierta" . CNN . Nueva York: Warner Media, LLC . Archivado del original el 24 de octubre de 2013. Consultado el 21 de septiembre de 2018 .
  65. ↑ Soderblom, David R. (1 de agosto de 2010). "Las edades de las estrellas" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 (1): 581– 629. arXiv : 1003.6074 . Bibcode : 2010ARA & A..48..581S . doi : 10.1146/annurev-astro-081309-130806 . ISSN 0066-4146 . 
  66. ↑ Javaux, Emmanuelle J. (22 de agosto de 2019). "Desafíos para evidenciar los primeros rastros de vida" . Nature . 572 (7770): 451–460 . Bibcode : 2019Natur.572..451J . doi : 10.1038/s41586-019-1436-4 . ISSN 0028-0836 . PMID 31435057 .  
  67. ↑ Bruce, Dorminey (1 de febrero de 2021). "Del principio al fin del universo: el misterio de la energía oscura" . Astronomy.com . Consultado el 27 de marzo de 2021 .
  68. ↑ Overbye, Dennis (20 de febrero de 2017). «Controversia del cosmos: el universo se está expandiendo, ¿pero a qué velocidad?» . Out There. The New York Times . ISSN 0362-4331 . Archivado del original el 12 de noviembre de 2019. Consultado el 21 de febrero de 2017 . "Una versión de este artículo apareció impresa el 21 de febrero de 2017, Sección D, Página 1 de la edición de Nueva York con el titular: Un universo desbocado."
  69. ↑ Peebles, PJE ; Ratra, Bharat (22 de abril de 2003). "La constante cosmológica y la energía oscura". Reviews of Modern Physics . 75 (2): 559– 606. arXiv : astro-ph/0207347 . Bibcode : 2003RvMP...75..559P . doi : 10.1103/RevModPhys.75.559 . S2CID 118961123 . 
  70. 1 2 Silk, Joseph (3 de enero de 2005). En las orillas de lo desconocido: Una breve historia del universo . Cambridge University Press. pág. 87. ISBN  978-0-521-83627-2.
  71. ↑ Baggott, Jim (2018-06-07). Orígenes: La historia científica de la creación . Oxford University Press. pág. 30. ISBN  978-0-19-256196-1.
  72. ↑ Siegel, Ethan. "No, los agujeros negros nunca consumirán el universo" . Forbes .
  73. ↑ Thomson, William (julio de 1852). «Sobre la teoría dinámica del calor, con resultados numéricos deducidos del equivalente de una unidad térmica del Sr. Joule y las observaciones del Sr. Regnault sobre el vapor» . The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science . IV (Cuarta serie). §§ 1–14 . Consultado el 16 de enero de 2020 .
  74. ↑ Turner, Michael S. ; Wilczek, Frank (12 de agosto de 1982). "¿Es metaestable nuestro vacío?" (PDF) . Nature . 298 (5875): 633– 634. Bibcode : 1982Natur.298..633T . doi : 10.1038/298633a0 . S2CID 4274444 . Archivado (PDF) del original el 13 de diciembre de 2019 . Recuperado el 31 de octubre de 2015 .