Que Ocurrio Durante El Bing Bang

¿Qué ocurrió durante el Big Bang?

Esta página está basada (aunque no es una traducción literal) en una página perteneciente al magnífico FAQ de cosmología del astrónomo Neil Wright


Era de Planck

~10-43 segundos después del Big Bang (Tiempo de Planck). En ese momento todo el universo observable hoy en día tendría en aquel entonces unos 10-33 cm (es decir, unas 100 trillones de vecesmás pequeño que un átomo), aunque ¡el Universo entero bien podría ser infinito!. La temperatura característica sería de unos 1032 grados. La física de estos instantes es altamente especulativa. La gravedad empieza a ser una fuerza relevante en las interacciones cuánticas y una descripción de lo sucedido antes de ese instantes (cualquier cosa que eso significque) necesita de una teoría cuántica de lagravedad.

~10-36 segundos después del Big Bang. Ruptura espontánea de la simetría donde las interacción nuclear fuerte y la interacción electrodébil dejan de ser una sóla interacción.

Era GUT (Gran Unificación)

~10-35 segundos después del Big Bang. Comienza un periodo de expansión exponencial conocido como periodo inflacionario. La temperatura característica es de unos 1027 grados.~10-33 segundos después del Big Bang. Termina el periodo inflacionario. La energía de vacío que impulsa la expansión acelerada del universo es materializada en partículas subatómicas. Cada región del universo del tamaño de Planck ha aumentado vertiginosamente rápido hasta alcanzar una tamaño del orden de unos 100 cm. Las fluctuaciones cuánticas aleatorias producidas durante el periodo inflacionariose amplifican por la tremenda expansión creando las irregularidades inciales que que terminarán por condersar materia y formar las semillas que darían origen a las estructuras galácticas. La tremenda energía liberada por el cambio de estado del universo convierte la energía almacenada en el inflatón (campo cuántico que impulsa la expasión exponencial) en partículas subatómicas (proceso conocidocomo recalentamiento).
~10-32 s después del Big Bang. Bariogénesis o creación de bariones. Las reacciones de protones y antiprotones están descompensadas a favor de los protones de tal manera que hay 100,000,001 protones por cada 100,000,000 antiprotones (y 100,000,000 fotones). La temperatura característica es del orden de 1026 K

Era Electrodébil

~10-11 s después del Big Bang. Tiene lugaruna transición de fase donde la interacción electrodébil se desacopla en las interacciones nuclear débil e interacción electromagnética por un proceso de ruptura espontánea de la simetría. La temperatura característica es de unos 1015 K. Podemos decir que a partir de este momento se puede describir el estado del universo utilizando física estándar relativamente bien conocida. El tamaño deluniverso observable hoy es entonces del tamaño del Sistema Solar.

End of inflation ® Final del periodo inflacionario
Formation of D & He ®Formación de deuterio y helio
CMB spectrum fixed ® Espectro del fondo cósmico de microndas queda fijado
Radiation = matter energy ® igualdad de las contribuciones energéticas de radiación y materia
CMB last scattering ® Ultima interacción del fondo cósmico demicrondas con la materia.

Era Hadrónica

~10-6 s. Empieza la aniquilación de electrones y positrones.

~10-5 s. Recombinación de los hadrones. Se forman protones y neutrones a partir del plasma original de quarks y gluones.

~10-4 s. Los neutrinos empiezan a viajar libremente.~0.0001 segundos después del Big Bang. El universo se ha enfriado hasta 1013 grados. Los antiprotones aniquilanlos protones produciendo una gran cantidad de fotones por cada protón y neutrón superviviente. Podemos decir que a partir de este momento el escenario está perfectamente descrito por física estándar.

Era Leptónica

~1 segundo después del Big Bang la temperatura desciende hasta los 1010 grados. La proporción protones/neutrones es de 6 a 1. El universo ha crecido hasta algunas decenas de...