No sabemos cómo aparece una estrella, pero queremos saber cómo aparecen 10 mil millones de estrellas.
- Carlos Frank
Mirando las partes remotas del Universo, miramos su pasado. Cuanto más lejos estaba el objeto, más larga era su luz hacia nuestros ojos. Y cada vez que logramos mirar más lejos que antes, nos adentramos en un pasado más profundo, más cerca del Big Bang.
Lo primero que vimos es, por supuesto, la radiación relicta, el resplandor residual del Big Bang. Cuando observamos esta radiación de fondo emitida en un momento en que el Universo finalmente se enfrió a temperaturas que permitieron la formación de átomos, ¡obtenemos una imagen del Universo a la edad de 380,000 años!
Pero hay una predicción teórica sobre el Big Bang, que se originó incluso en épocas anteriores. ¡Esta es quizás la primera de todas las predicciones que se pueden verificar! El Big Bang no solo habla de cuándo se suponía que se formarían los átomos por primera vez, sino también de qué tipo de átomos se suponía que debían ser.
Como es esto Avancemos rápidamente a las primeras etapas de las que podemos hablar, y en las que todavía estamos 100% seguros de la corrección de la física.
¡Recuerda que el Universo se está expandiendo y enfriando, lo que significa que era más caliente y más denso en el pasado! Por supuesto, cuando el universo tenía menos de 380,000 años, hacía demasiado calor para los átomos neutros, pero ¿qué pasa si vamos aún más lejos?
En un momento, hacía demasiado calor y densidad incluso para los núcleos, e incluso antes, ¡demasiado enérgico para la existencia de protones y neutrones! Cuando la edad del Universo no excedía una pequeña fracción de segundo, solo teníamos un mar de quarks, gluones, leptones, antileptones y radiación supercaliente, ¡y todo esto flotaba en la sopa primaria del Universo primitivo!
En este estado, todo choca extremadamente rápido y está en equilibrio térmico. La creación y aniquilación de pares de partículas / antipartículas ocurre muy rápidamente. Sin embargo, casi todas las partículas son inestables. Con la expansión y el enfriamiento del Universo, los leptones y quarks pesados se descomponen, el exceso de materia y la antimateria se aniquilan y los quarks restantes (quarks superiores e inferiores en cantidades aproximadamente iguales) se enfrían lo suficiente como para condensarse en protones y neutrones individuales. Para cuando el universo alcanza los 10 microsegundos, hay aproximadamente un número igual de protones y neutrones.
Sin embargo, el universo también está lleno de electrones y antielectrones, mejor conocidos como positrones. Cada vez que un protón colisiona con un electrón suficientemente energético, nace un neutrón (y neutrino), y cada vez que un neutrón colisiona con un positrón suficientemente energético, nace un protón (y un antineutrino). Inicialmente, estas reacciones proceden aproximadamente a la misma velocidad, y obtenemos un universo con materia normal, el 50% formado por protones y el 50% de neutrones.
Pero debido al hecho de que los protones son más livianos que los neutrones, se vuelve más rentable
aumentar enérgicamente
la cantidad de protones y reducir la cantidad de neutrones . Para cuando el Universo tiene 3 segundos y todas las transformaciones prácticamente se han detenido, ya hay
85% de protones y 15% de neutrones en el Universo. Y en este momento, todavía hace suficiente calor y es lo suficientemente denso como para que los protones y los neutrones intenten iniciar la fusión nuclear del deuterio, ¡el primer isótopo pesado de hidrógeno!
Pero en el Universo hay más de mil millones de fotones por protón o neutrón, y la temperatura aún es demasiado alta para que el deuterio resultante no se destruya de inmediato. Así que esperamos, esperamos y esperamos hasta que el Universo se enfríe para crear deuterio y no romperlo de inmediato. Mientras tanto, el problema es que el neutrón es inestable y algunos neutrones se descomponen en protones, electrones y antineutrinos.
Finalmente, entre 3 y 4 minutos de la existencia del Universo, los fotones se enfrían lo suficiente como para no romper el deuterio más rápido de lo que los protones y los neutrones pueden crear. El universo atraviesa un cuello de botella asociado con el deuterio. En este momento, debido a las desintegraciones, en el Universo hay 88% de protones y 12% de neutrones.
Cuando el deuterio comienza a formarse en el Universo, inmediatamente le agrega protones y / o neutrones, subiendo la escalera de elementos al tritio o al helio-3, y luego al helio-4 extremadamente estable.
Casi todos los neutrones se encontraron en átomos de helio-4, lo que representa el 24% de todos los átomos en masa después de esta nucleosíntesis. Los núcleos de hidrógeno, solo protones individuales, constituían el 76% restante. También hubo una pequeña fracción (de 0.001% a 0.01%) de helio-3, tritio (decayendo a helio-3) y deuterio, y una proporción aún menor de diferentes formas de litio y berilio como resultado de la nucleosíntesis con el núcleo de helio-4.
Pero debido a una combinación de factores: la falta de núcleos estables con una masa de 5 u 8, la temperatura y densidad relativamente bajas del Universo en este momento y la fuerte repulsión eléctrica de los isótopos pesados, no se formó nada más pesado.
Y tales elementos fueron predichos por la teoría del Big Bang. Con nuestro conocimiento de CMB, podemos determinar, con una precisión increíble, cuánto específicamente debe ser hoy helio-4, helio-3, deuterio y litio-7. Esta predicción, la abundancia inicial de elementos ligeros, es una de las mejores predicciones que surgieron del modelo Big Bang.
Después de eso, el Universo simplemente se expande y se enfría, y los isótopos inestables (como el tritio) se descomponen en otros estables, hasta que estos núcleos atómicos, creados en el horno nuclear Big Bang, atrapan electrones y se convierten en átomos neutros.
Por supuesto, ver estos átomos y medir su abundancia es una tarea particularmente difícil. Por qué Echemos un vistazo a lo que puede ver si observa el Universo temprano.
Queremos ver los primeros átomos: los que existieron en los tiempos oscuros del espacio. Pero es extremadamente difícil.
Determinamos la presencia de elementos en el Universo a partir de sus transiciones atómicas. Muestran líneas de emisión si los átomos están lo suficientemente calientes y sus electrones excitados se mueven a un estado de energía más bajo, o líneas de absorción si los átomos están en estado frío con poca energía, pero hay una fuente caliente detrás de ellos, cuyos fotones se absorben en el nivel de energía correcto. átomos
¡El problema, por supuesto, es que estos átomos de la "edad oscura" están demasiado fríos para emitir líneas de emisión, y la radiación detrás de ellos es demasiado débil para causar líneas de absorción! ¡Por lo tanto, tenemos que esperar hasta que la gravedad haga su trabajo y tire de ellos lo suficiente en un solo lugar para que podamos usar algo lo suficientemente enérgico como para causarles líneas de absorción!
¡Después de un colapso gravitacional suficientemente fuerte, el Universo en algunos lugares se vuelve lo suficientemente denso como para formar estrellas por primera vez! Las regiones que se vuelven densas más rápido que otras forman estrellas primero (50-150 millones de años después del Big Bang) y otras regiones permanecen neutrales, libres de estrellas y sin tocar.
El primer problema es que cuando se crean estas primeras estrellas, la luz de ellas es bloqueada por átomos neutros, al igual que la luz de las estrellas es bloqueada por una densa nube de gas interestelar.
Por lo tanto, si queremos ver la luz de estas estrellas (o cualquier fuente de luz), necesitamos deshacernos de estos átomos neutros. Para esto, es necesario formar suficientes estrellas en el Universo para reionizar la mayoría de los átomos neutros (99% +). Afortunadamente, el Universo lo hace solo y en menos de mil millones de años.
Otro problema es que cuando ocurre el colapso gravitacional y aparecen las primeras estrellas, no solo obstruyen el Universo con los elementos pesados que crean, sino que también destruyen estos elementos ligeros magros (deuterio, litio, helio-3) que queremos medir.
Entonces podrías pensar que el
truco 22 funciona aquí. ¿Cómo podemos medir estos primeros átomos intactos, si solo podemos medirlos después de mil millones de años, cuando todo lo que ocurra contamine los átomos del universo?
Pero hay esperanza.
En el Universo, aunque es difícil encontrarlos, hay galaxias aisladas de masa ultrapequeña, como la bomba de galaxia enana (de la
bomba de la constelación), que se muestra arriba.
Teóricamente, las piezas de materia extremadamente aisladas, cuya masa es aproximadamente el 0,0001% de la masa de nuestra galaxia, la Vía Láctea, podrían sobrevivir sin formar ninguna estrella y no estar contaminadas por la masa post estelar a su lado durante más de mil millones de años. Pero para encontrar esa pieza, tuvimos que tener mucha suerte.
Bueno, tuvimos
suerte exactamente como esperábamos.
Los objetos más brillantes y más brillantes visibles en los bordes lejanos del Universo son
quásares , la mayoría de los cuales son visibles en la última etapa de reionización, cuando la materia se vuelve transparente a la luz, en el Universo. ¡El feliz accidente permitió, después de
58 años de investigación espectroscópica de los quásares , indicados por el equipo de Fumagali, Omear y Prochask, encontrar dos nubes de gas prístino y no contaminado preservado del Big Bang en el espectro de los quásares!
En la parte superior de la imagen, tomada del
trabajo de Fumagali y otros , se representa un espectro de cuásar. ¡La falla en un gráfico en zigzag es un signo de la línea de absorción! En este caso, las líneas de absorción muestran las características de una nube de gas de hidrógeno neutro con un desplazamiento al rojo de poco más de 3, es decir, aproximadamente 2 mil millones de años después del Big Bang (y aproximadamente 1 mil millones de años después de que la primera luz salió de este cuásar) ) Sin embargo, generalmente hay signos presentes de actividad vital de estrellas anteriores, como elementos "contaminantes" como carbono, oxígeno, silicio, etc. - no solo pequeño, sino muy pequeño,
menos del 0.01% de la cantidad contenida en nuestro Sol. Esto es si tenemos en cuenta que la próxima nube de "pureza" que descubrimos en el Universo ya contiene
más del 0.1% del número de elementos pesados en el Sol.
Entonces, este no es solo el conjunto de átomos menos contaminado y más intacto que encontramos, ¡también es la mejor de todas las pruebas de que la abundancia de elementos ligeros, a juzgar por la fuerza de sus líneas de absorción espectral, coincide con las predicciones de la teoría del Big Bang!
¿Cuáles son los resultados? Eche un vistazo al punto más puro e izquierdo de la tabla; ¡Estos son los datos más confiables que hemos obtenido sobre este tema!
El trabajo dice:
En la línea de visión de los cuásares, el registro medido (D / H) = −4.55 ± 0.03 se recalcula en Ωb, 0h2 (BBN) = 0.0213 ± 0.0010, que coincide completamente con la cantidad que sigue del espectro de potencia del CMB, Ωb, 0h2 (CMB) = 0.02249 ± 0.00057. Esta hermosa coincidencia entre dos experimentos independientes marca el triunfo de la teoría del Big Bang.
Y lo que es mejor: si queremos medir mejor los elementos que se encuentran en estas nubes de gas, ¡solo tenemos que estudiarlos un poco más de tiempo! Sí, podemos ser afortunados y podemos encontrar aún más de estas nubes de gas prístinas (la regla general dice que un caso es un accidente y dos ya son un posible patrón), pero incluso si no los encontramos, solo tenemos que mirarlo por más tiempo y con cuidado. estos cuásares, ¡y podemos aclarar aún mejor la cantidad de elementos en ellos!
Así es como descubrimos los primeros átomos del Universo, y cómo demostraron la exactitud de otra predicción de la teoría del Big Bang.