La Componente Material

LAS COMPONENTES DEL BIG BANG

08.09.02

Cuando hacemos la comparación entre la energía residual del Big Bang con la de la materia de las galaxias, nos encontramos con que el universo mantiene una energía bastante débil, pese a que contiene alrededor de tres mil millones de fotones por cada uno de los nucleones. Sin embargo, la materia de las galaxias representa hoy cerca de diez mil veces más energía que la radiación que denominamos como fósil. Lo anterior, implica que esa radiación corresponde pues a una ínfima fracción del total de la densidad de energía del universo. Ello, significa que el universo está dominado por la materia...Estamos en una «era material» que hemos denominado anteriormente como «era estelar».

Aquí, nos corresponde estudiar matemáticamente la componente «material» de densidad. Esta componente la vamos e expresar como r_m, y se encuentra constituida por partículas consideradas no relativistas (kT « Mc²). Ahora bien, dado que las velocidades que desarrollan son muy bajas en relación con la de la luz, la gravedad que ejerce la presión es mediatizada en comparación con la de la masa (P_m « r_mc²). En que, la densidad de energía viene dada, simplemente, por r_m = å_in_iM_ic², donde n_i es la cantidad de partículas de masa M_i por unidad de volumen. La ecuación termodinámica [14] entonces da ahora r_m µ R^-3. En consecuencia, la densidad de energía es un covolumen, proporcional a la cantidad de partículas masivas que permanece constante.

Tal como precedentemente lo hemos señalado, nos encontramos insertos cósmicamente en una «era material». Sin embargo, la relación T_r µ 1/R describe aún correctamente la temperatura T_r de la radiación fósil. Entonces tenemos:
[30]
r_m µ R^-3 µT_r³
En la siguiente figura ilustramos el comportamiento de las componentes radiactiva y material.

G.Comp.Comp

Evolución de la densidad. La densidad de energía r_r de la componente radiactiva (µ T⁴) decrece más rápido con la caída de la temperatura (1/T) que la de la componente material (r_m µ T³). En el punto de encuentro (T_eq), la era radiactiva finaliza comenzando la era material.
La componente cuántica r_q se caracteriza por aparecer con una densidad constante, independiente de la temperatura y de la expansión. El encuentro de ésta con la componente radiactiva da comienzo al periodo inflacionario.

Por otra parte, el factor de escala de la componente material R_m depende en una gran medida del modelo cosmológico. En consecuencia, en el caso k = 0, L = 0, se tiene:
[31]
R_m µ t^2/3 y T_{r m}(t) µ t^-2/3
Donde T_{r m} es la temperatura de la radiación fósil durante la era material o estelar. La componente material no es isoterma, debido a que no se le puede describir mediante un solo rango de temperatura. Ahora, el horizonte está dado por h_m(t) = 3ct.

Hoy día, la densidad de la materia (no relativista) domina al universo que cohabitamos. Ello no era así en el pasado. La densidad de energía de las radiaciones (µ T_r⁴) disminuye más rápidamente con la temperatura decreciente que la densidad de la materia (µ T_r³), como se puede apreciar el el gráfico que hemos insertado precedentemente. Se suele llamar T_eq a la temperatura a la cual estas dos densidades son idénticas, y Z_eq al factor de desplazamiento correspondiente. Los cálculos de ello, indican que se pasa de la era radiactiva a la era estelar o material.

La relación entre la temperatura T_eq y la temperatura de la radiación fósil (2,7° K) es igual a la relación actual de la densidad total con la densidad de la radiación fósil. Entonces tenemos:
[32]
T_eq / 2,7 = (1 + Z_eq = W / W (3 k)
Más precisamente:
Para H₀ = 75, se tiene: Z_eq = 2.500 si W = 0,1 y Z_eq = 25.000 si W = 1. Lo que implica que entoces dos puntos del espacio se encontraban más cercanos que ahora si 10⁴ era W = 1 "o" si 10⁵ era W = 0,1.

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