LAS COMPONENTES DEL BIG BANG

08.09.03

Es de mucho interés para la cosmología focalizada al estudio del Big Bang, asumir el análisis de una tercera componente de la materia cósmica. Pero, antes de continuar, vamos a hacer algunas precisiones. Primero, que el término de Big Bang, por el cual se le conoce a la teoría que concita la mayor aceptación de parte de los físicos de ser la causante de la existencia del universo, no resulta muy adecuado. En realidad, de ser cierta la teoría, entonces el universo empezó con un pequeño bang. Incluso la cantidad de energía involucrada en la expansión era bastante insignificante. Convertida en materia actual no supondría más que un kilogramo. Segundo, el universo no contenía materia como la que conocemos hoy ni existían las fuerzas actuales, como la gravedad. La materia, la radiación y las fuerzas se encontraban mezcladas en una completa promiscuidad. En los primeros instantes de la vida del universo, la densidad está dominada por energías cuánticas –llamadas igualmente «energías del vacío»– asociadas a diferentes transiciones. Ellas son comparables a las variaciones de temperatura de los cambios de fase de las sustancias químicas. Se trata de energías, que no aparecen en el modelo estándar de un gas homogéneo, sino que provienen de la descripción de la materia en término de campos cuánticos Aquí, estamos hablando de una componente que se caracteriza por poseer curiosas propiedades. Una de ellas es que su presión es negativa y de igual valor absoluto a la densidad. La ecuación de estado es: (Pq = -pq). La ecuación termodinámica [14] da, para este componente: (dp/dt = 0). La densidad es constante: no varía con la temperatura T (ver ilustración). Por ello, el curioso resultado: esta componente no es afectada directamente por la expansión, aunque, indirectamente, sí lo está, como veremos más adelante. El tensor energía-momento de esta componente se expresa pq (+1, -1, -1,-1) o pqgmn. Esta forma no permite, a través de la ecuación [12], integrar esta componente en la ecuación dinámica [13]. Se plantea, simplemente, L = pq. Aquí vemos que la constante cosmológica cumple un nuevo rol, totalmente imprevisible cuando Einstein la inventó...

Usando la ecuación [13], el factor de escala de la componente cuántica, en cuanto al termino de curvatura es, más que mediatizado: [33] R = R0 exp (t/t0); donde t0 = (8pGpq/3)-1/2 La expansión se incrementa exponencialmente; de ahí el término muy propio de la ciencia económica como «inflación» con el cual es asociado este período. El horizonte que se obtiene con la ecuación [16], aumenta también de forma exponencial: [34] h(t) = ct0 exp (t/t0), si t » t0 Ahora, la relación entre el horizonte y el factor de escala es constante: h(t)/R(t) = ct0/R0. Corresponde al contrario de los casos de las componentes radiactiva y material, ya que el horizonte no progresa sobre la métrica. Se trata de un hecho muy importante cuando se trata de estudiar la «inflación» en cosmología.

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