¿Qué vino antes del hidrógeno y el helio?

La respuesta breve es que los átomos de hidrógeno y helio que componen nuestro universo provienen de la energía almacenada en la energía potencial de vacío muy alta del campo inflatón que llenó todo el espacio y causó el período inflacionario después del Big Bang.

La época de la unificación de Big Bang y Grand – de [matemáticas] T = 0 [/ matemáticas] a [matemáticas] 10 ^ {- 36} segundos [/ matemáticas]
Durante la expansión inmediata del universo después del Big Bang hasta el comienzo del período inflacionario, la época de la Gran Unificación habría creado todo tipo de partículas, incluidos los monopolos magnéticos .

• ¿Existe el tiempo en el vacío perfecto?
• Si el universo es un sistema cerrado, ¿dónde se detendrá su expansión?
• ¿Por qué aumenta la resistencia de un conductor con el aumento de su temperatura?
• ¿Tendría hipotermia en el espacio exterior?
• ¿Cuál es la cantidad de energía? No me refiero a sus formas o sus propiedades, sino a lo que realmente es.

Época inflacionaria de [matemáticas] T = 10 ^ {- 36} segundos [/ matemáticas] a [matemáticas] 10 ^ {- 31} segundos [/ matemáticas],
Durante la época inflacionaria, el universo habría aumentado de volumen en un factor de [matemáticas] 10 ^ {78} [/ matemáticas] o más. Esto diluiría cualquier partícula creada en la época de la gran unificación. Esto significa que es extremadamente improbable que incluso un monopolo magnético (o cualquier otra partícula) de esa época esté presente en nuestro volumen actual de Hubble (nuestro universo observable). De hecho, deshacerse de los monopolos magnéticos fue la motivación original cuando Alan Guth inventó la teoría inflacionaria. Esta inflación rápida habría sido impulsada por una densidad de energía de vacío muy alta que habría rodado lentamente por una pendiente poco profunda (inflación lenta):
(imagen de Por qué pensamos que hay un Multiverso, no solo nuestro Universo).

Al final de la inflación, el campo inflatón bajará rápidamente la parte empinada del potencial al mínimo a 0 de energía potencial (etiquetado como vacío verdadero). Antes de esta fase de rodadura rápida, la parte del universo que se convirtió en nuestro universo observable estaría vacía de todas las partículas, pero estaría llena de la energía potencial del campo de inflaton de alta densidad de energía. Durante el rollo rápido a potencial cero (llamado recalentamiento), toda esa energía potencial de inflación de vacío de alta energía se habría convertido en partículas que eventualmente se descompondrían o se convertirían en partículas en nuestro universo actual. Al final del recalentamiento, el universo se llenaría con un plasma de quark gluón de alta energía y alta temperatura y todo este plasma fue generado por la energía en la energía potencial del campo de inflaton.

Rotura de supersimetría (especulativa)
Si la supersimetría es una propiedad de nuestro universo, entonces debe romperse a una energía que no sea inferior a 1 TeV, la escala de simetría de electroválvula. Las masas de partículas y sus supercompañeros ya no serían iguales, lo que podría explicar por qué nunca se han observado supercompañeros de partículas conocidas.

A partir de este momento, la física se entiende muy bien y es mucho menos especulativa. Para esto, solo reproduciré las secciones relevantes de Wikipedia (Cronología del universo, con ligeras ediciones):

1. La fuerza débil y la fuerza electromagnética, y sus respectivos bosones (los bosones W y Z y el fotón) se manifiestan de manera diferente en el universo actual, con diferentes rangos;
2. A través del mecanismo de Higgs, todas las partículas elementales que interactúan con el campo de Higgs se vuelven masivas, habiendo estado sin masa a niveles de energía más altos.

Al final de esta época, las interacciones fundamentales de la gravitación, el electromagnetismo, la interacción fuerte y la interacción débil ahora han tomado sus formas actuales, y las partículas fundamentales tienen masa, pero la temperatura del universo aún es demasiado alta para permitir que los quarks se unan juntos para formar hadrones.

Época de hadrones: entre [matemáticas] 10 ^ {- 6} [/ matemáticas] segundos y 1 segundo después del Big Bang
El plasma de quark-gluón que compone el universo se enfría hasta que se puedan formar hadrones, incluidos bariones como los protones y los neutrones. Aproximadamente 1 segundo después del Big Bang, los neutrinos se desacoplan y comienzan a viajar libremente por el espacio. Este fondo cósmico de neutrinos, aunque es poco probable que se observe en detalle ya que las energías de los neutrinos son muy bajas, es análogo al fondo cósmico de microondas que se emitió mucho más tarde. Sin embargo, existe una fuerte evidencia indirecta de que existe el fondo cósmico de neutrinos, tanto de las predicciones de nucleosíntesis de Big Bang de la abundancia de helio como de anisotropías en el fondo cósmico de microondas.

Época de Lepton: entre 1 segundo y 10 segundos después del Big Bang
La mayoría de los hadrones y anti-hadrones se aniquilan entre sí al final de la época de los hadrones, dejando a los leptones y antileptones dominando la masa del universo. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo cae hasta el punto en que ya no se crean nuevos pares de leptones / antileptones y la mayoría de los leptones y antileptones se eliminan en las reacciones de aniquilación, dejando un pequeño residuo de leptones. 4]

Época de fotones: entre 10 segundos y 380,000 años después del Big Bang
Después de que la mayoría de los leptones y antileptones son aniquilados al final de la época de los leptones, la energía del universo está dominada por los fotones. Estos fotones todavía interactúan con frecuencia con protones cargados, electrones y (eventualmente) núcleos, y continúan haciéndolo durante los próximos 380,000 años.

Nucleosíntesis: entre 3 minutos y 20 minutos después del Big Bang
Durante la época de los fotones, la temperatura del universo cae hasta el punto donde los núcleos atómicos pueden comenzar a formarse. Los protones (iones de hidrógeno) y los neutrones comienzan a combinarse en núcleos atómicos en el proceso de fusión nuclear. Los neutrones libres se combinan con protones para formar deuterio. El deuterio se fusiona rápidamente en helio-4. La nucleosíntesis solo dura unos diecisiete minutos , ya que la temperatura y la densidad del universo han caído hasta el punto en que la fusión nuclear no puede continuar. En este momento, todos los neutrones se han incorporado a los núcleos de helio. Esto deja aproximadamente tres veces más hidrógeno que helio-4 (en masa) y solo trazas de otros núcleos.

Dominación de la materia: 70,000 años después del Big Bang
En este momento, las densidades de la materia no relativista (núcleos atómicos) y la radiación relativista (fotones) son iguales. La longitud de los pantalones vaqueros, que determina las estructuras más pequeñas que pueden formarse (debido a la competencia entre la atracción gravitacional 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 ΛCDM, en esta etapa, la materia oscura fría domina, allanando el camino para el colapso gravitacional para amplificar las pequeñas inhomogeneidades dejadas por la inflación cósmica, haciendo que las regiones densas sean más densas y las regiones enrarecidas más enrarecidas. Sin embargo, debido a que las teorías actuales sobre la naturaleza de la materia oscura no son concluyentes, todavía no hay consenso sobre su origen en épocas anteriores, como existe actualmente para la materia bariónica.

Recombinación – ca. 377,000 años después del Big Bang
Durante la recombinación, los electrones y núcleos libres (principalmente hidrógeno y helio) se recombinan y el universo, ¡ por primera vez tiene átomos! Durante la recombinación, los fotones se desacoplaron de los átomos y aquí se muestra una imagen de esos fotones:

Esta imagen de los datos WMAP de 7 años (2012) que muestra las variaciones de radiación de fondo cósmico de microondas (CMB) en todo el Universo desde nuestra perspectiva.

Aquí está la imagen de satélite Planck equivalente a una resolución más alta:

Vea la respuesta de Frank Heile a Si miramos una estrella a millones de años luz de distancia, lo que hemos hecho, la luz tarda millones de años en llegar a nosotros, por lo que estamos mirando millones de años hacia atrás en el tiempo. Usando este razonamiento, ¿qué es lo más lejos que podríamos mirar hacia atrás en el tiempo? para más información sobre el CMB.

PD: Esta es esencialmente una copia de mi respuesta a The Big Bang: ¿De dónde vinieron los primeros átomos? – Pensé en fusionar las preguntas, pero decidí duplicar mi respuesta, ya que había un énfasis ligeramente diferente.