cosmología del universo gemelo astrofísica de la materia fantasma.3 : La era radiativa: el problema de la "origen" del universo.
El problema de la homogeneidad del universo primitivo. (p5) **
Fig. 4 : Evolución de la constante de Planck durante la era radiativa.**
Si trazamos la curva juntas:
Fig. 5 : La era radiativa. ** **
...Esto constituye una nueva descripción de la era radiativa. La era (t < tcr) corresponde al universo primitivo y a los fenómenos de nucleosíntesis. Como las energías se suponen constantes durante este período, todos los procesos asociados (nucleosíntesis) deberían reformularse en términos de "constantes variables".
...¿Y la desionización? Llamemos td al valor del tiempo en el que ocurre la desionización (en el modelo estándar »105 años). Supongamos que tcr £ td /10. Entonces, cuando t > 10 tcr, las constantes se comportan como constantes absolutas. Las energías individuales de las partículas ya no son constantes y la temperatura de la mezcla se vuelve inferior a 3000°. Ocurre la desionización, la materia y la radiación se desacoplan, etc.
¿Y el fondo cósmico de microondas?
...En esta nueva descripción de la era radiativa, la energía de los fotones es constante cuando t < tcr. Pero los fotones del fondo cósmico de microondas no son "fotones primordiales", sino "fotones secundarios", emitidos en el momento de la desionización. Para t > td, su energía disminuye y Tr tiende a 2,7°K.
...Para comparar el modelo estándar con éste, llamemos Rcr al valor del factor de escala del espacio cuando t = tcr y Rd su valor cuando t = td (desionización).
** ** Fig. 6 : Evoluciones comparadas: densidades de materia y radiación.
Curvas similares, para la era dominada por la materia y el universo fantasma
(rm » 1/R3 y rr » 1/R4). **Fig. **7 : Esta figura es idéntica a la figura 1 a excepción de que R » t2/3 durante la (corta) era radiativa (en lugar de t1/2).
...Después de la transición, antes de la formación de los cúmulos de materia fantasma (ver artículo [7]), la temperatura de la materia Tm » 1/R2, (mientras que Tm » 1/R2). Si suponemos una expansión isentrópica :
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