Relación barión/fotón

La relación de bariones a fotones o la abundancia de bariones se define como:

$n \equiv \frac{N_b}{N_\gamma} \simeq 2.75 \times 10^{-8} \; \Omega{_b}h^2$

dónde$N_b$es la densidad numérica de los bariones, y$N_\gamma = 4.11 \times 10^8 \; m^{-3}$es la densidad numérica de los fotones. Por lo tanto, la abundancia primordial de materia bariónica en el escenario estándar de nucleosíntesis del Big Bang (BBN) es proporcional a$\Omega{_b}h^2$.

Su valor se obtiene en medidas directas de las abundancias de los elementos ligeros$^4$Él,$^3$Él,$^2$H o D,$^7$Li , e indirectamente de las observaciones de CMBR y de los cúmulos de galaxias. Fuente: https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept02/Roos/Roos4.html .

La restricción más fuerte sobre la densidad bariónica proviene de la abundancia de deuterio primordial. El deuterio se observa como un Lyman-$\alpha$característica en los espectros de absorción de los cuásares de alto corrimiento al rojo. Los resultados de Planck 2018 dan:$\Omega{_b}h^2 = 0.0224 \pm 0.0001 \, (1 \sigma \;$CL$)$pero la ecuación 7 de: " Restricciones BBN mejoradas sobre la variación de la constante gravitacional " ( 23 de octubre de 2019 ), de James Alvey, Nashwan Sabti, Miguel Escudero y Malcolm Fairbairn ofrece en la página 3:

"También estamos interesados ​​en incluir una determinación conservadora de la densidad bariónica para levantar la degeneración entre$\Omega{_b}h^2$y$G$. El uso directo de los valores posteriores de la línea de base del análisis ΛCDM Planck 2018 no será satisfactorio, porque$G$se mantiene constante allí . En su lugar, utilizamos los resultados de Y. Bai, J. Salvado y BA Stefanek, "Cosmological Constraints on the Gravitational Interactions of Matter and Dark Matter, JCAP 1510 (2015) 029 [1505.04789] , quienes llevan a cabo un análisis de probabilidad de Planck que incluye variaciones en$G_{CMB}$. En la Tabla I de [Bai et. al.] encuentran que la densidad bariónica media coincide exactamente con la del análisis base Planck 2018 TTTEEE+lowE dentro de ΛCDM, aunque con barras de error dos veces más grandes:

$$\Omega _{b}h^2 | ^{Obs} = 0.02236, \qquad \sigma(\Omega _{b}h^2) = 0.00030.$$

_{HIGO. 2. Gráfica de contorno que muestra los intervalos de confianza de 1σ y 2σ en el ($\Omega _{b}h^2$,$G_{\text{BBN}} / G_0$) plano (superior) y marginado$∆_{χ^2}$como una función de$G_{\text{BBN}} / G_0$(más bajo). Las líneas punteadas corresponden a las restricciones BBN y las líneas discontinuas a BBN+$\Omega _{b}h^2$límites.}

Quedan algunas incertidumbres sistemáticas en los cálculos derivados de las secciones transversales de reacción.

"Aunque se supone que el universo primitivo está dominado por la radiación, ¿cómo sabemos esto? ¿Es porque necesitamos esta radiación para explicar su evolución, es decir, las abundancias observadas? Hasta donde yo sé, esta radiación no puede ser observado como el universo en ese momento era opaco".

Antes de las edades oscuras del universo, el cosmos estaba tan caliente que todos los átomos que existían se dividieron en núcleos cargados positivamente y electrones cargados negativamente. Estos iones cargados eléctricamente impidieron que toda la luz viajara libremente.

Aproximadamente 400.000 años después del Big Bang, el universo se enfrió lo suficiente como para que estos iones se recombinaran en átomos, lo que permitió que finalmente brillara la primera luz en el cosmos, la del Big Bang. Sin embargo, lo que vino después fueron las edades oscuras del universo: no había otra luz, ya que las estrellas aún no habían nacido.

Los modelos actuales del universo sugieren que las primeras galaxias comenzaron a formarse unos 100 millones de años después del Big Bang, lo que marcó el comienzo del fin de la edad oscura. Este proceso de formación de estrellas y galaxias continuó gradualmente hasta que prácticamente todo el hidrógeno y el helio que componen la mayor parte del universo fueron ionizados una vez más, esta vez por la luz de las estrellas, unos 500 millones de años después del Big Bang.

Incluso el hidrógeno frío emite luz en forma de ondas de radio con una longitud de onda específica de 21 centímetros . Fuente: https://www.space.com/13368-universe-dark-ages-survival-cosmos-evolution.html .

Un artículo fácil de leer sobre Galaxy Cosmos Redshift 7 es " Los astrónomos detectan estrellas de primera generación, hechas a partir del big bang " de la revista Science, de Daniel Clery (17 de junio de 2015).

Se estima y mide la relación de bariones a fotones. No de primeros principios. La densidad de fotones se calcula de varias formas, pero una de ellas es a partir de la temperatura CMB de 2,73 K. La relación de bariones a fotones se estima de una manera más compleja y está relacionada con la relación entre la densidad de bariones y la densidad crítica (para un universo plano) y la constante de Hubble. También se mide / estima de forma independiente solo parcialmente a partir de la observación de los números y tamaños promedio de galaxias y estrellas, y la densidad de la materia interestelar, y algunos otros bariones si la materia.

La densidad numérica de los fotones está muy bien estimada, en unos 413 fotones por$cm^3$. La densidad bariónica es mejor a partir de la coincidencia de CMB, pero la densidad de materia confirmada observada proviene principalmente de la masa interestelar, y luego de las estrellas y galaxias, y representa quizás 3/4 de ella.

Ver http://www.astronomy.ohio-state.edu/~dhw/A5682/notes7.pdf

La relación estimada de fotones a bariones$\eta$es del orden de 1 billón.

El He y otros bariones producidos en la nucleosíntesis del Big Bang (BBN) también se tratan en esa referencia y en otras. la abundancia de$^4H_e$no es muy sensible a$\eta$pero los otros elementos ligeros hasta$L_i$son. Los artículos describen otras estimaciones de la densidad bariónica del CMB.

La prevalencia primordial de los bariones sobre sus antipartículas sigue siendo un área de investigación. Se sabe que la fuerza débil tiene una asimetría CP que podría contribuir a un mayor número de partículas sobre antipartículas. Para igualar la igualdad esperada, aproximadamente, de bariones y fotones, tendría que tener en cuenta la preferencia de aproximadamente mil millones a 1 por las partículas sobre las antipartículas. No parece fácil atribuir alguna asimetría de CP a la fuerza fuerte, y las formas de explicar el número de 1 billón no han sido capaces de llegar a ella. Pero para BBN, el número de aproximadamente mil millones (obtenga la mejor estimación actual en línea) parece ser cada vez más firme, el problema permanece para el modelo estándar de partículas, o más allá, para dar cuenta de la asimetría observada de partículas y antipartículas.