CONCEPTOS COSMOLOGICOS

CONCEPTOS BASICOS

La Astronomía es la Ciencia que estudia el Universo. Podemos dividirla en cuatro partes: Astronomía de posición o Astrometría, Astrofíosica, Astronáutica y Cosmología. He aquí algunos conceptos fundamentales de esta apasionante Ciencia.

Campo escalar. El campo electromagnético (EM) puede ser representado por un conjunto de cuatro números en cada punto del espacio durante un instante de tiempo. Existen campos más sencillos que quedan perfectamente especificados dando un sólo número en cada punto del espacio. El campo de temperaturas en una habitación sería un ejemplo sencillo de este último. Sin embargo este campo de temperatura no es de la misma naturaleza que el campo EM, que está creado por una serie de fuentes que denominamos cargas eléctricas. Cuando cuantizamos el campo EM obtenemos una representación dual en términos de partículas que llamanos fotones y que en general corresponden a lo que se denominan bosones del campo. Así, la interacción del campo EM con las fuentes (las cargas eléctricas) puede ser interpretado como un intercambio de fotones entre éstas. Se puede construir un campo cuántico análogo al campo EM que quede especificado con un sólo número en cada punto del espacio. El caso más sencillo de tal campo sería aquel que no tiene fuentes y por tanto en el que no hay interacción y que tiene el mismo valor en todo el espacio, es decir, es homogéneo. Este tipo campos se usa como modelos sencillos de inflación. El mecanismo de Higgs que crea las masas de las partículas en el modelo estándar de la física de partículas está basado precisamente en la existencia de un campo escalar y su partícula asociada, el bosón de Higgs.

Casimir (efecto). El efecto Casimir es una pequeña fuerza atractiva entre dos placas conductoras neutras colocadas paralelamente a una pequeña distancia. Esta fuerza aparece como consecuencia de las fluctuaciones cuánticas de vacío del campo electromagnético. El efecto fue predicho por el físico alemán Hendrick Casimir en 1948. De acuerdo con la teoría cuántica, el vacío contiene pares virtuales partícula-antipartícula que se crean y aniquilan continuamente. Casimir se dio cuenta que sólo los fotones virtuales cuya longitud de onda encaja entre las dos placas contribuyen a la densidad de energía de vacío. Por tanto, esta densidad de energía de vacío será menor entre las placas que en el exterior, produciéndose una diferencia de presión que tiende a acercar las placas.
La fuerza F entre dos placas de área A separadas por una distancia a puede ser calculada como F = p h c A/(480 a⁴) siendo h la constante de Planck y c la velocidad de la luz. Esta fuerza minúscula fue medida en 1996 por Steven Lamoreaux dentro de un margen de error del 5% con respecto a la predicción teórica.

CMB (Cosmic Microwave Background ó Fondo Cósmico de Microondas) Color. El color de una estrella depende de la temperatura de su superficie; longitudes de onda corta correspondes a altas temperaturas y viceversa. Sin embargo, los astrónomos habitualmente no miden el color en una única longitud de onda, sino que lo hacen al menos en dos de ellas y comparan las medidas para determinar la temperatura. En los años 50 se estableció el sistema de medida del color con tres bandas UBV: ultravioleta (U) a 360 nm, azul (B) a 420 mn y visual (V) a 540 nm. Se llama índice de color la la comparación entre dos de estas bandas. Por ejemplo el índice UB es la comparación entre el ultravioleta y el azul y el BV la comparación entre azul y visible. Comparando estos índices de color se puede saber, por ejemplo, cuánta luz ha sido absorbida por polvo interestelar (enrojecimiento interestelar)

Compton (longitud de onda). La longitud de onda Compton es una estimación del tamaño que una partícula presenta al interaccionar con la radiación. Como depende sólo de la masa de la partícula m y de dos constantes de la naturaleza, la constante de Planck h y la velocidad de la luz c, es una buena estimación del "tamaño efectivo" de una partícula; la longitud de onda Compton se calcula como h/mc.

Coordenadas Comóviles. Existe un sistema de referencia donde la descripción del Universo en expansión resulta más sencilla. En este sistema de referencia podemos pensar en las galaxias como ocupando posiciones fijas. Imagine el lector un globo hinchándose como analogía bidimensional del universo en expansión. Imagine que en ese globo pintamos unas líneas a modo de meridianos y paralelos creando una malla de líneas. Piense ahora en las galaxias como puntos colocados en las intersecciones de un meridiano y un paralelo. A medida que el globo se hincha, la distancia entre los puntos aumenta, pero aún así podemos seguir describiendo una galaxia por la longitud y latitud que ocupan en ese globo, que no cambia con el tiempo. En cosmología es posible elegir un sistema de coordenadas similar desde un sistema de referencia donde el fondo cósmico de microndas resulta completamente isótropo y la ley de Hubble se cumple con exactitud. La coordenada de distancia r de una galaxia elegida es tal que r(t) representa la distancia a esa galaxia como suma de todas las subdistancias entre un observador y otro que medirían un grupo de observadores colocados en la línea de visión entre la galaxia y el observador situado en el origen simultáneamente en el instante t de expansión. El instante simultáneo t puede ser elegido por el hecho de que todos los observadores pueden realizar su medida de distancia justo en la época cuando la temperatura del fondo cósmico de microondas es idéntica para todos. A la coordenada t se le denomina tiempo cósmico. Por supuesto, la medida práctica de r es imposible, por lo que tenemos que usar las relaciones entre esta coordenada y las distancias aparentes observables.

Cuásar. Palabra derivada de quasi-stellar radio source (radiofuente cuasi-estelar), debido a que los cuásares fueron descubiertos como objetos con la apariencia óptica de estrellas pero extremadamente brillantes en radioondas. Sin embargo, a diferencia de las estrellas, los espectros de los cuásares presentas fuertes líneas de emisión con un desplazamiento al rojo elevado, lo que es indicativo de su lejanía y de la extremada luminosidad intrínseca de estos espectaculares objetos.

Cuerpo negro. Un objeto que absorbiera toda la radiación electromagnética que incidiera sobre él sería un cuerpo negro perfecto. Después de calentarse, dicho cuerpo emitiría un espectro característico según la temperatura alcanzada. El ejemplo más cercano a un cuerpo negro que podemos construir en la Tierra sería un gran contenedor con un pequeño agujero por el que introdujeramos radiación electromagnética brillante. Después de calentarse, la radiación que surgiera del agujero tendría un espectro que dependería sólo de la temperatura alcanzada. Aunque el concepto de cuerpo negro parezca una idealización (y de hecho lo es), la radiación procedente de muchos objetos astronómicos puede ser aproximadamente descrita en términos de la temperatura de un cuerpo negro. Así por ejemplo, el Sol radia como un cuerpo negro a una temperatura de 6000 K. El ejemplo natural más perfecto de cuerpo negro que se conoce es el fondo cósmico de microondas a 2,7 K.

Curva de luz. Representación de la variación de la magnitud de un objeto frente al tiempo.

Densidad crítica. Es la densidad necesaria para que la curvatura del Universo sea cero. En el presente del Universo, la densidad crítica es r₀ = 3H₀²/8pG = 1,879 h² 10^-29 g/cm³, que corresponde a una densidad tan baja como la de la masa de 2 a 3 átomos de hidrógeno por metro cúbico (siempre, por supuesto obviando la incertidumbre en la constante de Hubble).

Desplazamiento al rojo. El Diagrama de Hertzprung-Russell (H-R) es un gráfico donde en el eje horizontal se coloca básicamente la temperatura superficial de las estrellas, y en el eje vertical se ubica la luminosidad de las mismas. Dado que las estrellas, a medida que van evolucionando, van cambiando de temperatura y de luminosidad, el diagrama HR sirve como una herramienta para el estudio de la evolución estelar. Los astrónomos suelen construir diagrams HR de grupos específicos de estrellas (las más cercanas, de cúmulos estelares, etc.), para estudiar sus propiedades estadísticas y el tipo de población que conforman dichos grupos (si son estrellas comunes, gigantes, extintas, etc.). Estos resultados son de utilidad en las teorías de evolución estelar.

Ecuaciones de campo de la Relatividad General. La Relatividad General es una teoría métrica de la gravedad. Esto significa esencialmente que la gravedad queda caracterizadas por las propiedades geométricas del espacio-tiempo a través de lo que denominamos el elemento de línea o métrica. Este elemento de línea queda a su vez determinado por la distribución de materia y energía. La forma de caracterizar la distribución de materia y energía es mediante un objeto matemático que denominamos tensor de segundo rango energía-impulso (T). Las propiedades geométricas del espacio-tiempo vienen expresadas por un objeto matemático análogo que denominamos tensor de Einstein (G). El Tensor de Einstein es una medida de la curvatura espacio-temporal que no es más que una función del elemento de línea. La ecuación de campo de Einstein puede ser escrita como G = 8 p G T., siendo G la constante de gravitación universal. En realidad ésta representa un sistema de 10 ecuaciones con diez incognitas. La traducción en lenguaje común de esta ecuación podría ser algo así como: Las partículas en caída libre tienden a seguir geodésicas. Estas geodésicas se separan o se alejan con una determinada velocidad que es proporcional a la intensidad de la curvatura (fuerzas de marea) en la dirección perpendicular al movimiento de la partícula. La suma de la intensidad de la curvatura espacio-temporal medida dentro de un volumen pequeño (infinitesimal) en las tres direcciones espaciales es proporcional a la energía contenida en el interior de dicho volumen más la presión ejercida en cada una de las direcciones espaciales.

Afortunadamente, la resolución de las ecuaciones de Einstein se simplifican en gran medida debido a propiedades de simetría. En cosmología por ejemplo, se utilizan unas soluciones muy simples donde las propiedades de la materia y energía son similares a las de un fluido homogéneo e isótropo caracteriazado sólamente por la densidad y la presión. Estas soluciones denominadas de Friedmann-Robertson-Walker llevan de forma sencilla a un elemento de línea característico de un espacio en expansión y a las ecuaciones de evolución del Universo o ecuación de Friedmann. La Relatividad General está en la base de nuestros modelos cosmológicos.

Electrónvoltio (eV). En Física de partículas se acostumbra a dar las masas de las partículas en unidades de energía, puesto que existe una relación sencilla entre estas dos magnitudes dada por la más famosa de las ecuaciones de la física, E = mc². 1 eV es la energía que adquiere un electrón sometido a una diferencia de potencial de un voltio. Por ejemplo, la masa del electón expresada en estas unidades es de 0,51 MeV (megaeV o millones de eV) y la del protón 938,27 MeV.

Espectro. Descomposición de la luz en sus diferentes longitudes de onda. Los astrónomos en general no miran por sus telescopios, sino que la luz recogida pasa por un espectrógrafo, que descompone la luz en sus diferentes longitudes de onda, frecuencias o "colores". Cada tipo de átomo o ión puede emitir o absorber determinada longitudes de onda. Por ejemplo, los átomos en las capas "frias" exteriores de una estrella absorben la luz que proviene de regiones interiores de ésta, produciendo líneas oscuras de absorción a través del espectro. Dichas líneas pueden usarse para identificar los átomos que forman la estrella. Por ejemplo, las líneas oscuras dobles provienen del calcio ionizado emitiendo a una longitud de onda de 390 nm; las líneas a 410, 434, 486 y 656 nm corresponden al hidrógeno;la línea de 518 nm corresponde al magnesio ionizado y la línea a 590 nm corresponde al sodio.

Flujo. Potencia por unidad de área. Por ejemplo, el flujo de energía procedente del Sol que incide sobre la Tierra es de 1367 Vatios (W) por metro cuadrado de superficie. La potencia total es dividida habitualmente en bandas de frecuencia o bandas de longitud de onda que se mide en W m^-2 Hz.

Gravedad Conforme. Gravedad conforme es una modificación de la Relatividad General que no afecta a la estructura geométrica básica de la teoría pero sí que se aparta de ésta en cómo la masa-energía afecta a la estructura geómetrica espacio-temporal. En términos aproximados podemos decir que ésta lleva a bajas energía a un potencial newtoniano del tipo V(r) = -a/r + b r (con a y b constantes), a diferencia de la Relatividad General que lleva a un potencial del tipo V(r) = -a/r que implica una fuerza inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. El tipo de métrica propuesta por Mannheim para el sitema solar no es la solución que ofrece gravedad conforme para el exterior de una masa definida positivamente como la del Sol. Gravedad conforme no es por tanto una alternativa viable a la TGR en escalas astronómicas. De hecho, parece ser que todas la teorias gravitatorias que derivan de una acción basadas en el cuadrado de la curvatura sufren del mismo problema. Sin embargo, podría existir alguna otra teoría de la gravedad consistente basada en la métrica de Mannheim y así ajustar las observaciones. Aguirre y otros han publicado un interesante artículo donde establecen los test observacionales mínimos que tiene que superar cualquier propuesta de modificación a grandes distancias de la gravedad clásica de Newton-Einstein.

Homogeneidad e isotropía. Entendemos por homogeneidad la imposibilidad de distinguir características especiales entre dos volúmenes de espacio diferentes, y por isotropía la invarianza de las características del Universo con la dirección en que miremos. ¿Podría existir un Universo homogéneo pero anisótropo?. ¿Y un Universo isótropo pero inhomogéneo?.

Luminosidad. Potencia total emitida por una fuente de luz en un determinado rango de frecuencias.

Magnitud. Escala usada por los astrónomos para medir el flujo. Cada 5 unidades de magnitud corresponden a una caída del flujo de 100 veces. Por ejemplo, el Sol tiene una magnitud de -26.5, mientras que Sirio, la estrella más brillante de la noche, tiene magnitud -1.6. Las estrellas más débiles a simple vista tienen una magnitud de 6.

Masa de Planck. Masa resultante de la combinación apropiada de las tres constantes fundamentales h (constante de Planck), c (velocidad de la luz) y G (constante de gravitación universal) (h c/G)^1/2 ~10¹⁹ GeV ~10^-5 g. Esta cantidad de masa colocada dentro de una longitud de Planck (h G/c³)^1/2 ~ 10^-³³ cm crearía una densidad del orden de ¡10⁹³ g/cm³! que sería la densidad del universo cuando tenía unos 10^-43 segundos: el tiempo de Planck.

Materia bariónica. Materia normal formada por protones y neutrones.

Materia oscura caliente (del inglés Hot Dark Matter, abreviada HDM) es cualquier tipo de partículas poco masivas que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz.

Materia oscura fría (del inglés Cold Dark Matter, abreviada CDM) es cualquier tipo de partículas relativamente masivas que se mueven a velocidades mucho menores que la velocidad de la luz.

Megaparsec (Mpc). Unidad de distancia que equivale a unos 3,26 millones de años luz. Un megaparsec no es más que un millón de parsecs.

MOND (MOdified Newtonian Dynamics). Teoría alternativa a la dinámica Newtoniana propuesta por Mordehai Milgrom y que consiste básicamente en modificar la segunda ley de Newton de la forma F = m a²/a₀, es decir que la fuerza sería proporcional al cuadrado de la aceleración y se introduciría una constante a₀ ~ c H₀ ~ 1,2 10^-8 cm/s² con unidades de aceleración para salvar la coherencia de la ley. La motivación de esta modificación es la de explicar la elevada velocidad de rotación que se mantiene casi constante en la parte externa del disco de las galaxias espirales. Sin embargo, el gran problema de esta teoría es que no tiene una extensión relativista y que quizás esté en conflico con el Principio de Equivalencia en su versión fuerte. Parece ser que MOND tiene problemas para explicar la variación radial de la temperatura en cúmulos de galaxias y predice nubes de gas fuertemente absorbentes en Lymann "a" más densas y pequeñas de los observado. Aguirre y otros (2001) han publicado un interesante artículo donde establecen los test observacionales mínimos que tiene que superar cualquier propuesta de modificación a grandes distancias de la gravedad clásica de Newton-Einstein. Por otro lado White & Kochanek (2001) encuentran ciertas desventajas en las alternativas frente a la materia oscura y la ley de Milgrom (el hecho de que los efectos de la materia oscura predominen en escalas donde las aceleraciones son del orden de c H₀) puede obtenerse desde los escenarios con materia oscura fría . Por supuesto, Milgron no está de acuerdo con este último estudio. También parecen existir problemas con la aplicación de MOND a los cúmulos de galaxias. Por ejemplo, la imagen de la galaxia NGC 720 obtenida por el observatorio Chandra de Rayos X muestra una nube de gas con forma elipsoidal que podría implicar un potencial gravitatorio de forma elipsoidal y no esferoidal como debería predecir en principio MOND. McLaughling & Meylan (2003) encuentran un ejemplo donde los modelos dinámicos clásicos explican perfectamente las observaciones.

Monopolo magnético. Es una partícula cuya existencia se predice en las GUT o teorías de gran unificación de la Física de partículas. Estas partículas tendrían una masa del orden de una cienmillonésima de gramo, lo que es una masa enorme para una partícula subatómica. Los monopolos magnéticos no son partículas con una estructura puntual sino que más bien parecen una serie de cajas chinas. La mayoría de la masa del monopolo estaría situada en una región central del orden de 10^-25 cm, rodeada de una zona hasta unos 10^-15cm donde habrían bosones (partículas que crean la interacción) correspondiente a la unificación electrodébil rodeada por una última zona exterior con bosones W y Z. Los modelos de los estados inciales del Universo arrojan una densidad de estas partículas que está muy por encima de lo que evidencian las observaciones, que es más bien la inexistencia de estas curiosasidades subatómicas. El modelo inflacionario reduce la densidad de estas partículas aproximadamente a "una" dentro del radio de Hubble . Curiosamente, se ha publicado la detección de un solo monopolo en la historia de la Ciencia por un físico de origen hispano, un tal Cabrera, en un día de San Valentín de 1984. Se han hecho muchas bromas con esta coincidencia anecdótica, pues ni las GUT están observacionalmente respaldadas, ni la observación de Cabrera es relevante. ¿O estaba Cabrera en el lugar y en el momento adecuados para atrapar al único monopolo del Universo?...

Nanómetro (nm). Unidad de longitud equivalente a una mil millonésima de metro (10^-9 m).

Parámetro de densidad W es la relación numérica entre la densidad del Universo y la densidad crítica.

Partículas virtuales. Uno de los primeros pasos en el desarrollo de la teoría cuántica fue la idea de Planck de asignar niveles discretos de energía a los osciladores armónicos (básicamente una carga eléctrica oscilando como un muelle) que idealmente producían el campo electromagnético en las paredes perfectamente absorbentes de una cavidad en la que se alcanza el equilibrio térmico (un cuerpo negro). Cada salto entre dos de estos niveles emite o absorbe una cantidad discreta de energía que denominamos fotón. La suma de las diferentes cantidades (diferentes intensidades) de todos los tipos de fotones emitidos (a diferentes frecuencias) forman el campo electromagnético dentro de la cavidad. Podemos decir entonces que el campo electromagnético está compuesto por unas partículas que denominamos fotones. Pero sabemos que el campo electromagnético de un partícula cargada como un electrón ineractua con el campo electromagnético de otra partícula cargada. Esta interacción no es más que una transferencia de momento y energía entre las partículas, que también se produce en cantidades discretas. Dicho de otra manera, podemos aplicar la misma idea de Planck y suponer que existen idealmente un conjunto de osciladores armónicos en cada partícula que puede emitir o absorber cantidades discretas de energía que denominamos fotones virtuales. Podemos describir entonces una interacción entre partículas cargadas utilizando un diagrama de intercambio de estos fotones virtuales, a veces denominado diagrama de Feynman.

Polarización. Dirección de vibración del campo eléctrico en una onda electromagnética. La mayoría de la luz no está polarizada en el sentido de estar compuesta por campos eléctricos con una distribución aleatoria de direcciones. La luz se polariza cuando se refleja o es dispersada por cargas eléctricas. La mayoría de intensidad de la luz termina concentrada en un plano a lo largo de la línea propagación, resultando luz linealmente polarizada. En Cosmología es importante el estudio de la polarización del fondo cósmico de microondas porque refleja la interacción de la radiación con los electrones de un medio ionizado. Hay dos momentos en la historia del Universo donde el gas estuvo completamente ionizado. En la época de la recombinación de dónde procede precisamente el fondo cósmico de microondas y en la subsiguiente reionización producida por la luz UV de las primeras generaciones de estrellas.

Quintaesencia. Es una generalización del concepto de constante cosmológica. Una constante cosmológica pura se relaciona habitualmente con la densidad de energía de vacío que surge de manera natural en las teorías cuánticas de campos. La densidad de energía de vacío, por su propia naturaleza, no cambia con el tiempo y está uniformemente distribuída en el espacio. La ecuación de estado que relaciona la presión P con la densidad r (recordemos por ejemplo que la ecuación de estado para un gas ideal a temperatura constante sería la ecuación de Clapeyron P = K r , para la constante cosmológica es P = - r , lo que significa que la expansión aumenta la cantidad de energía de vacío y ésta tiene que ejercer una presión negativa. Esto puede generalizarse suponiendo que existe un campo que produce una densidad de energía que varía con el tiempo y que no tiene por qué estar uniformemente distribuída, de tal manera que podemos poner su ecuación de estado como P / r = w con -1 < w < 0 con objeto de que no contradiga las observaciones, y w siendo una función del parámetro de expansión a(t) tal que la densidad varía como r_Q~ a^-3(1+w). El valor observacional más probable es w < -0.52 (Percival 2002) (w < -0.78 según datos de WMAP)

Recombinación. Momento en el que los electrones se combinaron con los protones para formar átomos de hidrógeno y helio. Esto ocurrió cuando la temperatura del Universo descendió hasta unos 4000 K, unos pocos cientos de miles de años después del Big Bang, a un desplazamiento al rojo z ~ 1500. El calificativo de recombinación es ciertamente una mala elección puesto que este hecho ocurrió por primera vez en la historia del Universo. Aún así se sigue usando por costumbre.

Supernovas. La muerte de estrellas masivas terminan en grandes explosiones que constituyen los eventos más luminosos del Universo actual, compitiendo en brillo con la mismísima galaxia de la que la estrella forma parte. Según sea su estrella precursora, se distinguen dos tipos de supernovas:

Las supernovas de tipo I son explosiones de enanas blancas (de unas 1,4 masas solares) situadas en sistemas binarios. La acreción de materia que se produce desde la estrella compañera hace que la enana blanca alcance el límite superior de masa (conocido como límite de Chandrasekhar) donde pierde su estabilidad. Entonces la estrella empieza a colapsar y la compresión propicia la combustión explosiva del carbono que produce una destrucción total de la estrella. La radiación que se emite procede principalmente de la descomposición radiactiva del níquel y el cobalto producidos en la explosión.
Dentro de este tipo se distingue especialmente el tipo "Ia" por un espectro que presenta ausencia de líneas del hidrógeno y la presencia de una banda de absorción muy fuerte en el rojo a unos 6100 Å correspondiente al Si II (átomo de silicio que ha perdido su electrón más externo). El pico de luminosidad de este tipo de supernovas está relacionado con la rapidez de debilitamiento de su brillo de una manera muy regular en diferentes supernovas. Cuando se aplica esta correlación, la luminosidad relativa (magnitud) de una supernova de tipo "Ia" puede determinarse dentro de un intervalo de error del 10 al 20%. Su utilidad en Cosmología residide en el hecho de que se pueden utilizar como candelas estándar (fuentes de luz de brillo intrínseco conocido) para medir distancias extragalácticas relativas con alta precisión.

Supernovas de tipo II. Ocurren en estrellas masivas (más de unas 8 masas solares) que queman carbono de manera no explosiva y evolucionan hacia una configuración con un núcleo de hierro degenerado rodeado a modo de capas de cebolla por elementos más ligeros. Una inestabilidad en el núcleo de hierro debida a la captura de electrones y a una disociación endotérmica del hierro provoca el colapso del núcleo y la expulsión simultánea de las capas externas, dejando como residuo una estrella de neutrones o un agujero negro.

Survey de galaxias. Un survey no es más que una clasificación sistemática de propiedades galácticas directamente observables, como sus coordenadas (declinación y acensión recta), su magnitud y desplazamiento al rojo.

Teorías de Gran Unificación (abreviadas en inglés GUTs). Teorías que tratan de unificar las todas las interacciones conocidad a excepción de la gravitación: electromagnética, nuclear débil y nuclear fuerte. Suponiendo que sea posible una Gran Unificación de todas las interacciones, entonces todas las interacciones que observamos no son más que diferentes aspectos de la misma teoría unificada. Sin embargo, ¿cómo puede éste ser el caso, cuando las interacciones fuerte, débil y electromagnética son tan diferentes en intensidad y efecto? Aunque parezca extraño, los datos y la teoría actuales sugieren que estas variadas fuerzas confuyen hacia una única fuerza, cuando las partículas afectadas están a energías suficientemente altas. De hecho, desde los años 60 existe una teoría unificada de las interacciones electromagnética y débil (conocida obvimente como electrodébil) y actualmente existen diferentes propuestas de GUT, de tal forma que algunas propiedades del comportamiento de las partículas a energía del orden de 10¹⁶ GeV son conocidas y se pueden aplicar al estudio del Universo cuando este tenía 10^-35 segundos.

Tiempo de Planck. Intervalo de tiempo resultante de la combinación apropiada de las tres constantes fundamentales h (constante de Planck), c (velocidad de la luz) y G (constante de gravitación universal), por lo que se considera la unidad natural de tiempo: t_P = (h G/c⁵)^1/2 ~ 10^-⁴³ s.

WIMPS (Weak Interacting Masive ParticleS). Partículas masivas de interacción débil.

Ångstrom (Å). Unidad de longitud equivalente a una diz mil millonésima de metro (10^-¹⁰ m)