Todos
los hechos expuestos ahora apoyan la hipótesis de que el universo comenzó
súbitamente, a partir de un estado inicial a muy altas temperaturas y densidad,
y que empezó expandirse hace entre 10 y
20 mil millones de años. Es lo que se denomina teoría del Bing Bang (es el
modelo cosmológico predominante para los períodos conocidos más antiguos del
Universo y su posterior evolución a gran escala. Afirma que el universo estaba
en un estado de muy alta densidad y luego se expandió.
Si las leyes conocidas
de la física se extrapolan más allá del punto donde son válidas, encontramos
una singularidad. Mediciones modernas datan este momento aproximadamente a 13,8
mil millones de años atrás, que sería por tanto la edad del universo. Después
de la expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente para permitir la
formación de las partículas subatómicas y más tarde simples átomos. Nubes
gigantes de estos elementos primordiales más tarde se unieron a través de la
gravedad para formar estrellas y galaxias). Normalmente, se considera que la
historia del universo, desde sus principios, ha pasado por cuatro fases de
duraciones muy diferentes y progresivamente más largas.
La era hadrónica
Se
denomina así a la causa de que, durante su transcurso, las partículas gobernadas
por la interacción fuerte (protones, neutrones y otras partículas) eran las
protagonistas principales. Esta era se subdivide en diversas partes: el tiempo de plank, de una duración de 10-43
s y para lo cual no tenemos todavía una teoría física que explique el
comportamiento. La temperatura de ese tiempo era del orden de 1032
°K. El tiempo de gran unificación,
durante el cual las interacciones fuerte, débil y electromagnética no se podían
distinguir. Solo la gravedad estaba separada por otras fuerzas. Esta fase acaba
cuando la temperatura llega a 1027 °K, a un tiempo del orden de 10-32
s. Al final de este periodo, la fuerza fuerte se separa de las demás y aparecen
los quarks y otras partículas relacionadas con ellos. Así mismo, el final de
esta etapa viene señalado por la bariosíntesis, es decir, la formación de los
protones y los neutrones y la aniquilación de sus antipartículas. Es el tiempo de la interacción electrodébil,
que se acaba cuando las fuerzas débil y electromagnética se separan, a un
tiempo del orden de 10-7 s y a una temperatura alrededor de 1015
°K.
La era leptónica
Durante
esta era, las partículas protagonistas son los leptones, especialmente los
electrones y los positrones, que están en equilibrio térmico con la radiación.
Esta era concluyó cuando el universo tenía una edad de unos 10 segundos, una
temperatura de 1010 °K y una densidad de 104 veces la del
agua.
La era radiactividad
Al
principio de esta era empieza con la nucleosíntesis cosmológica que llevara a
las abundancias del helio, deuterio y litio que en la actualidad encontramos en
el universo. Durante esta era, los leptones dejan de estar en equilibrio con la
radiación. Esto comporta que los neutrones, que hasta entonces se encontraban
en equilibrio con los protones, dejan de estarlo, ya que se desintegran y dan
protones, electrones y antineutrinos, mientras que el proceso inverso ya no se
puede dar. Esto explica el hecho de que actualmente en el universo haya muchos más
protones que neutrones. Durante esta era, el universo estaba dominado por la
radiación. La energía contenida en la radiación era superior a la contenida en
la materia, a causa de la alta temperatura. Podemos decir que el universo era
“brillante”, dominado por la luz, y la materia estaba completamente ionizada.
Esta era duro el orden de un millón de años y finalizo cuando la temperatura
había bajado hasta unos 10,000 °K y la densidad hasta unos 10-21g/cm3.
La era estelar
Al
final de la era radiactiva, la materia deja de estar ionizada. Es decir, los
protones y los electrones se combinaban para dar átomos de hidrógeno. El
universo se vuelve neutro y oscuro. La luz deja de interaccionar con la materia
y empieza a viajar libremente por el universo. Estos fotones son los que hoy en
día podemos detectar, después de haberse enfriado hasta 3°K, en forma de
radiación de fondo de microondas. Éste es el momento más antiguo del cual
podemos tener datos observacionales, gracias a esta radiación de fondo.
Cualquier cosa que existiera anteriormente desapareció a causa de la
interacción permanente entre materia y energía. A partir de este momento, cada
una evolucionará por su lado.
Los
astros actuales todavía no existen. Solo una nube de hidrógeno y helio. Al
principio de esta época tuvo que haber grandes fluctuaciones que conducirían a
la fragmentación del gas y, a la larga, a la formación de los cúmulos de
galaxias y de las zonas vacías entre ellas. Después se formaron las galaxias y,
más tarde, a partir de unos 1000 millones de años desde el principio, las
primeras estrellas. La luz volvía al universo y comenzaban a ser visibles las
estructuras actuales como lo son los satélites, los sistemas planetarios, etc.
Les
invito a comentar si les agrado las información y les fue de utilidad, su
opinión es muy importante..
Atlas
visual de las ciencias-editorial océano
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