Origen del Universo - ciencia y tecnologia.

« fotones perdían energía, o desaparecían por completo, y la energía perdida se convertía en partículas.

Al contrario, las partículas desaparecían y su energía reaparecía comofotones, según la ecuación de Einstein E = mc2.

Aunque estas condiciones son extremas en comparación con nuestra experiencia cotidiana, corresponden a energías y densidades estudiadas rutinariamente en los actuales aceleradores de partículas: por eso los teóricos están convencidos de entender lo que ocurría cuando todo el Universose hallaba en ese estado. A medida que el Universo se iba enfriando, los fotones y las partículas materiales ya no tenían suficiente energía para ser intercambiables, y el Universo, aunque seguíaexpandiéndose y enfriándose, empezó a estabilizarse en un estado en el que el número de partículas permanecía constante (materia estable bañada en el calor de laradiación).

Una centésima de segundo después del “principio”, la temperatura había caído hasta los 100.000 millones de grados, y los protones y neutrones se habíanestabilizado.

Al principio había el mismo número de protones que de neutrones, pero durante un tiempo las interacciones entre estas partículas y los electrones de altaenergía convirtieron más neutrones en protones que protones en neutrones.

Una décima de segundo después del principio, ya sólo había 38 neutrones por cada 62protones, y la temperatura había bajado a 30.000 millones de grados.

Algo más de un segundo después del nacimiento del Universo sólo había 24 neutrones por cada 76protones, la temperatura había descendido hasta 10.000 millones de grados, y la densidad de todo el Universo “sólo” era 380.000 veces superior a la del agua. Para entonces, el ritmo de los cambios estaba decelerando.

Fueron necesarios casi 14 segundos desde el principio para que el Universo se enfriara hasta los 3.000 millonesde grados, momento en que las condiciones fueron lo suficientemente suaves para permitir los procesos de fusión que se producen en una bomba de hidrógeno ( véase Armas nucleares) o en el corazón del Sol.

En esa fase, los protones y neutrones individuales empezaron a permanecer unidos al colisionar, formando un núcleo de deuterio(hidrógeno pesado) antes de separarse por efecto de nuevas colisiones.

Algo más de tres minutos después del principio, el Universo era unas 70 veces más caliente que elcentro del Sol en la actualidad.

Se había enfriado hasta sólo 1.000 millones de grados.

Para entonces únicamente había 14 neutrones por cada 86 protones, pero llegados aese punto los núcleos de deuterio no sólo podían formarse sino también sobrevivir como núcleos estables a pesar de las colisiones.

Esto hizo posible que algunos neutronesde la bola de fuego del Big Bang sobrevivieran hasta el momento actual. 3 FORMACIÓN DE NÚCLEOS Y ÁTOMOS Desde ese momento hasta aproximadamente cuatro minutos después del principio tuvieron lugar una serie de reacciones nucleares que convirtieron algunos de los protones(núcleos de hidrógeno) y núcleos de deuterio en núcleos de helio (cada uno con dos protones y dos neutrones), junto con trazas de otros núcleos ligeros, en un procesoconocido como nucleosíntesis.

Sólo algo menos del 25% del material nuclear terminó en forma de helio, y el resto (salvo una fracción de un 1%) en forma de hidrógeno.

Noobstante, la temperatura aún era demasiado alta para que estos núcleos pudieran capturar electrones y formar átomos estables. Algo más de 30 minutos después del principio, la temperatura del Universo era de 300 millones de grados, y la densidad había disminuido espectacularmente hasta ser sóloun 10% de la del agua.

Los núcleos de hidrógeno y helio, con carga positiva, coexistían con electrones libres (de carga negativa); debido a su carga eléctrica, tanto losnúcleos como los electrones seguían interaccionando con los fotones.

La materia se encontraba en un estado denominado plasma, similar al estado de la materia que existeen la actualidad en el interior del Sol. Esta actividad prosiguió durante unos 300.000 años, hasta que el Universo en expansión se enfrió hasta la temperatura que existe hoy en la superficie del Sol, unos6.000 ºC.

Esa temperatura era suficientemente fría para que los núcleos empezaran a capturar electrones y formar átomos.

Durante los 500.000 años siguientes, todos loselectrones y núcleos se unieron de este modo para formar átomos de hidrógeno y helio.

Como los átomos son en su conjunto eléctricamente neutros, dejaron deinteraccionar con la radiación.

El Universo se hizo transparente por primera vez, al poder pasar los fotones de radiación electromagnética junto a los átomos de materia sinser perturbados.

Es esta radiación, enfriada ya hasta unos -270 ºC (3 K), la que detectan los radiotelescopios como microondas de la radiación de fondo.

Esta radiación noha interaccionado con la materia desde unos cientos de miles de años después del principio, y todavía lleva la huella (en forma de ligeras diferencias en la temperatura deradiación, según las distintas direcciones del cielo) de la distribución de la materia en aquel tiempo.

Las estrellas y galaxias no pudieron empezar a formarse hastaaproximadamente un millón de años después del principio, una vez que la materia y la radiación se “desacoplaran” según se ha descrito. 4 MATERIA OSCURA Hay otro componente del Universo, además de la materia nuclear y la radiación, que surgió del Big Bang y desempeñó un importante papel en la formación de galaxias.

Al igual que las teorías de la gran unificación predicen la inflación, que es lo que los cosmólogos necesitan para que el Universo “arranque”, estas teorías también predicen laexistencia de otras formas de materia, que resultan ser precisamente lo que necesitan los cosmólogos para explicar la existencia de estructura en el Universo.

Losastrónomos saben desde hace décadas que hay mucha más materia en el Universo de la que podemos ver.

La existencia de esta materia se manifiesta a través de laatracción gravitatoria que ejerce sobre las galaxias y cúmulos de galaxias visibles, lo que afecta a la forma en que se mueven.

Al menos hay 10 veces más materia oscuraen el Universo que materia luminosa, y puede que haya hasta 100 veces más.

No es posible que toda esta materia se halle en la forma de la materia que conocemos (aveces llamada materia bariónica), porque en ese caso no funcionaría el modelo del Big Bang resumido aquí.

En particular, la cantidad de helio producida en el Big Bang no coincidiría con la cantidad observada en las estrellas más antiguas, que se formaron poco después. Las teorías de la gran unificación predicen que en la primera fracción de segundo de la existencia del Universo también debería haberse producido a partir de la energía unagran cantidad de materia de otro tipo (llamada materia oscura).

Esta materia tendría la forma de partículas que no participan en interacciones electromagnéticas ni enninguna de las dos interacciones nucleares, y sólo se ven afectadas por la cuarta fuerza fundamental, la gravedad.

Estas partículas se conocen como WIMP, acrónimo inglésde ‘partículas masivas de interacción débil’. La única forma en que las WIMP afectan al tipo de materia de la que estamos formados (materia bariónica) es a través de la gravedad.

La consecuencia más importante deello es que, cuando el Universo surgió del Big Bang y la materia ordinaria y la radiación se desacoplaron, las irregularidades en la distribución de las WIMP en el espacio crearon enormes “baches” gravitatorios que frenaron el movimiento de las partículas de materia bariónica.

Esto habría posibilitado la formación de estrellas, galaxias ycúmulos de galaxias, y explicaría la distribución actual de los cúmulos de galaxias en el Universo, en una estructura esponjosa formada por hojas y filamentos arrolladosalrededor de “burbujas” oscuras carentes de galaxias. 5 LA CONVERGENCIA DE LA FÍSICA Y LA COSMOLOGÍA Aunque quedan por averiguar muchos detalles —en particular, la forma exacta en que se forman las galaxias—, este modelo estándar de las primeras etapas evolutivas delUniverso descansa sobre bases sólidas.

Las teorías de la gran unificación predicen tanto la inflación como la presencia de materia oscura, sin las cuales la cosmologíatendría graves problemas.

Sin embargo, estas teorías fueron desarrolladas de forma aislada de la cosmología, sin pensar que sus resultados podían aplicarse al Universo ensu conjunto.

Las medidas de la actual radiación de fondo revelan la temperatura que existía en el Universo en la fase de nucleosíntesis, y llevan a la predicción de que el25% de la materia de las estrellas antiguas debería encontrarse en forma de helio, lo que coincide con las observaciones.

Además, la estructura detallada de ondulacionesen la radiación de fondo, detectada por el satélite COBE, revela la influencia de materia oscura que actuó gravitatoriamente sobre la materia luminosa algunos cientos de miles de años después del principio y formó el tipo de estructuras a gran escala que corresponde a la distribución actual a gran escala de las galaxias.

La coincidencia entrelos hallazgos de la física de partículas (el mundo de lo extremadamente pequeño) obtenidos en experimentos terrestres y la estructura del Universo en expansión (el mundode lo extremadamente grande) deducida de las observaciones astronómicas es lo que convence a los cosmólogos de que, si bien quedan detalles por resolver, la ideageneral del origen del Universo es esencialmente correcta. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993--2008 Microsoft Corporation.

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