Evolución Temprana y Destino del Cosmos
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Las Primeras Eras del Universo
La evolución temprana del universo se describe a través de distintas eras:
Era de Planck
Instante fugaz comprendido entre la explosión original y los 10-43 s. Para la física, es un periodo imposible de describir, porque sería necesario sustituir la teoría de la relatividad general por una teoría cuántica de la gravitación aún sin elaborar.
Era de la Gran Unificación
Entre los 10-43 s y los 10-35 s. Se separa la fuerza de la gravedad y permanecen unidas las otras tres (fuerza nuclear fuerte, fuerza nuclear débil y fuerza electromagnética).
Era de la Inflación
Entre los 10-35 s y los 10-32 s. El universo se expandió bruscamente y en un instante fugaz pasó de tener el tamaño de una canica al del universo actual.
Era Electrodébil o de los Quarks
Entre los 10-32 s y los 10-12 s. Se separa la fuerza nuclear fuerte y permanecen unidas las dos restantes (fuerza electromagnética y fuerza nuclear débil). En el universo se forma una especie de sopa de partículas elementales, a partir de la energía, del tipo de los quarks, junto con sus correspondientes antipartículas.
Era Hadrónica
Entre los 10-12 s y los 10-3 s. Se separa la fuerza nuclear débil de la fuerza electromagnética. A partir de los quarks se forman las partículas del núcleo, como los protones y los neutrones, conocidas como partículas hadrónicas.
Era Leptónica
Entre los 10-3 s y 1 s. Se forman nuevas partículas elementales: los leptones, como los electrones y los neutrinos.
Era de la Nucleosíntesis
Entre 1 s y 300.000 años. Protones y neutrones se asocian para formar núcleos de hidrógeno (deuterio y tritio). Las altas temperaturas permiten durante un breve periodo de tiempo que estos núcleos colisionen y se fusionen para formar núcleos de helio y algo de litio.
Era de los Átomos y la Radiación
Entre los 300.000 años y 106 años. Actúa la fuerza electromagnética y se forman átomos de hidrógeno, helio y una pequeña cantidad de litio. En ese momento, el universo se hizo transparente y la radiación fotónica pudo escapar sin obstáculos a través de la materia formada por átomos.
Posibles Destinos del Universo
El destino final del universo depende de la cantidad total de materia-energía y la influencia de la energía oscura. Se proponen varios escenarios:
Big Chill (El Gran Enfriamiento)
Un universo abierto donde la materia-energía es insuficiente y no alcanza la densidad crítica necesaria para que la fuerza de gravedad frene la expansión. El universo se expandiría indefinidamente, aunque lentamente frenado por la gravedad.
Big Crunch (La Gran Concentración)
Un universo cerrado donde la materia-energía resulta suficiente para superar la densidad crítica y genere una atracción gravitatoria tan fuerte que frene la expansión y dé comienzo al proceso inverso, la gran concentración, hasta alcanzar el punto de singularidad inicial.
Big Rip (El Gran Desgarramiento)
Un universo próximo a la densidad crítica, pero donde la fuerza repulsiva de una potente energía oscura superaría la fuerza de gravedad. Esto provocaría una expansión muy acelerada que acabaría desgarrando toda la estructura cósmica.