\u00a0 \u00a0 BigBang<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 A trav\u00e9s de la constante de Hubble se puede determinar matem\u00e1ticamente la edad del universo, ya que la inversa de ese valor es de unos 15 mil millones de a\u00f1os; que es el tiempo transcurrido desde el primer gran estallido, el Big Bang hasta la \u00e9poca actual. El Big Bang fue bautizado por el astr\u00f3nomo ingl\u00e9s Fred Hoyle en 1950 como el instante inicial de la gran explosi\u00f3n que habr\u00eda dado comienzo al espacio y al tiempo.<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 Sea cual fuera el mecanismo que dio inicio al Big Bang, \u00e9ste debi\u00f3 ser muy r\u00e1pido: el universo pas\u00f3 de ser denso y caliente (instante “cero” del tiempo) a ser casi vac\u00edo y fr\u00edo (instante actual). De la situaci\u00f3n del universo antes del Big Bang no se sabe nada, ni siquiera puede imaginarse c\u00f3mo comenz\u00f3. Puede estimarse que antes de conformadas las galaxias, la densidad de materia del universo habr\u00eda sido infinita o extremadamente grande; por lo tanto, el an\u00e1lisis del universo puede iniciarse un instante despu\u00e9s del Big Bang, en el cual la densidad resulte ahora finita, aunque extraordinariamente enorme Algo similar se puede decir con respecto a la temperatura. En las regiones de mayor temperatura se acumul\u00f3 la materia que luego dio origen a las galaxias y posteriormente a las estrellas. Se pueden analizar los procesos f\u00edsicos que se desarrollaron despu\u00e9s del Big Bang desde el tiempo de 10-43 seg despu\u00e9s del inicio del universo.<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 Al momento del Big Bang las 4 fuerzas fundamentales de la naturaleza: gravitaci\u00f3n, fuerza fuerte, electromagnetismo, fuerza d\u00e9bil formaron una \u00fanica fuerza, la superfuerza, que a medida que el universo se expande se separan una de otra. Luego aparecen los protones y neutrones que componen los n\u00facleos del hidr\u00f3geno, deuterio, helio y litio. Al proseguir el enfiriamiento del universo los electrones se unen a los n\u00facleos \u00e1tomicos y forman los \u00e1tomos neutros. Posteriormente la radiaci\u00f3n y la materia que cubren todo el universo se separan, lo que se define como el descople. Aparecen luego las galaxias, las estrellas y los planetas.<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 En ese momento junto a la materia no condensada, debi\u00f3 existir un campo de radiaci\u00f3n tan intenso cuyos residuos deber\u00edan poder observarse en la actualidad. Al respecto surge un dato observacional importante: en 1965 A. Penzias y R.Wilson detectaron una radiaci\u00f3n en las longitudes de onda de radio, que corresponden a una temperatura extremadamente baja: unos<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 (T = 3 K, donde “K” es el s\u00edmbolo de las temperaturas en la escala Kelvin, donde el “cero” corresponde a -273\u00baC).<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 Esa radiaci\u00f3n predicha por G.Gamow en 1948 se conoce como radiaci\u00f3n c\u00f3smica de fondo y se supone que se habr\u00eda generado cuando en el universo se desacopl\u00f3 la radiaci\u00f3n de la materia. Ten\u00eda una edad de unos 300.000 a\u00f1os y una temperatura de unos 3000 K. En aquel momento todav\u00eda no se hab\u00edan formado ni las galaxias ni las estrellas ni los planetas.<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 Una caracter\u00edstica de esa radiaci\u00f3n es que se distribuye de manera uniforme en todo el cielo, sin que se note ninguna direcci\u00f3n preferencial; a prop\u00f3sito, es una de las pruebas convincentes de que el Big Bang realmente sucedi\u00f3 fue la detecci\u00f3n de esa radiaci\u00f3n de fondo abarcado todo el espacio. El estudio de esa radiaci\u00f3n permite obtener informaci\u00f3n sobre las condiciones del universo en sus comienzos; por ejemplo, el sat\u00e9lite COBE encontr\u00f3 en 1992, tenues fluctuaciones de temperatura en la radiaci\u00f3n de fondo, las que se han interpretado tambi\u00e9n como una confirmaci\u00f3n de que el Big Bang existi\u00f3. Esas fluctuaciones de radiaci\u00f3n indican variaciones de densidad de la materia.<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 Las abundancias observadas de hidr\u00f3geno, deuterio, helio y litio en las nebulosas gaseosas y en las estrellas coinciden con las estimadas en los procesos de evoluci\u00f3n del universo, lo que confirma tambi\u00e9n la existencia del Big Bang. <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 A continuaci\u00f3n se mencionan los principales fen\u00f3menos ocurridos luego del estallido inicial de acuerdo a las modernas teor\u00edas cosmol\u00f3gicas. (Se indica con T la temperatura del universo en ese instante).<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 0\u00a0 Big Bang. Origen del tiempo, el espacio y la energ\u00eda del universo que conocemos. <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 10-43 seg\u00a0 Instante despu\u00e9s del Big Bang en que puede analizarse los procesos f\u00edsicos que se desarrollaron posteriormente. T =1032 K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 10-36 seg\u00a0 Se separa la fuerza fuerte. El volumen del universo comienza una muy r\u00e1pida expansi\u00f3n: es el universo inflacionario.T = 1027 K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 10-32 seg\u00a0 Termina la \u00e9poca inflacionaria. Plasma ionizado de materia y radiaci\u00f3n. T = 1026K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 10-12\u00a0 Separaci\u00f3n de la fuerza d\u00e9bil del electromagnetismo. T = 1015K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 10-6\u00a0 Los quarks se unen de a tres para formar protones y neutrones. T = 1013K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 10-2 seg\u00a0 Una sopa de materia y radiaci\u00f3n interaccionan en equilibrio t\u00e9rmico.T = 1011 K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 1 seg\u00a0 Aparecen los neutrinos. T= 1010 K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 102 seg\u00a0 Protones y electrones forman los primeros \u00e1tomos de hidr\u00f3geno. T = 109 K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 103 seg Los protones y los neutrones se unen, formando n\u00facleos de helio. El universo ahora est\u00e1 compuesto de un 25% de n\u00facleos de helio y un 75% de hidr\u00f3geno. T = 108K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 1 a\u00f1o\u00a0 La temperatura ambiente del universo es aproximadamente la del centro de una estrella. T= 107K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 5.105 a\u00f1os\u00a0 Origen de la radiaci\u00f3n c\u00f3smica de fondo. En lo sucesivo, la materia puede condensarse en galaxias y estrellas. T = 105K<\/p>\n
\u00a0 \u00a0 109 a\u00f1os\u00a0 Aparecen las protogalaxias y se forman los c\u00famulos globulares. Comienza la \u00e9poca de los qu\u00e1sares. T = 102 K <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 1010 a\u00f1os\u00a0 El Sol y los planetas se condensan a partir de una nube de gas y polvo en un brazo espiral de la V\u00eda L\u00e1ctea. <\/p>\n
\u00a0 \u00a0 3.1010 a\u00f1os\u00a0 La Tierra se ha enfr\u00edado lo suficiente para formar una corteza s\u00f3lida; es la edad de las m\u00e1s antiguas rocas terrestres.\u00a0 <\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
\u00a0 \u00a0 BigBang \u00a0 \u00a0 A trav\u00e9s de la constante de Hubble se puede determinar matem\u00e1ticamente la edad del universo, ya que la inversa de ese valor es de unos 15 mil millones de a\u00f1os; que es el tiempo transcurrido desde el primer gran estallido, el Big Bang hasta la \u00e9poca actual. El Big Bang<\/p>\n