Cosmos

Cosmos significa sistema armonioso u ordenado. Y se refiere a todo lo que existe aunque aún no se haya descubierto.

Cosmos

Foto cortesía de NASA http://www.nasa.gov


Momento 0 – El Big Bang: El Origen del Universo

Según la teoría del Big Bang, todo comienza hace unos 13.700 ± 200 Ma con una gran explosión. Pero esta no es una explosión como las que conocemos, que se inician en un punto definido y se expanden hasta abarcar una zona más o menos grande del espacio circundante, sino que se produce simultáneamente en todas partes (llenando todo el espacio en el comienzo) y en la que cada partícula de materia y energía se aleja rápidamente del resto. Este espacio puede ser entendido, bien como la totalidad de un Universo infinito, o bien como la totalidad de un Universo finito que se curva sobre sí mismo como la superficie de una esfera.

Michio Kaku, físico teórico co-creador de la famosa teoría de cuerdas (String Field Theory), ha señalado cierta paradoja en la denominación de Big Bang (Gran Explosión): no pudo ser grande puesto que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, siendo el mismo Big Bang el que habría generado las propias dimensiones. Tampoco es una explosión en el sentido literal de la palabra, puesto que no se propagó fuera de sí misma.

Durante el lapso de tiempo transcurrido desde el momento 0 y los primeros 10-43 segundos, conocido como tiempo de Planck, las cuatro interacciones fundamentales (interacción nuclear fuerte, interacción nuclear débil, interacción electromagnética e interacción gravitatoria) están unificadas y no existen partículas elementales. La Mecánica Cuántica Estándar dice que no tiene sentido hablar de intervalos más pequeños que un tiempo de Planck. En consecuencia, la historia del Universo debe contarse a partir del momento en que culmina el primer tiempo de Planck.

10-35 segundos después del Big Bang

Aproximadamente 10-35 segundos después del Big Bang, un cambio de fase causa que el Universo se expanda de forma exponencial durante un período de tiempo denominado inflación cósmica. Al terminar dicha inflación, los componentes materiales del Universo quedan en la forma de un plasma de quarks-gluones, donde todas las partes que lo forman están en movimiento en forma relativista.

Con el crecimiento en tamaño del Universo la temperatura desciende, y a cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinan para generar otras partículas, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria.

0,01 segundos después del Big Bang

Aproximadamente 0,01 segundos después del Big Bang, la temperatura del Universo ha descendido en picado hasta alcanzar unos 100.000 millones de grados Kelvin (1011 K). En este instante, el Universo es como una “sopa” indiferenciada de materia y radiación en la que cada partícula choca muy rápidamente con otras partículas. Así, pese a su rápida expansión, el Universo se halla en un estado de casi equilibrio térmico.

Las partículas abundantes son todas aquellas cuyos umbrales de temperatura están por debajo de los 1011 K, como el electrón, el positrón y, por supuesto, las partículas sin masa: fotones, neutrinos y antineutrinos. El Universo es tan denso (3.800 millones de kg por litro) que incluso los neutrinos (que pueden desplazarse durante años a través de bloques de plomo sin sufrir dispersión) se mantienen en equilibrio térmico con el resto de partículas mediante rápidas colisiones con ellas y entre sí. La presencia de partículas nucleares (protones y neutrones) en este primer instante es minúscula: aproximadamente una por cada 1.000 millones del resto. Las múltiples colisiones que se producen dan lugar a reacciones como las siguientes:

Antineutrino + Protón <-> Positrón + Neutrón

Neutrino + Neutrón <-> Electrón + Protón

Como ya se ha mencionado antes, la temperatura está próxima a los 1011 K, lo cual provoca la inmediata destrucción de cualquier posible núcleo de materia que se pueda haber formado.

0,12 segundos después del Big Bang

La temperatura ha disminuido ya hasta llegar a unos 30.000 millones de grados Kelvin (3·1010 K). El contenido del Universo sigue dominado por los electrones, los positrones, los neutrinos, los antineutrinos y los fotones, estando todo él en equilibrio térmico. La densidad del cosmos ha descendido a unos 30 millones de kg por litro y el tiempo característico de expansión se ha alargado a 0,2 segundos.

Pese a que las partículas nucleares no se hallan ligadas a núcleos todavía, la caída de la temperatura facilita que los neutrones se conviertan en protones (que son más ligeros), y no al revés. El balance de partículas nucleares es ahora el 38% de neutrones y el 62% de protones.

1,10 segundos después del Big Bang

La temperatura del Universo es de unos 10.000 millones de grados Kelvin (1010 K). El descenso de la temperatura y la densidad (380.000 kg por litro) del cosmos en este instante permite a los neutrinos y antineutrinos comportarse ya como partículas libres, es decir, dejar de permanecer en equilibrio térmico junto al resto de partículas (electrones, positrones y fotones). El tiempo característico de expansión del Universo aumenta a unos 2 segundos.

Dado que la temperatura es sólo el doble que el umbral de temperatura de electrones y positrones, estos comienza a aniquilarse con mayor rapidez de lo que pueden ser recreados a partir de la radiación. El Universo está aún demasiado caliente como para que los neutrones y protones puedan unirse en núcleos atómicos durante un tiempo apreciable; no obstante, la proporción de partículas nucleares es ya del 24% de neutrones y del 76% de protones.

13,83 segundos después del Big Bang

La temperatura del Universo desciende hasta los 3.000 millones de grados Kelvin (3·109 K), por debajo del umbral de temperatura de electrones y positrones, por lo que empiezan a desaparecer rápidamente como componentes destacados del cosmos. La energía que es liberada durante su aniquilamiento retarda la velocidad a la que el Universo se enfría, por lo que los neutrinos, que no obtienen nada de calor adicional, pasan a ser un 8% más fríos que los electrones, positrones y fotones. La densidad del Universo sigue disminuyendo.

Pese a que la temperatura es lo suficientemente baja como para que se formen núcleos estables de materia, esto no sucede todavía debido a la velocidad de la expansión del Universo. Los núcleos que llegan a formarse lo hacen a partir de las reacciones rápidas de dos partículas: un protón y un neutrón, lo cual genera un núcleo de hidrógeno pesado (o deuterio) y un fotón, que se lleva la energía excedente. No obstante, a esta temperatura se destruyen todos los núcleos de deuterio tan pronto como se forman.

Protón + Neutrón -> Núcleo de deuterio + Fotón

El proceso de transformación de los neutrones a protones, aunque más lentamente que antes, continúa, y a estas alturas la proporción es de un 17% de neutrones y un 83% de protones.

3 minutos y 3 segundos después del Big Bang

La temperatura del Universo está próxima a los 1.000 millones de grados Kelvin (109 K), unas setenta veces la temperatura del centro de nuestro Sol. Los electrones y positrones han desaparecido en su mayor parte, siendo ahora los fotones, los neutrinos y los antineutrinos los componentes principales del mismo. La energía liberada por el aniquilamiento electrón-positrón da a los fotones una temperatura un 35% más elevada que la de los neutrinos.

El Universo está ahora lo suficientemente frío como para que los núcleos de deuterio puedan chocar con un protón o un neutrón, formando en el primer caso un núcleo del isótopo ligero del helio (helio-3) y, en el segundo, un núcleo del isótopo más pesado del hidrógeno (tritio -3H-). Finalmente, el helio-3 puede chocar con un neutrón, y el tritio con un protón, formándose en ambos casos un núcleo de helio (He).

Deuterio + Protón -> Helio-3 // Helio-3 + Neutrón -> Helio

Deuterio + Neutrón -> Tritio // Tritio + Protón -> Helio

Pese a esto, la estabilidad de los núcleos de deuterio sigue siendo débil, por lo que no se forman cantidades considerables de núcleos más pesados. A esto se lo conoce comúnmente como “atasco del deuterio“.

Los choques de neutrones y protones con electrones, neutrinos y sus antipartículas cesan ya en gran medida, pero empieza a tener importancia la desintegración masiva del neutrón libre: aproximadamente el 10% de los neutrones restantes se desintegran para dar origen a protones cada 100 segundos. El balance neutrón-protón es del 14% de neutrones y del 86% de protones.

3 minutos y 46 segundos después del Big Bang

La temperatura ha disminuido hasta los 900 millones de grados Kelvin (9·108 K), punto en que los núcleos de deuterio pueden mantenerse unidos (finaliza el “atasco del deuterio“) permitiendo una veloz generación de núcleos más pesados (como los mencionados más arriba). El balance neutrón-protón es de un 13% de neutrones y un 87% de protones.

34 minutos y 41 segundos después del Big Bang

La temperatura del cosmos es ahora de unos 300 millones de grados Kelvin (3·108 K). Los electrones y positrones se han aniquilado completamente, salvo el pequeño exceso de electrones necesarios para equilibrar la carga de los protones. La temperatura de los fotones, que ha ascendido debido a la consecuente liberación de energía por estos aniquilamientos, es de un 40,1% mayor que la temperatura de los neutrinos. El tiempo característico de expansión del Universo ha ascendido a una hora y cuarto.

Los procesos nucleares se han detenido, puesto que las partículas nucleares están en su mayoría ligadas a núcleos de helio (22-28% del Universo) o son protones libres, es decir, núcleos de hidrógeno (un 72% del Universo). Existe ya un electrón por cada protón libre o ligado, pero aún no es posible la formación de átomos estables debido a la aún elevada temperatura.

±400.000 años después del Big Bang

La temperatura del Universo ha caído hasta tal punto que ya pueden formarse núcleos estables, lo que hace que los electrones dejen de estar libres y se formen los primeros átomos, volviéndose el contenido del Universo transparente a la radiación. Este fenómeno, conocido como desacoplamiento de la materia y la radiación, permitirá la formación de galaxias y estrellas con posterioridad.

Hace 13.500 Ma (200 Ma después del Big Bang)

El Universo primigenio se haya constituido a estas alturas por un 76% de H (deuterio y tritio) y un 24% de He, aproximadamente. Desde su génesis, los átomos de estos elementos se han ido aglutinando por acción de la fuerza de la gravedad, dando lugar a gigantescas nebulosas estelares, que no son otra cosa que regiones del espacio con una mayor densidad de materia que las zonas que las rodean.

A mayor distancia del protosol, más allá de los planetas terrestres, las temperaturas son mucho más bajas. Durante la formación de la protoestrella y el disco protoplanetario, en esta región de la nebulosa predomina la composición química original de la misma, con una gran abundancia de los gases ligeros hidrógeno y helio y muy poca cantidad del resto de gases (metano -CH4-, amoniaco -NH3- y nitrógeno diatómico -N2-), elementos pesados y hielos de compuestos sencillos (metano, amoniaco y agua -H2O-). Del mismo modo que los planetas rocosos, los planetas que se forman en esta zona del disco protoplanetario sufren el intenso bombardeo planetesimal y sus respectivas temperaturas alcanzan valores muy elevados.
El calor producido expande sus atmósferas a dimensiones notoriamente mayores que las actuales, pero con el paso del tiempo, según se enfrían, van encogiendo su tamaño. Conforme esto va sucediendo, quedan en órbita, alrededor de estos planetas, discos de gas, hielos y polvo a partir de los cuales, y del mismo modo que los planetas nacieron del disco protoplanetario, surgen los satélites ordinarios y los sistemas de anillos característicos de los cuatro planetas gigantes (los más conocidos son los de Saturno).
Planeta joviano y algunos satélites orbitando a su alrededor.

Júpiter y Saturno, los planetas jovianos más cercanos al Sol, se forman principalmente a partir del hidrógeno y el helio, con poca cantidad de elementos pesados; Urano y Neptuno, más alejados, además de incluir estos componentes incorporan equiparables cantidades de hielos. Los planetas jovianos son enteramente distintos a los planetas terrestres: ninguno de ellos tiene una superficie sólida, sino que es fluida. Se tiene evidencia de que contienen en la profundidad de sus núcleos material rocoso constituido por elementos pesados comunes a los de los planetas rocosos. Por ejemplo, Júpiter y Saturno, con masas 318 y 95 veces mayores a la de la Tierra, respectivamente, tienen un núcleo rocoso que ocupa el 17% y el 28% de su diámetro, siendo el volumen restante de ambos planetas principalmente hidrógeno en estado líquido. La temperatura de los núcleos rocosos se estima, para ambos planetas, en 40.000ºC y 20.000ºC. Los planetas jovianos, en su conjunto, ocupan el 0.13% de la masa de la nebulosa solar original y el 99.57% de la masa planetaria (Júpiter, el mayor de los planetas, abarca por sí sólo el 71% de la masa planetaria).

En la frontera formada por los protoplanetas que darán lugar a los planetas rocosos y los que generarán a los planetas jovianos se van acumulando una serie de cuerpos de tamaño relativamente pequeño que, debido a la influencia gravitacional de Júpiter, no llegan a agregarse para constituir un cuerpo lo suficientemente grande como para ser llamado planeta (la suma agregada de todos esos objetos es menor que la masa de nuestra Luna). Todos los cuerpos que superan determinado tamaño son atraídos irremisiblemente por el gigante planeta gaseoso y lanzados a otras regiones del Sistema Solar por las fuerzas gravitatorias. Debido a esto se va desarrollando un anillo de planetésimos denominado cinturón de asteroides.
Representación artística del cinturón de asteroides. Este archivo es de dominio público porque fue creado por la NASA. Las políticas sobre copyright de la NASA estipulan que «el material de la NASA no está protegido con copyright a menos que se indique lo contrario».

Más allá del protoplaneta que será Neptuno, en una zona más alejada del protosol y más fría, la materia se condensa en forma de hielos (de metano, amoniaco y agua, principalmente), aunque están tan dispersos que se van agregando para formar pequeños cuerpos que no alcanzan el tamaño de planetas (en la actualidad se considera a Plutón como uno de estos cuerpos). Observaciones telescópicas recientes han confirmado la existencia de numerosos planetesimales helados (un número superior a 200 millones de objetos) con un diámetro medio de varios kilómetros. Este conjunto de cuerpos constituye el llamado Cinturón de Kuiper, y su presencia es consistente con la observación telescópica de grandes discos que se encuentran asociados al nacimiento de estrellas como nuestro Sol en otras partes del Universo.
Representación artística del cinturón de Kuiper. Este archivo es de dominio público porque fue creado por la NASA. Las políticas sobre copyright de la NASA estipulan que «el material de la NASA no está protegido con copyright a menos que se indique lo contrario».

La influencia gravitacional de los planetas gaseosos gigantes Júpiter y Saturno lanza a muchos de los planetesimales helados de su entorno hacia el espacio interestelar, sin posibilidad de regresar al Sistema Solar; algunos, no obstante, no llegan a salir y quedan atrapados en lo que se conoce como Nube de Oort, estableciendo órbitas muy excéntricas y alejadas del Sol (distancias tan lejanas como un año-luz). Ocasionalmente, alguno de estos objetos visita de nuevo el Sistema Solar en forma de cometa de periodo largo, como es el caso del cometa Halley.
Representación artística de la Nube de Oort. Este archivo es de dominio público porque fue creado por la NASA. Las políticas sobre copyright de la NASA estipulan que «el material de la NASA no está protegido con copyright a menos que se indique lo contrario».

Ahora, unos investigadores de los institutos tecnológicos de Massachusetts (MIT) y California (Caltech), y de la Universidad de California en San Diego, han oteado el pasado remoto del universo, retrocediendo hasta la época de las primeras estrellas y galaxias, y han encontrado materia que no posee vestigios apreciables de elementos pesados. Para realizar esta medición crucial, el equipo analizó la luz del quásar más distante conocido, un núcleo galáctico a más de 13.000 millones de años-luz de la Tierra.

Estas observaciones del quásar brindan una imagen de nuestro universo tal como era durante su infancia, solo 750 millones de años después de producirse la explosión inicial que creó al universo. El análisis del espectro de la luz del quásar no ha aportado evidencias de elementos pesados en la nube gaseosa circundante, un hallazgo que sugiere que el quásar data de una era cercana al nacimiento de las primeras estrellas del universo.

Basándose en numerosos modelos teóricos, la mayoría de los científicos está de acuerdo sobre la secuencia general de eventos que debió acontecer durante el desarrollo inicial del universo: Hace cerca de 14.000 millones de años, una explosión colosal, ahora conocida como el Big Bang, produjo cantidades inmensas de materia y energía, creando un universo que se expandía con suma rapidez. En los primeros minutos después de la explosión, protones y neutrones colisionaron en reacciones de fusión nuclear, formando así hidrógeno y helio.

Finalmente, el universo se enfrió hasta un punto en que la fusión dejó de generar estos elementos básicos, dejando al hidrógeno como el elemento predominante en el universo. En líneas generales, los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, como por ejemplo el carbono y el oxígeno, no se formaron hasta que aparecieron las primeras estrellas.

Los astrónomos han intentado identificar el momento en el que nacieron las primeras estrellas, analizando a tal fin la luz de cuerpos muy distantes. (Cuanto más lejos está un objeto en el espacio, más antigua es la imagen que de él recibimos, en luz visible y otras longitudes de onda del espectro electromagnético.)

Hasta ahora, los científicos sólo habían podido observar objetos que tienen menos de unos 11.000 millones de años. Todos estos objetos presentan elementos pesados, lo cual sugiere que las estrellas ya eran abundantes, o por lo menos estaban bien establecidas, en ese momento de la historia del universo.

El citado quásar, ubicado a 13.000 millones de años-luz de la Tierra, y descubierto en agosto de 2011, es el más lejano de su tipo.

El equipo del físico Robert Simcoe, del MIT, encontró evidencia de hidrógeno, pero no de oxígeno, silicio, hierro o magnesio en los datos de la luz del quásar.

Los investigadores tuvieron en cuenta cualquier otro escenario que pudiera explicar los patrones de luz que observaron, incluyendo galaxias recién nacidas, así como cualquier otra materia interpuesta entre el quásar y la Tierra.

Tras completar todos esos análisis, los resultados finales han confirmado que el espectro de la luz del quásar indica la ausencia de elementos pesados 750 millones de años después del Big Bang.

13.700.000.000 años Big Bang
0,000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.001 segundos después se forman la 4 fuerzas de la naturaleza: Gravedad, Electromagnetismos, nuclear fuerte y debíl
3 minutos después baja la temperatura a 550.500.000º suficiente para que se forme el hidrógeno
se expande ahora a un billón km
La energía se transforma en electrones, protones y neutrones
Todo está contenido en un espacio más pequeño que un átomo y en una milmillonésima de segundo era más grande que una galaxia todo energía.
380.000 años después se forman los primeros átomos de hidrógeno, el cual con calor 10.000.000º y presión se transforma en Elio y ráfaga de energía. Después el Elio e Litio y así hasta 23 necesarios para la vida como el carbono y el hierro. Se forman las primeras estrellas y galaxias porque los átomos no están dispersos de forma ordenada.
12.000.000.000 años, en el interior de las estrellas se forman otros elementos.
Las estrellas no tienen suficiente energía para crear oro o uranio. Pero algunas estallaron en pocos millones de años con suficiente energía, supernovas.
Los siguientes 8.000.000.000 años nacen y mueren estrellas creando elementos más pesados.
4.600.000.000 años nace nuestro sol
4.500.000.000 nace la tierra, es lava fundida, hidrógeno, metano, amoniaco y agua. El día dura 6 horas. Los elemntos pesados van al núcleo que es de hierro y níquel creando un campo magnético.
4.500.000.000 años choca contra la tierra un planeta que viene a 40.000 kmh. Los escombros se proyectan a espacio, giran al rededor de la tierra y en menos de 1 año se forma la luna. Frena a la tierra de 6 a 24 horas.
4.400.000.000 años chocan cometas y meteoros con agua formando los océanos.
4.000.000.000 empezó a llover durante millones de años convirtiendose en un mundo acuático con pequeñas islas volcánicas.
3.800.000.000 bajo el mar 6 elementos simples hidrógeno, carbono, nitrogeno se juntan formando vida (bacterias) toman energía del sol y crean oxígeno. El hierro se oxida y va al fondo del mar. Cada persona tiene más bacterias que personas en el mundo.
3.500.000.000 la corteza se resquebraja el agua del mar entra por las grietas mezcándose con el magma vasáltico creando el granito, formando los primeros continentes.
En los siguientes 2.000.000 años la vida se vuelve más compleja. Aumenta el oxígeno gracias a los estromatolitos.
1.000.000.000 los continentes se mueven formando uno solo Rodinia
700.000.000 Rodinia bloquea las corrientes que llevan el agua caliente a las regiones polares desde el trópico y forma la primera glaciación. Partiendo de los polos se hiela toda la tierra, 1,5 km de espesor, -45º. Casi se extinguió toda la vida.
630.000.000 Rodinia se rompe y escapa al aire dióxido de carbono creando efecto invernadero parcial.
550.000.000 termina la glaciación. Cambrico explosión biológica gracias al oxígeno. Con el oxígeno se forma el ozono y ciertas formas de vida comienzan a abndonar el mar, luz ultravioleta.
500.000.000 primer pez óseo, nuestro antepasado. Comienzan las primeras plantas
Con el oxígeno viene el ozono que nos protege de las radiaciones solares.
400.000.000 salen los primeros anfibios del mar nuestros antepasados. El último paso para salir del mar definitivamente fué cuando pusimos huevos con cáscara.
300.000.000 vuelven a juntarse los continentes Pangea, se forman pantanos tropicales y junglas. Se forma el carbón, petroleo y gas
250.000.000 En Siberia alto nivel volcánico con dióxido de carbono muriendo más del 70% de los animales de la explosión cámbrica (la mayor extinción)
Aparecen los árboles de madera y los dinosaurios durante 160.000.000 años. Nuatros antepasados eran pequeño
240.000.000 La Luna estabiliza a la tierra en 24 horas. Aparecen los dinosaurios. Se separan los contientes De la unidad pangea
180.000.000 se divide el supercontinente
100.000.000 Clima cálido y volcánico forma efecto invernadero creando bosque tropicales por todos lados.
65.000.000 un objeto de 10km choca contra la tierra. La nube de polvo cubre el sol y se extingue todo animal de más de 20 kg
50.000.000 calor con junglas en los polos. Los nummilites tienen concha, se depositan en el fondo del mar creando la piedra caliza
10.000.000 se levantan las cordilleras y se enfría el tiempo. Los animales viven en los trópicos.
7.000.000 aparece la hierba creando praderas. Los monos bajan de los árboles, se ierguen para vigilar y caminar por lo que tienen las manos libres
2.600.000 los omínidos rompen sílice para afilarlo
800.000 fuego
200.000 hablar
100.000 salimos de África
50.000 glaciación hasta 10.000


Humor, chistes, absurdo, megalitos