viernes, 31 de octubre de 2008

EL SISTEMA SOLAR por Angela Bedoya del 1ºA








El sistema solar esta formado por una estrella que esta en el centro llamada sol que posee luz propia y giran a su alrededor 8 planetas los cuales son: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, unos planetas tienen satélites y otros no.
forma y tamaño de los planetas
los planetas son de forma esférica como un balón
El planeta tierra, Mercurio, Venus, Plutón y Martes son planetas pequeños y rocosos tienen un movimiento de rotación lento algunos poseen satélites y otros no.
Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno son planetas gigantes gaseosos, giran muy deprisa poseen muchos satélites y son muy caracterizados por sus anillos.

Planetas enanos




este concepto de los planetas enanos fue crea do por la Unión Astronómica en agosto del 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor, en estos planetas esta Plutón porque lo bajaron de categoría como planetoido debido a su tamaño también están Ceres, Makemake y Eris.




EL PLANETA TIERRA




Es el único planeta que se sabe que hay vida, y en sistema solar ocupa el tercer lugar, esta situado a 150 millones de kilómetros del sol.
La tierra se creo en el mismo instante que se creo el sol hace 450 millones de año.
El planeta tierra es el único del sistema solar que esta formado un 77% de agua y un 23% de tierra el cual el agua es un liquido vital para que aya vida. El sol se encuentra a una distancia muy buena en la cual permite que el agua de la tierra no se congele. El planeta tierra posee un satélite natural la luna




LA LUNA




el diámetro de la luna es de 3474,8 km y la distancia que ha entre la luna y la tierra es de 380000 km, gira al rededor de la tierra de 27 días 7h 43,7min sobre su propio eje y esto hace que la luna nos muestre la misma cara . Posee un atracción gravitatoria con la tierra por la cual causa las mareas. Y también la luna refleja la luz solar pero lo hace de una manera diferente dependiendo del lugar donde e se encuentre ubicada.
Fase lunar
la luna cuando gira al rededor de la tierra presenta diferentes aspecto visuales pero esto depende en donde este situada y le de la luz del sol y en las cuales tenemos cuatro fases:
luna llena.- esta fase sucede cuando el planeta tierra esta situada entre el sol y la luna, y esto sucede a los 14 días de la luna nueva.
Luna nueva.- es cuando la luna se encuentra situada exactamente entre la tierra y el soy y por esta razón no puede ser vista en nuestro planeta.
Cuarto creciente.- es cuando la luna se mueve al rededor de la tierra y la tierra se nueve a su vez, el soy ilumina la luna y la luna se puede ver en nuestro planetario.
Después de la luna llena aparece el cuarto menguante

EL SOL. Jaione Irurita. B 1ºB


Introducción


El sol es una estrella. Es la más cercana a la Tierra y el mayor elemento del sistema solar. Se considera una fuente de energía ya que se manifiesta en forma de luz y calor. Contiene mas del 99% de toda la materia del sistema solar, ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y así los hace girar.
El Sol fue formado hace muchísimos años, pero todavía tiene el suficiente combustible para 5000 millones de años más. Al final empezará a hacerse más y más grande hasta transformarse en una gigante roja. Finálmente se hundirá por su propio peso y se transformará en una enana blanca; que aproximádamente tardará un trillón de años en enfriarse.
La capa exterior se llama troposfera y es la única que podemos ver. Tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares.


Datos sobre el Sol

- Tamaño: radio ecuatorial: 695.000 km.
- Periodo de rotación sobre el eje: de 25 a 36 días.
- Masa comparada con la Tierra: 332.830.
- Temperatura media superficial: 6000 º C.
- Gravedad superficial en la fotosfera: 274 m/s2.
- Magnitud (Vo): -26.8
- Luminosidad (ergios/seg): 3.827e33
- Velocidad de escape (km/seg): 618.02
- Densidad media (grs/cm^3): 1.410
- Masa (Tierra = 1): 332,830
- Masa (kg): 1.989e+30

El sol, gira alrededor del centro de la vía láctea, y le cuesta dar una vuelta entera alrededor de 200 millones de años.
Ahora, el sol se estudia desde satélites, ya que contienen instrumentos que facilitan apreciar los aspectos que hasta el momento no se han podido estudiar.


Estructura del Sol

El Sol, tiene una forma esférica y consta de un leve achatamiento polar a causa de su lento movimento de rotación.
El Sol presenta una estructura en capas esféricas, y está formado por:

- Núcleo: Aquí se produce la fusión nuclear, a causa de la alta temperatura.

- Zona radiante: Es la zona exterior. Las partículas que llevan la energía intentan salir al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que estos fotones son absorbidos contínuamente y reemitidos a otra dirección de la que tenían.

- Zona convectiva: Las columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, después se vuelven a enfriar y descienden otra vez.

- Fotosfera: Es una capa delgada, a simple vista es la que nosotros vemos.

- Cromosfera: Capa exterior a la fotosfera de un tono más transparente. Es de un color rosáceo y está compuesta de hidrógeno y calcio. Se puede ver cuando hay un eclipse de Sol.

- Corona solar: Capa de gran extensión. Tiene temperaturas altas y de bajísima densidad. Tiene un color blanco verdoso, formada por vapores de hierro, níquel y calcio, de 10 a 15 veces ionizados.

En la superficie de la fotosfera se aprecia una granulación: multitud de manchitas blancas, alargadas, sobre un fondo grisáceo. A estas manchas se las conoce con el nombre de granos de arroz y representan las partes superiores de corrientes de convección que suben luz y calor, desde la capa subyacente. En cada mancha se distingue un núcleo central, negro, y la penumbra, grisácea, que lo rodea. Las manchas proceden de remolinos o ciclones que se producen en el interior del Sol.


Principales elementos químicos del Sol

Hidrógeno H 92,1
Helio He 7,8
Oxígeno O 0,061
Carbono C 0,03
Nitrógeno N 0,0084
Neón Ne 0,0076
Hierro Fe 0,0037
Silicio Si 0,0031
Magnesio Mg 0,0024
Azufre S 0,0015
Otros 0,0015


El Sol como fuente de energía

La energía que llega del universo a la Tierra, procede casi en su totalidad, del Sol.
La energía que llega a nuestro planeta debe provenir de otro cuerpo que la tenga almacenada y que pueda experimentar una transformación. A este tipo de cuerpos se les denomina fuentes de energía, siendo el Sol, nuestra principal fuente de energía. El es la causa de la evaporación de las aguas superficiales, de la transformación de las nubes, de las lluvias, de los vientos...
Su energía es la base de las reacciones químicas indispensables para el desarrollo de la vida y su propagación en la Tierra.


¿Cómo se origina la energía en el Sol?

La energía se produce en el Sol mediante un fenómeno físico-químico denominado fusión nuclear.
En este proceso, dos núcleos de dos átomos ligeros se unen formando un núcleo más pesado y estable, con gran desprendimiento de energía. En el Sol, los átomos de Hidrógeno se unen formando Helio. Precísamente este elemento químico debe su nombre al Astro Rey, Helios en griego, donde se determinó por primera vez.
Los átomos de Helio pueden luego seguir uniéndose con otros átomos o entre sí, formando los demás elementos químicos.

¿Como llega la energía solar a la Tierra?

La energía liberada en la fusión solar llega hasta la Tierra en forma de ondas electromagnéticas. Hay otras ondas que no vemos, como las correspondientes a los rayos X y rayos ultravioletas, que afectan negatívamente a los seres vivos. Tampoco vemos las ondas de los rayos infrarrojos, que sentimos como calor, y las microondas y ondas de radio.


Los meteoritos. Por Elea Indave B1ºB


Los meteoritos son fragmentos sólidos que proceden del espacio y que se mueven a gran velocidad. Cuando entran en contacto con la atmósfera se van desintegrando y llega a La Tierra como un fragmento más pequeño.
Al entrar en la atmósfera, se calienta, entra en combustión y hace que produzca un trazo luminoso, a este efecto se le puede denominar bola de fuego o estrella fugaz. Llamamos bólido a aquellos meteoros cuya luminosidad es mayor que la del planeta Venus.
Los meteoritos son objetos que han venido desde otra parte del espacio. Se han encontrado también en la Luna y en Marte.


Los meteoritos que se logran recuperar después de ser observados durante su tránsito en la atmósfera son llamados caídas. El resto de los meteoritos se conocen como hallazgos. A la fecha (mediados de 2006), existen aproximadamente 1050 caídas atestiguadas que produjeron especimenes en las diversas colecciones del mundo. En contraste, existen más de 31.000 hallazgos de meteoritos bien documentados.


El término meteoro proviene del griego meteoron, que significa fenómeno en el cielo. Empleamos el término de meteoro para describir el resplandor que se produce cuando la materia cae. Estos fenómenos se suelen dar a alturas entre 80 y 110 Km. sobre la superficie de la Tierra.

Un meteorito es un meteoro que alcanza la superficie de la Tierra sin que se haya desintegrado completamente.
El nombre que les ponen a los meteoritos viene dado por el lugar en el que fue encontrado (cuidad próxima o algún rasgo geográfico).Cuando encontramos en un mismo lugar muchos meteoritos podemos dar el nombre seguido de números o letras (ejemplo: Allan Hill 84001 o Dimmitt (b)).

Los meteoritos están divididos en tres categorías:
1. los meteoritos pedregosos (rocas), integradas principalmente por los minerales de silicato;
2. los meteoritos metálicos (hierro), se componen en gran parte de hierro-níquel;
3. y, los meteoritos pedregosos con hierro, que contienen grandes cantidades de material metálico y rocoso.
La mayoría de estos cuerpos se desintegran al llegar a la atmósfera de la Tierra, pero se piensa que 500 meteoritos entran en la superficie terrestre cada año. Apenas hay meteoritos que sean lo suficientemente grandes como para hacer cráteres que demuestren que hayan impactado.

Los grandes meteoroides podrían chocar con la Tierra con una parte de su velocidad espacial, causando un cráter de hipervelocidad de golpe. El cráter tiene el tamaño dependiendo del meteorito que lo ha causado. La destrucción que puede causar un meteorito depende de la fuerza con la que caiga. Los meteoroides de hierro son los más resistentes, por ello son los que más se dan en la atmósfera terrestre.

En los cráteres de Wabar y el cráter de Wolfe Creek, se han encontrado meteoritos de hierro. Hay cuerpos que al no ser lo suficientemente grandes (cometas pequeños o asteroides) y que no llegan a pesar toneladas, son frenados en la atmósfera y por eso no hacen cráteres.
Aunque tales acontecimientos no son frecuentes, pueden provocar una considerable conmoción; el famoso cráter
Tunguska probablemente resultó de tal incidente.

Cuando pasan a través de la atmósfera la estela de fuego que se produce, si luce mucho, puede llegar a ser rival de la intensidad del Sol, la mayoría no se pueden ver durante el día. Los colores que se pueden ver son: el amarillo, el verde y el rojo. Al desintegrarse podemos ver chispas de luz, al caer los meteoritos podemos escuchar explosiones que son causadas por explosiones sónicas, las ondas expansivas resultan de la fragmentación del cuerpo. Los sonidos son escuchados en amplias zonas que engloban varios kilómetros. También se originan silbidos, pero que apenas son percibidos.
No es inusual que después del paso de la estela de fuego, en la atmósfera se suspenda un rastro de polvo por cierto tiempo.

Las corrientes de meteoros están formadas por la división del núcleo del cometa, se distribuyen alrededor de la orbita del cometa. Las lluvias de meteoros se producen cuando en la órbita de La Tierra se haya las corrientes de meteoros y cuando aumenta el número de ellos. Durante varios días se pueden dar lluvias de cometas. Cuando la lluvia es muy intensa recibe el nombre de tormenta de meteoros.

Se cree que los meteoros ocasionales presentan un desgaste creciente de su relación orbital que se convierte en una lluvia de meteoros debido a las colisiones y los efectos radiactivos, aumentados por las influencias gravitacionales. Existe todavía el debate sobre la relación que existe entre los meteoros ocasionales y las lluvias de meteoros.

Podemos encontrar varios modelos de meteoritos:

Meteorito Condrita: fue recogido en la Antártida. Los meteoritos son empujados a la superficie y son capturados por la gravedad del planeta.
Se denomina así a este meteorito porque se ha formado en un mismo tiempo que los planetas del sistema solar, hace aproximadamente 4,550 millones de años.

Meteorito Alondrita: fue descubierto en la Antártida. Su composición es basáltica y cuando un asteroide hace 4500 millones de años se fundió, se formó dicho meteorito.
Meteorito Ferroso: su nombre es así porque esta compuesto de hierro y níquel. Seguramente es un fragmento de un gran asteroide que se partió.
Meteorito Marciano: fue descubierto en el hielo de la Antártida, se cree que viene de Marte. Esta cubierto de una cristalina capa negra. Cuando entra en contacto a con la atmósfera se forma la corteza.
Se formó en una erupción volcánica hace unos 180 millones de años.

Los Agujeros Negros Por Javier Romero Bach 1ºA


Introducción:

Un agujero negro o también llamado hoyo negro es un fenómeno que se produce tras la muerte de las supernovas con masas mayores a tres masas solares (son grandes explosiones en las que se produce un estallido de una estrella completa y provoca una serie de objetos muy brillantes). Se caracterizan por tener una gran concentración de masa en un pequeño volumen y por producirse un gran aumento de la densidad, lo que a raíz de esto se crea un campo gravitatorio tan grande que ningún tipo de partícula ni tampoco la energía, como por ejemplo la luz, es capaz de escapar de dicho fenómeno.

Este astro recibe el nombre de “agujero negro” por dos diversos motivos:

Se le llama “agujero” porque las cosas pueden caer en él, pero por el contrario no pueden salir.
Y se la llama "negro” debido a que ni siquiera la luz es capaz de escapar de él, ya que la velocidad de escape de este (velocidad mínima que tiene que adquirir un objeto para escapar de la atracción gravitatoria de un planeta o cualquier otro astro), es mayor que la velocidad de la luz (300000 km/s) y es conocido como el último límite de velocidad del universo.

¿Cómo se forma un agujero negro?

El proceso de formación comienza cuando se produce la muerte de algunas estrellas:

1- Las estrellas que poseen una masa similar a la masa solar, tras su muerte se terminan convirtiéndose en una enana blanca, lo que es igual a un pequeño astro con alta densidad.

2- En cambio, las estrellas cuya masa es superior, más o menos, tres veces a la del Sol, normalmente pasan a considerarse novas, que son pares de estrellas entre las que existe un continuo intercambio de materia y, como consecuencia, se producen unas explosiones que alteran considerablemente el sistema.
Lo normal es que la explosión de una nova deje como residuo un nuevo astro con una muy alta densidad y un volumen muy reducido (diámetro no superior a los 10 km) y que esté compuesto únicamente por neutrones.
Pero sin embargo, podría ocurrir que tras la explosión no se originaría una estrella de neutrones, sino que se originara un astro en el que la fuerza de gravedad sería tan inmensa que se atraería hacia sí mismo la materia de la que está formado. A raíz de esto se produciría una inimaginable disminución del tamaño de la estrella, la cual su diámetro sería nulo y en cambio su densidad infinita.
De este modo se crearía una especie de “agujero”, capaz de absorber todo tipo de materia que se encuentre a su alrededor, también la luz, debido a su enorme campo gravitatorio y a su poder de atracción.
Y esto, es lo que pasaría a considerarse como un agujero negro.

El origen de un agujero negro se puede encontrar en un libro llamado agujeros negros y la historia del universo que fue escrito por el astrofísico Stephen Hawking.

Historia de los agujeros negros:

La primera persona en proponer una teoría sobre la existencia de los agujeros negros fue un catedrático de Cambridge llamado John Michel, en 1783.
John especificó que podrían existir una especie de estrellas a las que llamó “estrellas negras”, con una velocidad de escape mayor a la de la luz; y de esta forma se nos hace imposible poder verlas, ya que la luz que reciben se la tragan sin dejar rastro de ella.

En 1796 un matemático francés llamado Pierre Simon apoyó la misma idea.

En 1915, el científico Albert Einstein publicó la teoría de la “relatividad general” y demostró que la luz también era absorbida por las fuerzas gravitatorias.

Después de unos años en los que se produjeron ideas contradictorias, en 1939 Robert Oppenheimer aclaró que una estrella de grandes dimensiones podría experimentar un colapso gravitatorio, y de esta forma se podrían crear agujeros negros en el universo.

Ya en 1967 los científicos Stephen Hawking y Roger Pensose comprobaron las ecuaciones de Einstein y llegaron a la conclusión de que sí se podrían formar agujeros negros, incluso que tendrían un final en el que se evaporarían y se convertirían en gas.

Un tiempo más tarde el científico John Archibald Wheeler bautizó a este fenómeno con el nombre de “agujero negro”.

Partes de un agujero negro:

Horizonte de sucesos: es la frontera de un agujero negro, donde las leyes de la física ya no son válidas. No se sabe que se encuentra más allá; hay gente que dice que es un vacío infinito y otros que es la puerta hacia otros mundos. Lo que si se sabe es que todo lo que cae al horizonte de sucesos ya no se puede salvar, y si se cayera alguien lo más probable es que se deformaría como un espagueti por culpa de la gravedad.

Disco de creación: es una especie de remolino brillante constituido por la materia de otras estrellas cercanas y cualquier otro tipo de objetos.

Chorro de gas: es la materia desperdiciada, es decir, no absorbida por los agujeros negros y que sale despedida rápidamente por fuera del agujero.

¿Cómo se puede detectar un agujero negro, si no se puede ver?

1-Todos los agujeros negros están compuestos de materia. Toda materia desprende radiaciones, y más cuando es absorbida por un agujero negro. Así que los agujeros negros son grandes emisores de radiaciones y los científicos utilizan medidores de rayos X para poder detectar sus radiaciones y de este modo poder localizarlos.

2-Otra forma de detectarlos es observando los efectos que provocan sobre otros astros visibles, situados a su alrededor. Las estrellas que se encuentran en su entorno sufren movimientos oscilatorios debido a la gravedad de los agujeros y de este modo aunque no veamos los agujeros, estos movimientos nos indican que están ahí.


Clasificación de los agujeros negros:

Según el origen:

-Agujeros negros primordiales: se encuentran aquellos que datan del origen del universo.

Según la masa:

-Agujeros negros supermasivos: tienen masas de varios millones de masas solares.

-Agujeros negros de masa estelar: estrellas con una masa de unas tres masas solares.

Según su momento angular:

-Agujero negro de Schwarzschild (1916): sin carga eléctrica y sin rotación.

-Agujero negro de Reissner-Nordstrom (1918): con carga eléctrica y sin rotación.

-Agujero negro de Kerr (1963): sin carga eléctrica y con rotación:

-Agujero negro de Kerr-Newman (1965): con carga eléctrica y con rotación.

Las estrellas. Por Victoria Sugac B 1º A

Qué son las estrellas y cómo las vemos.




Una estrella es un cúmulo de materia en estado de plasma, que genera energía en su interior. Se encuentran a temperaturas muy elevadas, poseen diferentes temperaturas que varían desde los 2000 grados Celsius hasta los 50000. Emiten luz. Compuestas aprox. 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella.
Las estrellas se ven en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la perturbación y las diferencias de densidad de la
atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se ve no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche.

Formación y evolución de las estrellas.

Una estrella no puede ser eterna: irradia energía a costa de su propia masa y, al no tener una masa infinita, antes o después se apaga.
Las estrellas nacen cuando se acumula una gran cantidad de
materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía.
No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado
protoestrella (es un objeto casi siempre invisible: cuando aún es “frío” sólo puede verse “en negativo” (oscuro sobre fondo luminoso) o si está iluminado por una fuente cercana.). El colapso en este núcleo se para cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aprox. un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Al morir la estrella se produce una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada la constituyen elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas. Así, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad.

Estrellas dobles.

Las estrellas la mayoría de las veces no se encuentran solas en el espacio, sino que presentan una o mas compañeras. Se les denomina dobles o binarias.
Una fracción alta de las estrellas del disco de la
Vía Láctea pertenece a sistemas binarios
Una estrella doble es una pareja de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitación y giran en torno a su centro común. Ocasionalmente, una de las estrellas de un sistema doble puede ocultar a la otra al ser observadas desde la Tierra, lo que da lugar a una binaria eclipsante.
En el mundo de las estrellas dobles existe una variedad infinita de colores, brillos y separaciones (la separación es la distancia aparente entre la estrella compañera —componente secundaria— y la estrella brillante —componente primaria—).
También hay estrellas múltiples, sistemas en que tres o cuatro estrellas giran en trayectorias complejas.

Estrellas aisladas.


No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; la mayoría, lo mismo que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al
campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Clasificación.
Según las dimensiones: Supergigantes, gigantes, medianas, pequeñas y estrellas enanas.
Según la temperatura: La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, también determina el color de la estrella. Así, se clasifican De caliente a frío: Azules, blancas, amarillas y rojas. Las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (K o M) son rojizas.
Se nombran combinando las dos: gigantes rojas, enanas blancas…






Clases de luminosidad.


Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes.
Las clases de luminosidad, tal cual las define el esquema de Yerkes, están relacionadas con la emisión de energía por unidad de superficie de las estrellas.
El catálogo de Yerkes para clasificar a las estrellas, las divide en siete grupos, los que se expresan en números romanos:


Clase // Descripción

Ia - Supergigantes luminosas


Ib - Supergigantes


II - Gigantes luminosa


III - Gigantes

IV - Sub-gigantes


V - Enanas (sol)


VI - Sub-enanas


VII - Enanas blancas

Novas y supernovas.

Son estrellas cuyo extraordinario esplendor va declinando en poco tiempo, hasta llegar a hacerse prácticamente invisibles.
Su observación fue constada en el siglo xvi por el astrónomo Tycho Brahe.

Novas: Son pares de estrellas situadas a escasa distancia una de otra, factor que determina un continuo intercambio de materia entre ambas y, derivado de ello, explosiones que actúan alterando el sistema de manera notable.


Supernovas: Astros cuya masa presenta grandes dimensiones y cuya luminosidad supera mucho la de las novas. También en ellas tienen lugar intensas explosiones, que, a diferencia de las anteriores, si provocan la destrucción –prácticamente total- de la estrella.

jueves, 30 de octubre de 2008

El origen del Universo. Leire Chocarro Bach 1ºA

Introducción:

El origen del universo según dice la cosmología moderna, es el momento en el que apareció toda la energía y la materia que tenemos hoy en día en el Universo. Esta postura es admitida por la ciencia e indica que nuestro Universo se ha podido originar entre los 13500 y 15000 millones de años. Edwin Hubble descubrió que el Universo se expandía a un ritmo proporcional a la distancia entre las estrellas, aunque ya lo había previsto la teoría de la relatividad general de Albert Einstein.

Si los componentes del Universo se están separando, esto significa que en el pasado estaban más cerca, y retrocediendo lo suficiente en el tiempo se llega a la conclusión de que todo salió de un único punto matemático, en una bola de fuego conocida como Gran Explosión o Big Bang. El descubrimiento en la década de 1960 de la radiación de fondo cósmica, interpretada como un “eco” del Big Bang, fue considerado una confirmación de esta idea y una prueba de que el Universo tuvo un origen.


Inflación:

La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro.

La fuerza inflacionaria sólo procedió durante una pequeñísima fracción de segundo, haciendo que una bola de energía unas 1020 veces más pequeña que un protón se convirtiera en una zona de 10 cm de extensión en sólo 15 × 10-33 segundos. Fue un empuje tan violento hacia afuera que la expansión del Universo sigue en la actualidad aunque la gravedad está frenando las galaxias desde entonces.

Mientras el Universo se iba enfriando, los fotones y las partículas materiales ya no tenían suficiente energía para ser intercambiables, y el Universo, empezó a afianzarse en un estado en el que el número de partículas permanecía constante. Al principio había el mismo número de protones que de neutrones. Una décima de segundo después, ya sólo había 38 neutrones por cada 62 protones, 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 76 protones, la temperatura había descendido hasta 10.000 millones de grados, y la densidad de todo el Universo era 380.000 veces superior a la del agua.

Fueron necesarios casi 14 segundos desde el principio para que el Universo se enfriara hasta los 3.000 millones de grados, momento en que las condiciones permitieron los procesos de fusión que se producen en una bomba de hidrógeno o en el corazón del Sol. En este proceso, los protones y neutrones individuales empezaron a permanecer unidos al colisionar, formando un núcleo de deuterio 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 el centro 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. Esto hizo posible que algunos neutrones de la bola de fuego del Big Bang sobrevivieran hasta el momento actual.



Formación de núcleos y átomos:

Algo más de cuatro minutos bastaron para que los núcleos de hidrógeno y los núcleos de deuterio pudieran fusionarse en un núcleo de helio. Las altas temperaturas no permitían que éstos núcleos pudieran capturar aún electrones. Cuando el universo tenía algo más de 30 minutos, la materia estaba en estado de plasma. Éste estado podemos encontrarlo en el interior del sol.

Estos continuaron así hasta que la temperatura bajó lo suficiente para que núcleos atómicos puedan capturar electrones, casi 300 mil años después a una temperatura de unos 6 mil grados parecida a la superficie actual del sol. Junto con esto los primeros fotones pudieron atravesar átomos de materia sin tener perturbaciones, hecho que produjo que el universo sea transparente. La materia y esta radiación necesitaban dejar de ser uno solo para poder formar lo que hoy conocemos como estrellas y galaxias.

Materia oscura:




La materia oscura es una masa flotante que se produjo en la primera fracción de segundo de la existencia del Universo. Estas partículas se conocen como WIMP y no se pueden observar de forma directa ya que resulta invisible porque no refleja luz visible u otras formas de radiación electromagnéticas. Sólo se ven afectadas a través de la atracción que ejerce sobre otros cuerpos celestes la cuarta fuerza fundamental, la gravedad.

La consecuencia más importante de ello 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 y cúmulos de galaxias, y explicaría la distribución actual de los cúmulos de galaxias en el Universo.