654,38 03,8 mil millones de años de historia del universo?
El espacio-tiempo nace en una especie de hiperespacio, lo que algunos cosmólogos llaman un vacío cuántico (pseudovacuum), lleno de perturbaciones de energía cuántica consistentes con el principio de incertidumbre de Heisenberg.
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10-43 segundos después del Big Bang (tiempo de Planck): alrededor de 1032 grados, el universo surgió del fondo de fluctuaciones cuánticas. Esta etapa se llama tiempo de Planck. .
Antes de esto, la densidad del universo pudo haber superado los 1094 gramos por centímetro cúbico, lo que es 1078 veces mayor que la densidad de los protones. Todas las fuerzas en física son una.
(Supersimetría) En esta etapa, el universo se ha enfriado hasta el punto en que la gravedad puede separarse y comenzar a existir de forma independiente, y existen gravitones que transmiten interacciones gravitacionales.
Las otras fuerzas del universo (interacción fuerte, interacción débil e interacción electromagnética) siguen siendo una.
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10-35 segundos después del big bang: unos 1027 grados. Durante la inflación (el primer empujón), la gravedad se había separado, formando quarks, bosones y leptones.
En esta etapa, el universo se ha enfriado hasta el punto en que la interacción fuerte puede separarse, mientras que las interacciones débiles y electromagnéticas aún están unificadas en lo que se llama interacción electrodébil.
El universo también experimentó una inflación, que sólo duró entre 10 y 33 segundos. En este momento, el universo ha experimentado 100 duplicaciones (2100).
La escala obtenida es 1030 veces la escala anterior (es el propio universo, es decir, el propio espacio y tiempo, el que no traspasa la barrera de la velocidad de la luz).
Antes de la inflación, el universo todavía estaba dentro del rango de interconexión de los fotones y todos los puntos ásperos podían suavizarse. Cuando la inflación se detiene, la que se detecta hoy se ha estabilizado en sus respectivas pequeñas áreas, esto es lo que se conoce como teoría de la inflación.
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10-12 segundos después del Big Bang: unos 1015 grados. En la etapa de partículas se forman protones y neutrones y sus antipartículas, y se estabilizan bosones, neutrinos, electrones, quarks y gluones.
El universo se enfría lo suficiente como para que la interacción eléctrica débil se descomponga en la interacción electromagnética y la interacción débil.
La familia de los leptones (electrones, neutrinos y sus correspondientes antipartículas) necesita esperar a que el universo siga enfriándose durante 10-4 segundos antes de poder salir de la fase de equilibrio con otras partículas.
Una vez que los neutrinos se desacoplen de la materia, viajarán libremente por el espacio y, en principio, estos neutrinos primarios podrán ser detectados.
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0,01 segundos después del big bang: unos 100 mil millones de grados, principalmente fotones, electrones y neutrinos, los protones y neutrones sólo representan una parte de 100 millones, en términos térmicos. En equilibrio, el sistema se expande rápidamente y la temperatura y la densidad continúan disminuyendo.
0,1 segundo después del big bang: unos 30 mil millones de grados, la relación neutrón-protón cayó de 1,0 a 0,61.
Un segundo después del Big Bang: unos 100 mil millones de grados, los neutrinos escapan hacia el exterior, los positrones y los electrones negativos sufren reacciones de aniquilación y la fuerza nuclear no es suficiente para unir neutrones y protones.
10 segundos después del big bang: unos 3 mil millones de grados. En el período nuclear se formaron núcleos atómicos estables (elementos químicos) como el hidrógeno y el helio.
Cuando el universo se enfría por debajo de los 109 Kelvin (unos 100 segundos después), no pueden ocurrir transiciones de partículas.
Los cálculos de nucleosíntesis muestran que la densidad bariónica representa sólo del 2 al 5 de la materia necesaria para un universo topológicamente plano, lo que implica fuertemente que otras formas de materia-energía (materia oscura no bariónica y energía oscura) llenan el universo.
35 minutos después del big bang: a unos 300 millones de grados, el proceso de nucleosíntesis primaria se detiene y no se pueden formar átomos neutros.
Han pasado 1011 segundos (104) del Big Bang, y la temperatura es de unos 105 Kelvin, que es el período material.
En la historia temprana del universo, la luz dominaba todas las formas de energía.
A medida que el universo se expande, la longitud de onda de la radiación electromagnética se alarga y la energía fotónica correspondiente también disminuye.
La densidad de energía de la radiación disminuye en proporción inversa al producto de la escala (R) y el volumen (4πR3/3), es decir, a 1/R4 disminuye, mientras que la densidad de energía de la materia sólo es inversamente proporcional a la disminución del volumen 1/R3.
Diez mil años después, la densidad de la materia alcanzó la densidad de la radiación y la superó. A partir de entonces, el universo y su dinámica pasaron a estar dominados por la materia.
300.000 años después del Big Bang: A unos 3.000 grados, se formaron átomos neutros mediante combinación química. El principal componente del universo era la materia gaseosa, que poco a poco se fue condensando formando nubes de gas muy densas bajo la acción del yo. -gravedad, hasta las estrellas y los sistemas estelares.
El vacío cuántico alcanza su punto máximo durante el período inflacionario y luego impregna todo el universo en forma de energía oscura y, a medida que la densidad de la materia y la radiación disminuyen rápidamente, la energía oscura se vuelve cada vez más evidente.
La energía oscura puede representar 2/3 de la densidad energética total del universo, promoviendo así la expansión acelerada del universo.