El átomo y el Big Bang
Definición
El átomo es la unidad constituyente más pequeña de la materia que tiene las propiedades de un elemento químico. Cada sólido, líquido, gas y plasma se compone de átomos neutros o ionizados. Los átomos son microscópicos; los tamaños típicos son alrededor de 100 pm (cien mil millonésima parte de un metro). No obstante, los átomos no tienen límites bien definidos y hay diferentes formas de definir su tamaño que dan valores diferentes pero cercanos. Los átomos son lo suficientemente pequeños para que la física clásica dé resultados notablemente incorrectos. A través del desarrollo de la física, los modelos atómicos han incorporado principios cuánticos para explicar y predecir mejor su comportamiento. El término proviene del latín atŏmus, calco del griego ἄτομον (átomon) < ἄτομος, unión de α (a, que significa «sin»), y τόμος (tómos, «sección»), que literalmente es «que no se puede cortar, indivisible», y fue el nombre que se dice les dio Demócrito de Abdera, discípulo de Leucipo de Mileto, a las partículas que él concebía como las de menor tamaño posible.
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| Estructura del átomo. |
Cada átomo se compone de un núcleo y uno o más electrones unidos al núcleo. El núcleo está compuesto de uno o más protones y típicamente un número similar de neutrones. Los protones y los neutrones son los llamados nucleones. Más del 99,94 % de la masa del átomo está en el núcleo. Los protones tienen una carga eléctrica positiva, los electrones tienen una carga eléctrica negativa y los neutrones no tienen carga eléctrica. Si el número de protones y electrones son iguales, ese átomo es eléctricamente neutro. Si un átomo tiene más o menos electrones que protones, entonces tiene una carga global negativa o positiva, respectivamente, y se denomina ion (anión si es negativa y catión si es positiva).
Los electrones de un átomo son atraídos por los protones en un núcleo atómico por la fuerza electromagnética. Los protones y los neutrones en el núcleo son atraídos el uno al otro por una fuerza diferente, la fuerza nuclear, que es generalmente más fuerte que la fuerza electromagnética que repele los protones cargados positivamente entre sí. Bajo ciertas circunstancias, más acentuado cuanto mayor número de protones tenga el átomo, la fuerza electromagnética repelente se vuelve más fuerte que la fuerza nuclear y los nucleones pueden ser expulsados o desechados del núcleo, dejando tras de sí un elemento diferente: desintegración nuclear que resulta en transmutación nuclear.
El número de protones en el núcleo define a qué elemento químico pertenece el átomo: por ejemplo, todos los átomos de cobre contienen 29 protones. El número de neutrones define el isótopo del elemento. El número de electrones influye en las propiedades magnéticas de un átomo. Los átomos pueden unirse a otro u otros átomos por enlaces químicos (en los cuales se comparten los electrones de dichos átomos) para formar compuestos químicos tales como moléculas y redes cristalinas. La capacidad de los átomos de asociarse y disociarse es responsable de la mayor parte de los cambios físicos observados en la naturaleza y es el tema de la disciplina de la química.
También existe la antimateria, la cual está compuesta también por átomos pero con las cargas invertidas; los protones tienen carga negativa y se denominan antiprotones, y los electrones tienen una carga positiva y se denominan positrones. Es muchísimo menos frecuente en la naturaleza. Al entrar en contacto con la respectiva partícula (como los protones con los antiprotones y los electrones con los positrones) ambas se aniquilan generando un estallido de energía de rayos gamma y otras partículas.
No toda la materia del universo está compuesta de átomos; de hecho, solo el 5% o menos del universo está compuesto por estos. La materia oscura, que constituye según algunas estimaciones más del 20% del universo, no se compone de átomos, sino de partículas de un tipo actualmente desconocido. También cabe destacar la energía oscura, la cual es un componente que está distribuido por todo el universo, ocupando aproximadamente más del 70% de este.
El núcleo atómico
El núcleo atómico es la parte central de un átomo, tiene carga positiva, y concentra más del 99,94 % de la masa total del átomo.
Está formado por protones y neutrones (denominados nucleones) que se mantienen unidos por medio de la interacción nuclear fuerte, y detallada la cual permite que el núcleo sea estable, a pesar de que los protones se repelen entre sí (como los polos iguales de dos imanes). La cantidad de protones en el núcleo (número atómico), determina el elemento químico al que pertenece. Los núcleos atómicos no necesariamente tienen el mismo número de neutrones, ya que átomos de un mismo elemento pueden tener masas diferentes, es decir son isótopos del elemento.
Nube de electrones
Se denomina nube de electrones, nube atómica o corteza atómica a la parte externa de un átomo, región que rodea al núcleo atómico, y en la cual orbitan los electrones. Los electrones poseen carga eléctrica negativa y están unidos al núcleo del átomo por la interacción electromagnética. Los electrones al orbitar alrededor del núcleo desprenden una pequeña porción de carga negativa y de esta se forma la nube de electrones. Posee un tamaño unas 50 000 veces superior al del núcleo. Sin embargo, apenas poseen masa.
Partículas elementales
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| El Modelo Estándar de partículas elementales: 12 fermiones fundamentales y 4 bosones fundamentales. Por favor, nótese que las masas de algunas partículas son sujetas a evaluaciones periódicas por la comunidad científica. Los valores actuales reflejados en este gráfico son de 2008 y puede que no hayan sido ajustadas desde ese momento. Para el último consenso, visite el Particle Data Group. De Standard_Model_of_Elementary_Particles.svg: MissMJderivative work: Alefisico - Trabajo propio, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=17958016 |
Fotón
En física moderna, el fotón (en griego φῶς phōs (gen. φωτός) 'luz', y -ón) es la partícula elemental responsable de las manifestaciones cuánticas del fenómeno electromagnético. Es la partícula portadora de todas las formas de radiación electromagnética, incluidos los rayos gamma, los rayos X, la luz ultravioleta, la luz visible, la luz infrarroja, las microondas y las ondas de radio.
El fotón tiene una masa invariante cero, y viaja en el vacío con una velocidad constante c, léase la velocidad de la luz. Como todos los cuantos, el fotón presenta tanto propiedades corpusculares como ondulatorias ("dualidad onda-corpúsculo"). Se comporta como una onda en fenómenos como la refracción que tiene lugar en una lente, o en la cancelación por interferencia destructiva de ondas reflejadas; sin embargo, se comporta como una partícula cuando interactúa con la materia para transferir una cantidad fija de energía.
El electrón
En física, el electrón (del griego clásico ἤλεκτρον ḗlektron 'ámbar'), comúnmente representado por el símbolo e−, es una partícula subatómica con una carga eléctrica elemental negativa. Un electrón no tiene componentes o subestructura conocidos; en otras palabras, generalmente se define como una partícula elemental. Los electrones que pertenecen a la familia de partículas de los leptones, participan en las interacciones fundamentales, tales como la gravedad, el electromagnetismo y la fuerza nuclear débil.
Tiene una masa que es aproximadamente 1 836 veces menor que la del protón. El momento angular (espín) intrínseco del electrón es un valor semientero en unidades de ħ, lo que significa que es un fermión. Su antipartícula es denominada positrón: es idéntica excepto por el hecho de que tiene cargas —entre ellas, la eléctrica— de signo opuesto. Cuando un electrón colisiona con un positrón, las dos partículas pueden resultar totalmente aniquiladas y producir dos fotones de rayos gamma.
La masa invariante de un electrón es aproximadamente de 9.109 × 10^-31 kg.
La carga eléctrica de un electrón es de -1,602 × 10^-19 coulomb, esta carga se utiliza como unidad estándar de carga de las partículas subatómicas.
El electrón no tiene ninguna subestructura conocida. Es por ello que se define como una partícula puntual con carga puntual y sin extensión espacial.
Positrón
El positrón o antielectrón es una partícula elemental, antipartícula del electrón. Posee la misma cantidad de masa y espín que el electrón; sin embargo, su carga es de 1e, mientras que la del electrón es de -1e. No forma parte de la materia ordinaria, sino de la antimateria, aunque se producen en numerosos procesos radioquímicos como parte de transformaciones nucleares.
En la actualidad, los positrones son rutinariamente utilizados en medicina nuclear como la tomografía por emisión de positrones.
Gluon
El gluon (de la voz inglesa glue 'pegamento', derivada a su vez del latín glūten a través del francés gluer 'pegar') es el bosón portador de la interacción nuclear fuerte, una de las cuatro fuerzas fundamentales. No posee masa ni carga eléctrica, pero sí carga de color, por lo que además de transmitir la interacción fuerte también la sufre.
La teoría que postula la existencia de los gluones y describe su dinámica se denomina cromodinámica cuántica. El nombre hace alusión a "pegamento" (glue), ya que estas partículas son las que "unen" los quarks dentro de los nucleones.
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| Diagrama 1: En los diagramas de Feynman, los gluones emitidos se representan como hélices. Este diagrama muestra la aniquilación de un electrón y un positrón. Por Joel Holdsworth (Joelholdsworth) - SVG no derivado de Radiate gluon.png, originalmente el trabajo de SilverStar en Feynmann-diagram-gluon -iation.svg, actualizado por joelholdsworth., Dominio público, https://commons.wikimedia.org /w/index.php?curid=1764161 |
Quarks
En física de partículas, los cuarks o quarks son los fermiones elementales masivos que interactúan fuertemente formando la materia nuclear y ciertos tipos de partículas llamadas hadrones. Junto con los leptones, son los constituyentes fundamentales de la materia bariónica. Varias especies de cuarks se combinan de manera específica para formar partículas subatómicas tales como protones y neutrones.
Los cuarks son las únicas partículas fundamentales que interactúan con las cuatro fuerzas fundamentales, a saber, fuerza nuclear débil, fuerza nuclear fuerte, gravedad y electromagnetismo; notar que sus correspondientes anti-partículas existen.
Hay seis tipos o sabores distintos de cuarks cada uno "portador" de un número cuántico del modelo de quarks.
Sabor: Según el modelo estándar de la física de partículas, se denomina sabor al atributo que distingue a cada uno de los seis quarks: u (up, arriba), carga +2/3; d (down, abajo), carga -1/3; s (strange, extraño); c (charm, encantado); b (bottom, fondo); t (top, cima).
En la terminología moderna se dice que los quarks se presentan en seis sabores, cada uno de los cuales puede tener uno de tres colores. De este modo, los quarks serían, en total, 18.
Los cuarks s, c, t y b son lo suficientemente masivos para decaer en otros quarks mediando la interacción débil. Los cuarks u y d son los más estables.
Los quarks up y down, son los quarks más comunes y menos masivos, siendo los constituyentes de los protones y los neutrones, y por lo tanto de la mayoría de la materia ordinaria.
Partículas subatómicas
Protón
En física, el protón (del griego πρῶτον, prōton 'primero') es una partícula subatómica con una carga eléctrica elemental positiva 1 (1,6 × 10^-19 C), igual en valor absoluto y de signo contrario a la del electrón, y una masa 1 836 veces superior a la de un electrón.
Se ve el protón como estable, con un límite inferior en su vida media de unos 10^35 años, aunque algunas teorías predicen que el protón puede desintegrarse en otras partículas. Para la cromodinámica cuántica el protón es una partícula formada por la unión estable de tres quarks, dos quarks up, y un quark down lo que le da una carga positiva de 1.
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| Estructura del protón compuesto por dos quarks arriba (u) y un quark abajo (d). (El color asignado a cada cuark no es importante, solo lo es el que estén presentes los tres colores.) De Javierha - Trabajo propio, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=26163460 |
El protón se clasifica como partículas de espín 1/2, por lo tanto fermiones (partículas de espín semientero). Al experimentar la interacción nuclear fuerte decimos que son hadrones, y dentro del conjunto de hadrones, bariones, que es como se designa a los hadrones que a su vez son fermiones.
El protón y el neutrón, en conjunto, se conocen como nucleones, ya que conforman el núcleo de los átomos. En un átomo, el número de protones en el núcleo determina las propiedades químicas del átomo y qué elemento químico es. El núcleo del isótopo más común del átomo de hidrógeno (también el átomo estable más simple posible) está formado por un único protón. Al tener igual carga, los protones se repelen entre sí. Sin embargo, pueden estar agrupados por la acción de la fuerza nuclear fuerte, que a ciertas distancias es superior a la repulsión de la fuerza electromagnética. No obstante, cuando el átomo es grande (como los átomos de uranio), la repulsión electromagnética puede desintegrarlo progresivamente.
En química, el número de protones del núcleo de un átomo se conoce como número atómico (Z), y determina el elemento químico al que pertenece el átomo. Por ejemplo, el número atómico del cloro es 17, de modo que todo átomo de cloro tiene 17 protones y todos los átomos con 17 protones son átomos de cloro. Las propiedades químicas de cada átomo se determinan por el número de electrones, lo que para los átomos neutros es igual a la cantidad de protones para que la carga total sea cero. Por ejemplo, un átomo de cloro neutro tiene 17 protones y 17 electrones, mientras que un ion de cloro Cl- tiene 17 protones y 18 electrones, por lo que resulta una carga total de -1. Todos los átomos de un elemento dado no son necesariamente idénticos, ya que el número de neutrones puede variar para formar los diferentes isótopos, y los niveles de energía pueden variar en la formación de diferentes isómeros nucleares.
Antiprotón
El antiprotón es la antipartícula del protón. Se conoce también como protón negativo. Se diferencia del protón en que su carga es negativa y en que no forma parte de los núcleos atómicos. El antiprotón es estable en el vacío y no se desintegra espontáneamente. Sin embargo, cuando un antiprotón colisiona con un protón, ambas partículas se transforman en mesones, cuya vida media es extremadamente breve.
Está formado por tres anti-quarks, dos anti-quarks arriba y un anti-quark abajo.
Las propiedades del antiprotón que se han medido coinciden todas con las propiedades correspondientes del protón, con la excepción de que el antiprotón tiene carga eléctrica y momento magnético opuestos. La cuestión de cómo la materia es diferente de la antimateria sigue siendo un problema abierto, con el fin de explicar cómo nuestro universo sobrevivió al Big Bang y por qué tan poca antimateria se observa en la actualidad.
Neutrón
El neutrón es una partícula subatómica, un nucleón, sin carga neta, presente en el núcleo atómico de prácticamente todos los átomos, excepto el protio. Aunque se dice que el neutrón no tiene carga, en realidad está compuesto por tres partículas elementales cargadas llamadas quarks, cuyas cargas sumadas son cero. Por tanto, el neutrón es un barión neutro compuesto por dos quarks de tipo abajo, y un quark de tipo arriba.
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| Un neutrón compuesto por dos quark abajo (d) y un quark arriba (u). (El color asignado a cada cuark no es importante, solo lo es el que estén presentes los tres colores.) De Javierha - Trabajo propio, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=26163351 |
Fuera del núcleo atómico, los neutrones son inestables, teniendo una vida media de 14,7 minutos (879,4 ± 0,6 s); cada neutrón libre se descompone en un electrón, un antineutrino electrónico y un protón. Su masa es muy similar a la del protón, aunque ligeramente mayor.
El neutrón es necesario para la estabilidad de los núcleos atómicos, a excepción del isótopo hidrógeno-1 que contiene solo un protón. En los núcleos con más de un protón, la fuerza de repulsión electrostática entre éstos tiende a desintegrarlos. La presencia de un número parecido de neutrones al de los protones aseguran estabilidad de tales núcleos ya que no tienen carga eléctrica pero proveen fuerzas atractivas adicionales a través de su participación en la fuerza fuerte. Por eso, la interacción nuclear fuerte es responsable de mantener estables los núcleos atómicos.
Formación de las partículas mediante la teoría del Big Bang
La teoría del Big Bang es la teoría científica más aceptada para explicar las primeras etapas de la evolución del universo. Durante el primer milisegundo del Big Bang, las temperaturas estaban por encima de 10^10 K y los fotones tenían energías medias superiores a un millón de eV, siendo suficientemente energéticos para poder reaccionar entre sí formando pares electrón-positrón. Del mismo modo, estos pares se aniquilaron los unos a otros emitiendo fotones energéticos
Durante esta fase de la evolución del Universo se mantuvo un equilibrio entre los electrones, los positrones y los fotones. Después de que hubieran pasado 15 segundos, la temperatura del Universo bajó por debajo del límite que permitía la formación de electrones-positrones. La mayoría de las partículas que sobrevivieron se aniquilaron unas a otras liberando radiación gamma, la cual recalentó brevemente el Universo.
Por razones que todavía permanecen inciertas, durante el proceso de leptogénesis hubo un exceso de número de electrones respecto al de positrones. Es por ello que alrededor de un electrón por cada millardo sobrevivieron al proceso de aniquilación. Este exceso coincidía con el de protones respecto al de antiprotones (condición que se conoce como asimetría bariónica), lo que resulta en una carga neta del Universo nulo. Los neutrones y protones que sobrevivieron comenzaron a participar en reacciones los unos con otros en un proceso conocido como nucleosíntesis, en el que se formaban isótopos de hidrógeno y helio con trazas de litio. Este proceso alcanzó su máximo después de más o menos cinco minutos. Todos los neutrones sobrantes sufrieron una desintegración beta negativa con una semivida de un millar de segundos; durante este proceso se liberaron un protón y un electrón por cada neutrón.
Durante los 300 000 - 400 000 años siguientes, el exceso de electrones todavía era demasiado energético para poder enlazarse con los núcleos atómicos. Lo que siguió a este periodo se conoce como recombinación: es decir, se formaron átomos neutros y el Universo en expansión se convirtió transparente a la radiación. Más o menos un millón de años después del Big Bang se empezó a formar la primera generación de estrellas.
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| La expansión del universo después del Big Bang. Crédito: NASA. |
Big Bang
En cosmología, se entiende por Big Bang, también llamada la Gran Explosión (término proveniente del astrofísico Fred Hoyle a modo de burla de la teoría) y originalmente como Átomo primigenio (término del astrofísico y sacerdote Georges Lemaître), el principio del universo, es decir, el punto inicial en el que se formó la materia, el espacio y el tiempo. De acuerdo con el modelo cosmológico estándar, el Big Bang tuvo lugar hace unos 13 700 millones de años.
Pese al nombre, el Big Bang no se refiere a una "explosión" en un espacio ya existente, sino que designa la expansión y creación conjunta de materia, espacio y tiempo, a partir de lo que se conoce como una singularidad, es decir, un punto al que matemáticamente nos podemos acercar más y más, pero sin llegar a él. Para entenderlo, uno debe imaginarse el desarrollo del universo en expansión en sentido temporal inverso retrocediendo hacia el pasado, donde el universo se va haciendo cada vez más pequeño pero la cantidad de materia es la misma, de manera que la densidad va aumentando hasta llegar al punto en el que la densidad de materia y energía se hace infinita y obviamente, superior a la densidad de Planck. Esto significa que las ecuaciones fallan porque matemáticamente no es posible tratar números infinitos. y el proceso no se puede explicar. En este estado, la teoría de la relatividad general carece de validez y para explicar la situación del universo en ese momento habría que recurrir a una teoría, aún desconocida, de gravedad cuántica. De ahí que la física actual no conozca ninguna explicación sobre qué ocurrió «antes» del Big Bang ni del propio Big Bang, ya que no hay tiempo «antes» del inicio del tiempo, aunque existen hipótesis al respecto.
Las teorías sobre el Big Bang no describen, en realidad, este hecho en sí, sino de la evolución del universo temprano en un rango temporal que abarca desde un tiempo de Planck (aprox. 10^−43 segundos) después del Big Bang hasta entre 300 000 y 400 000 años más tarde, cuando ya se empezaban a formar átomos estables y el universo se hizo transparente, fondo cósmico de microondas. Después del Big Bang, ya no formando parte de la teoría, el universo sufrió un progresivo enfriamiento y expansión que su desarrollo posterior fue determinado por procesos que podemos observar en la física de partículas. Tampoco se sabe científicamente si el universo seguirá expandiéndose indefinidamente (Big Rip) o bien colapsaría debido a la atracción gravitatoria (Big Crunch).
Descripción del Big Bang
Basándose en medidas de la expansión del universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del universo es de aproximadamente 13,700 ± 2 000 millones de años.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10^-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica.
Después del final de la inflación, el Universo consistió en un baño más o menos uniforme de partículas fundamentales, como quarks, electrones y sus antipartículas. También hubo neutrinos, fotones (partículas de luz) y partículas de materia oscura, un tipo desconocido de partículas masivas que no interactúa con los fotones y, por lo tanto, es oscuro (ya que no emite luz). En este momento había algo más de materia que antimateria, pero cuando las partículas colisionaron con sus antipartículas, se aniquilaron, dejando al Universo dominado por partículas, y la antimateria desapareció. Los quarks luego se unieron en tríos, formando protones o neutrones, los constituyentes de los núcleos atómicos tal como los conocemos hoy en día. Todo esto sucedió dentro del primer segundo después del Big Bang. Aproximadamente tres minutos después del Big Bang, los protones y los neutrones se combinaron para formar los núcleos de hidrógeno y helio.
La densidad y la temperatura de las partículas en el Universo temprano eran extremadamente altas, y las colisiones entre las partículas eran muy frecuentes. Los cosmólogos se refieren a esto diciendo que la materia ordinaria (como los electrones, protones, neutrones y los pocos núcleos atómicos que se habían formado para entonces) estaba estrechamente acoplada a los fotones. Debido a estas interacciones frecuentes, los fotones no podían viajar libremente: el Universo era opaco. Además, la materia ordinaria está sujeta a la gravedad e, idealmente, cualquier región más densa (como las fluctuaciones de las semillas que estaban presentes al final de la inflación) extraería más materia de su entorno y se volvería más densa y más masiva. Sin embargo, la materia ordinaria en esta época estaba acoplada a los fotones, y la presión de radiación de los fotones aleja cualquier concentración de materia que pueda crearse bajo el efecto de la gravedad. Este fenómeno evita que las fluctuaciones en la distribución de la materia ordinaria se vuelvan más densas siempre que la materia esté acoplada a los fotones.
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| Las anisotropías del fondo cósmico de microondas (CMB) según lo observado por Planck. El CMB es una instantánea de la luz más antigua de nuestro Universo, impresa en el cielo cuando el Universo tenía solo 380 000 años. Muestra pequeñas fluctuaciones de temperatura que corresponden a regiones de densidades ligeramente diferentes, que representan las semillas de toda estructura futura: las estrellas y galaxias de hoy. Crédito: ESA y la colaboración de Planck |
Al mismo tiempo, las partículas de materia oscura no estaban unidas a los fotones, ya que las dos especies no interactúan entre sí. Este tipo de partículas de materia oscura también se conoce como materia oscura fría porque la velocidad de estas partículas es mucho menor que la velocidad de la luz. Por lo tanto, las fluctuaciones en la distribución de la materia oscura fría pueden volverse más densas y más masivas incluso antes de la liberación del fondo cósmico de microondas.
Los astrónomos también se refieren a la materia oscura caliente, o neutrinos, partículas con una masa muy pequeña y sin carga eléctrica que viaja casi a la velocidad de la luz. En el primer segundo del Universo, los neutrinos se acoplaron a los fotones, pero estos dos tipos de partículas se desacoplaron inmediatamente después. Como no interactúan con la luz durante la mayor parte de la historia del Universo, los neutrinos pueden considerarse como un tipo de materia oscura, y dado que su velocidad es cercana a la de la luz, se consideran materia oscura caliente. Las fluctuaciones en la distribución de la materia oscura caliente pueden volverse más densas y masivas, pero debido a su alta velocidad, estas partículas tienden a disiparse y sus fluctuaciones se amortiguan en pequeñas escalas, de modo que solo pueden crecer las fluctuaciones en escalas intermedia y grande.
El crecimiento de las fluctuaciones primordiales en la materia oscura caliente y fría da lugar a dos distribuciones completamente diferentes de la estructura cósmica. En los modelos de materia oscura caliente, las primeras estructuras en formarse son las más masivas, que posteriormente se fragmentan en estructuras cada vez más pequeñas. Esto ha sido descartado sobre la base de observaciones de galaxias en el Universo temprano: dado que los primeros objetos que emergen en la historia cósmica tienen poca masa y evolucionan gradualmente hacia estructuras más masivas, los cosmólogos han establecido que la mayor parte de la materia oscura en el universo es frío. Sin embargo, una pequeña fracción de materia oscura caliente está presente en el Universo como neutrinos. Dependiendo de la masa de neutrinos (que aún no se ha determinado), el efecto de la materia oscura caliente puede ser más o menos evidente en la distribución de la estructura cósmica en diferentes escalas, ya que los neutrinos tienden a suavizar la formación de estructuras de pequeña escala.
Aproximadamente 380.000 años después del Big Bang, el Universo se había expandido lo suficiente como para que su densidad fuera mucho más baja que en épocas anteriores. Del mismo modo, la temperatura del Universo se había enfriado desde los miles de millones de Kelvin de los primeros minutos y había alcanzado unos 3.000 Kelvin. Los protones y los electrones finalmente podrían combinarse para formar átomos de hidrógeno neutro. Los electrones desaparecieron de la vista de los fotones y estas dos especies se desacoplaron entre sí. Esto marcó el comienzo del período conocido como la Edad Media, un nombre que surge del hecho de que no había fuentes individuales de luz, como las estrellas, solo nubes de hidrógeno neutro.
El desacoplamiento tenía dos efectos: los fotones eran libres de propagarse a través del Universo, que ahora era en gran medida transparente, y que observamos como el fondo de microondas cósmico (CMB); por otro lado, las partículas de materia ordinaria eran libres de ensamblarse bajo el efecto de la gravedad. A partir de este momento, la materia ordinaria y oscura podrían reaccionar a la gravedad: las densas concentraciones de materia (tanto ordinarias como oscuras) se volvieron más densas y masivas. Como las partículas de materia oscura ya habían creado una red de estructura densa y vacía, las partículas de materia ordinaria podían sentir la atracción gravitacional desde las concentraciones más densas de materia oscura y caer hacia ellas. Pero la materia ordinaria también podría deshacerse de la energía con bastante eficacia calentando y emitiendo radiación, lo que provocó que se hundiera aún más en las regiones ya existentes de alta densidad de materia. Estos procesos dieron lugar a una red altamente subestructurada de láminas y filamentos de materia ordinaria y oscura conocida como red cósmica, que constituye el esqueleto que soporta la aparición posterior de estrellas y galaxias. Finalmente, las concentraciones más densas dieron lugar a las primeras estrellas, que conducen al final de la Edad Media del universo.
Vídeos de YouTube sobre el átomo.
