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Teora de Big BangGran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansin de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.ExplosinInmediatamente despus del momento de la "explosin", cada partcula de materia comenz a alejarse muy rpidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo ste va ocupando ms espacio expandiendo su superficie.CronologaLos fsicos tericos han logrado reconstruir esta cronologa de los hechos a partir de un 1/100 de segundo despus del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosin primordial est constituida exclusivamente por partculas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etctera hasta ms de 89 partculas conocidas hoy en da.TeoraEn 1948 el fsico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modific la teora de Lematre del ncleo primordial. Gamow plante que:

el Universo se cre en una explosin gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos despus de la Gran Explosin o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partculas subatmicas en los elementos qumicos.Elementos primario del Big BangClculos ms recientes indican que el hidrgeno y el helio habran sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos ms pesados se produjeron ms tarde, dentro de las estrellas. Al expandirse, el helio y el hidrgeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias.Expansin del UniversoSegn se expanda el Universo, la radiacin residual del Big Bang continu enfrindose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 C). Estos vestigios de radiacin de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrnomos en 1965, proporcionando as lo que la mayora de los astrnomos consideran la confirmacin de la teora del Big Bang.ProblemasUno de los grandes problemas cientficos sin resolver en el modelo del Universo en expansin es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si se expandir indefinidamente o se volver a contraer).ResolucinUn intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crtico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el nmero de galaxias se ve que la densidad es slo del 5 al 10% del valor crtico.Masa de UniversoLa masa de un cmulo de galaxias se puede determinar de forma anloga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el nmero de cmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al lmite crtico que indicara que el Universo est cerrado.Materia OscuraLa diferencia entre estos dos mtodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenmeno de la masa oculta, este mtodo de determinar el destino del Universo ser poco convincente.

Cosmetologa TericaMuchos de los trabajos habituales en cosmologa terica se centran en desarrollar una mejor comprensin de los procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teora inflacionaria, formulada en la dcada de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la fsica de las partculas elementales. Estas teoras tambin han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario.Hannes AlfvnSin embargo, la mayora de los cosmlogos se preocupa ms de localizar el paradero de la materia oscura, mientras que una minora, encabezada por el sueco Hannes Alfvn, premio Nobel de Fsica, mantienen la idea de que:

no slo la gravedad sino tambin los fenmenos del plasma, tienen la clave para comprender la estructura y la evolucin del Universo.Astrofsica EstelarEs el estudio de la fsica de las estrellas; su formacin, evolucin y final, as como sus propiedades y distribucin.EstrellasEl estudio de las estrellas y de su evolucin es imprescindible para avanzar en nuestro conocimiento del universo, puesto que ellas constituyen los mdulos bsicos que componen el mismo. La astrofsica estelar hace uso de la observacin y el entendimiento terico, as como tambin de simulaciones numricas de la composicin interna de las estrellas.9Nacimiento de una estrellaLa formacin de las estrellas se produce en regiones densas de polvo y gas molecular, conocidas como nebulosas interestelares. La fuerza de gravedad acerca a los tomos de hidrgeno hacia el centro de la acumulacin, hacindolo ms y ms denso. Inicio de la EstrellaEn la nebulosa llega un punto en que sus velocidades son tan grandes que el protn de un ncleo de hidrgeno logra vencer la repulsin elctrica del ncleo en el que impacta, fusionndose con l y otros ms hasta formar un ncleo estable de helio.Vida de la estrellaUna estrella desde su nacimiento tiene diferentes fases de evolucin. En sus primeras etapas como embrin es rodeada por los restos de la nube de gas desde la cual se form. Esa nube de gas es gradualmente disipada por la radiacin que emana de la estrella, posiblemente quedando atrs un sistema de objetos menores como planetas, etc.Madurez de la estrellaPasada la etapa de la infancia, una estrella entra a su madurez, que se caracteriza por un perodo largo de estabilidad durante el cual, en su ncleo, el hidrgeno se va convirtiendo en helio, liberando enormes cantidades de energa. A esa etapa de estabilidad de la estrella se la llama secuencia principal.Estrella en etapa de madurezLas caractersticas de la estrella resultante dependern de la magnitud de su masa. Cuanto ms masiva sea la estrella, mayor ser su luminosidad y con mayor velocidad agotar el hidrgeno de su ncleo, lo que la har ms luminosa, ms grande y ms caliente.Rapidez de Fusin de HidrgenoLa rpida fusin de hidrgeno en helio tambin implica un agotamiento de las reservas del primero ms pronto en estrellas masivas que para las de menor tamao. Para una estrella como el Sol su permanencia en la secuencia principal es de unos 10 mil millones de aos; una estrella diez veces ms masiva ser 10 000 veces ms brillante pero durar en la secuencia principal slo unos 100 millones de aos.Etapa final de Madurez estelarCuando todo el hidrgeno del ncleo de la estrella se haya convertido en helio, sta comenzar su desarrollo. La fusin del helio requiere una mayor temperatura en el ncleo, por lo que la estrella incrementar tanto su tamao como la densidad de su ncleo.

Evolucin de una estrellaNo todas las estrellas evolucionan del mismo modo. La masa de la estrella es, de nuevo, determinante a la hora de hacer un estudio sobre las distintas fases que experimenta a lo largo de su vida.Estrella de masa pequeaEstrella de masa intermediaEstrella de masa mayorEstrella masivasEstrellas de masa pequeaEste tipo de estrellas tienen una vida larga. Nuestro conocimiento sobre su evolucin es mera teora, ya que su etapa en la secuencia principal tiene mayor duracin que la actual edad del universo. Los astrofsicos consideran que deberan tener una evolucin muy parecida a las estrellas de masa intermedia, a excepcin de que en la fase final la estrella se enfriara convirtindose tras un billn de aos en una enana negra.Estrellas de masa IntermediaSon estrellas que durante la fase de la secuencia principal transmutan hidrgeno en helio en su ncleo central, pero el primero, en millones de aos, se va agotando hasta llegar a un instante en que las fusiones son insuficientes para generar las presiones necesarias para equilibrar la gravedad. El centro de la estrella se empieza a contraer hasta que llega a una temperatura tan elevada que el helio entra en fusin y convierte en carbono. El remanente de hidrgeno se aloja como una cscara quemndose y transmutndose en helio y las capas exteriores de la estrella se expanden. Convierte a la estrella en una gigante roja ms brillante y fra que en su etapa en la secuencia principal.Enana blancaDurante esta fase, una estrella pierde muchas de sus capas exteriores las cuales son eyectadas hacia el espacio por la radiacin que emana. Eventualmente, las estrellas ms masivas de este tipo logran encender el carbono para que se transmute en elementos ms pesados, pero lo normal es que la estrella se derrumbe hacia su interior debido a la presin de la gravedad transformndose en una enana blanca.

Estrella de masa mayorSon estrellas de rpida combustin. La corta extensin de sus vidas hace extraas a las grandes estrellas, pues slo aquellas formadas en los ltimos 30 millones de aos -y no todas ellas- existen todava.Estrellas masivasAl principio pasan rpidamente a travs de casi las mismas fases que una estrella de masa intermedia, pero las estrellas masivas tienen ncleos tan calientes que transmutan hidrgeno en helio de una manera diferente, usando restos de carbono, nitrgeno y oxgeno. Una vez que la estrella haya agotado el hidrgeno en el ncleo y alojado el remanente de ste como cscaras, entra a una fase que se conoce como de supergigante roja. SupernovaCuando sus ncleos se hayan convertido en helio, la enorme gravedad de las estrellas permite continuar la fusin, convirtiendo el helio en carbono, el carbono en nen, el nen en oxgeno, el oxgeno en silicio, y finalmente el silicio en hierro. Llegado a este punto, como el hierro no se fusiona, el ncleo de la estrella se colapsa, resultando de ello una explosin de supernova.Agujero negroSe piensa que los restos de una supernova son generalmente una estrella de neutrones. Un plsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con el ncleo de la supernova de 1054. En el caso de que la masa persistente de la estrella es de dos a tres veces la del Sol, la contraccin continuar hasta formar un agujero negro.Estrellas BinariasEstas pueden seguir modelos de evolucin mucho ms complejos, podran transferir parte de su masa a su compaera y generar una supernova.Las nebulosas planetarias y las supernovas son muy necesarias para la distribucin de metales a travs del espacio, sin ellas, todas las nuevas estrellas (y sus sistemas planetarios) estaran formados exclusivamente de hidrgeno y helio.Origen de la tierraLa tierra que hoy conocemos tiene un aspecto muy distinto del que tena poco despus de su nacimiento, hace unos 4.500 millones de aos. Entonces era un amasijo de rocas conglomeradas cuyo interior se calent y fundi todo el planeta. Con el tiempo la corteza se sec y se volvi slida. En las partes ms bajas se acumul el agua mientras que, por encima de la corteza terrestre, se formaba una capa de gases, la atmsfera.Agua, tierra y aire empezaron a interactuar de forma violenta, mientras tanto, la lava manaba en abundancia por mltiples grietas de la corteza, que se enriqueca y transformaba gracias a toda esta actividad.Formacin del SolLa masa central se convirti en una esfera incandescente, una estrella, nuestro Sol. Las pequeas tambin se condensaron mientras describan rbitas alrededor del Sol, formando los planetas y algunos satlites. Entre ellos, uno qued a la distancia justa y con el tamao adecuado para tener agua en estado lquido y retener una importante envoltura gaseosa. Naturalmente, este planeta es la Tierra.Estados de la materia de la tierraDespus de un periodo inicial en que la Tierra era una masa incandescente, las capas exteriores empezaron a solidificarse, pero el calor procedente del interior las funda de nuevo. Finalmente, la temperatura baj lo suficiente como para permitir la formacin de una corteza terrestre estable. Al principio no tena atmsfera, y reciba muchos impactos de meteoritos. La actividad volcnica era intensa, lo que motivaba que grandes masas de lava saliesen al exterior y aumentasen el espesor de la corteza, al enfriarse y solidificarse.AtmosferaEn las erupciones, a partir del oxgeno y del hidrgeno se generaba vapor de agua, que al ascender por la atmsfera se condensaba, dando origen a las primeras lluvias. Al cabo del tiempo, con la corteza ms fra, el agua de las precipitaciones se pudo mantener lquida en las zonas ms profundas de la corteza, formando mares y ocanos, es decir, la hidrosfera.Composicin de la tierraPosicinComposicinNitrgeno78,08%(N2)Oxgeno20,95%(O2)Argn0,93%v/vCO2335ppmvNen18,2 ppmvHidrgeno5 ppmvHelio5,24 ppmvMetano1,72 ppmvKriptn1 ppmvxido nitroso0,31 ppmvXenn0,08 ppmvCO0,05 ppmvOzono0,03 0,02 ppmv (variable)CFC0,3 0,2ppbv(variable)Vapor de agua1% (variable)