Continuación 
La Era del Neutrino
La Era del Neutrino
1 segundo después de la Gran Explosión o comienzo del tiempo.
Durante 58 segundos después del confinamiento de los quarks, el universo entró en lo que llamamos la Era del Neutrino. La creación de electrones y positrones cesó por falta de energía, y como los positrones, como la otra antimateria fueron desapareciendo gradualmente, la única antipartícula que quedó fue el antineutrino.
Los neutrinos, antes enredados con otras partículas, se desacoplan y siguen su propio camino. Tanto neutrinos como antineutrinos, que evolucionaron durante la Era Electrodébil, dejaron de interactuar con otras partículas de materia, y así se hicieron casi imposibles de observar. Carentes de carga, quizás incluso de masa, siguen hoy en día cruzando el espacio, la Tierra e incluso los cuerpos humanos en hordas virtualmente indetectables que se supone que viajan a la velocidad de la luz.
1 minuto después del comienzo del tiempo o de la Gran Explosión.
Supervivientes del primer minuto, neutrinos y antineutrinos son impermeables a la mayoría de influencias físicas. Sometidos tan sólo a la fuerza débil y al leve tirón de la gravedad, pasan a través de la materia como si no existiera.
El tamaño del universo es el de nuestro Sol, con una temperatura de 10.000.000.000°K.
Se inicia Empieza la Era de la Nucleosíntesis
La Era de la Nucleosíntesis
La Era de la Nucleosíntesis dura unos cuatro minutos; las condiciones fueron finalmente lo bastante maduras como para la creación de los primeros núcleos atómicos. A los 3 minutos, la densidad del universo se parecía a la del agua, y al final de la era la temperatura había descendido a 600 millones de grados Kelvin. En el desarrollo más crítico de la era, los fotones empezaron a perder más de su energía; así vaciados, ya no pudieron impedir que protones y neutrones se combinaran en núcleos atómicos. Incluso en este estado menos energizado, los fotones retenían todavía suficiente poder—dada la continuada expansión y enfriamiento—para impedir que los núcleos se combinaran con los electrones para formar átomos completos. A medida que protones y neutrones se unían, iban emergiendo rastros de otros elementos, pero los agrupamientos más comunes eran variedades de hidrógeno y helio, que forman la mayor parte de la materia conocida en el cosmos de hoy. Elementos más pesados no se habían formado porque el universo en expansión se enfrió demasiado rápidamente para permitir más fusión nuclear.
La Era de la Materia
5 minutos después del comienzo del tiempo.
Al final de la Era de la Nucleosíntesis, 5 minutos después de la Gran Explosión, el ritmo del cambio se había frenado espectacularmente. El universo seguía expandiéndose y enfriándose, pero no se produciría ninguna transición significativa durante cerca de un millón de años. La densidad cósmica era aproximadamente la del aire y la temperatura había descendido de 108 grados a tan solo 3.000° Kelvin. En ése punto, los drásticamente debilitados fotones ya no podían desorganizar la formación de átomos. Los núcleos cargados positivamente y los electrones cargados negativamente eran por fin capaces de unirse en átomos, dando nacimiento a la actual Era de la Materia.
Un resultado de la formación de los átomos fue la eliminación gradual de la bruma de plasma cósmica. A medida que los electrones libres se unían a los núcleos, los fotones ya no eran dispersados por los encuentros al azar con electrones, y el espacio se volvió transparente. Las energías de los fotones siguieron declinando, hasta los 3° Kelvin de radiación que permean el universo de hoy.
Durante 58 segundos después del confinamiento de los quarks, el universo entró en lo que llamamos la Era del Neutrino. La creación de electrones y positrones cesó por falta de energía, y como los positrones, como la otra antimateria fueron desapareciendo gradualmente, la única antipartícula que quedó fue el antineutrino.
Los neutrinos, antes enredados con otras partículas, se desacoplan y siguen su propio camino. Tanto neutrinos como antineutrinos, que evolucionaron durante la Era Electrodébil, dejaron de interactuar con otras partículas de materia, y así se hicieron casi imposibles de observar. Carentes de carga, quizás incluso de masa, siguen hoy en día cruzando el espacio, la Tierra e incluso los cuerpos humanos en hordas virtualmente indetectables que se supone que viajan a la velocidad de la luz.
1 minuto después del comienzo del tiempo o de la Gran Explosión.
Supervivientes del primer minuto, neutrinos y antineutrinos son impermeables a la mayoría de influencias físicas. Sometidos tan sólo a la fuerza débil y al leve tirón de la gravedad, pasan a través de la materia como si no existiera.
El tamaño del universo es el de nuestro Sol, con una temperatura de 10.000.000.000°K.
Se inicia Empieza la Era de la Nucleosíntesis
La Era de la Nucleosíntesis
La Era de la Nucleosíntesis dura unos cuatro minutos; las condiciones fueron finalmente lo bastante maduras como para la creación de los primeros núcleos atómicos. A los 3 minutos, la densidad del universo se parecía a la del agua, y al final de la era la temperatura había descendido a 600 millones de grados Kelvin. En el desarrollo más crítico de la era, los fotones empezaron a perder más de su energía; así vaciados, ya no pudieron impedir que protones y neutrones se combinaran en núcleos atómicos. Incluso en este estado menos energizado, los fotones retenían todavía suficiente poder—dada la continuada expansión y enfriamiento—para impedir que los núcleos se combinaran con los electrones para formar átomos completos. A medida que protones y neutrones se unían, iban emergiendo rastros de otros elementos, pero los agrupamientos más comunes eran variedades de hidrógeno y helio, que forman la mayor parte de la materia conocida en el cosmos de hoy. Elementos más pesados no se habían formado porque el universo en expansión se enfrió demasiado rápidamente para permitir más fusión nuclear.
La Era de la Materia
5 minutos después del comienzo del tiempo.
Al final de la Era de la Nucleosíntesis, 5 minutos después de la Gran Explosión, el ritmo del cambio se había frenado espectacularmente. El universo seguía expandiéndose y enfriándose, pero no se produciría ninguna transición significativa durante cerca de un millón de años. La densidad cósmica era aproximadamente la del aire y la temperatura había descendido de 108 grados a tan solo 3.000° Kelvin. En ése punto, los drásticamente debilitados fotones ya no podían desorganizar la formación de átomos. Los núcleos cargados positivamente y los electrones cargados negativamente eran por fin capaces de unirse en átomos, dando nacimiento a la actual Era de la Materia.
Un resultado de la formación de los átomos fue la eliminación gradual de la bruma de plasma cósmica. A medida que los electrones libres se unían a los núcleos, los fotones ya no eran dispersados por los encuentros al azar con electrones, y el espacio se volvió transparente. Las energías de los fotones siguieron declinando, hasta los 3° Kelvin de radiación que permean el universo de hoy.
Tres minutos y 42 segundos después del comienzo del tiempo.
La temperatura del universo es de 1.000.000.000°K
Los protones y los neutrones se unen formando núcleos de helio.
Estos se forman cuándo dos electrones equilibran la carga de dos protones en este núcleo de un solo neutrón, formando un átomo de Helio-3.
El universo ahora esta compuesto de un 20% de núcleos de helio y un 80% de núcleos de hidrógeno
El helio, en su forma más común está constituido por la combinación de dos protones, dos neutrones y dos electrones; que luego al añadirse tres electrones a un núcleo de tres protones y dos neutrones se crea el litio, un átomo muy masivo en esta era.
30 minutos después del comienzo del tiempo.
La temperatura del universo es de 300.000.000°K.
1 Hora después del comienzo del tiempo.
El Universo se ha enfriado hasta el punto de que se han detenido la mayoría de los procesos nucleares.
1 Año después del comienzo del tiempo.
La temperatura ambiente del universo es aproximadamente la del centro de una estrella.
106 Años después del comienzo del tiempo.
Un millón de años, origen de la radiación cósmica de fondo. Los fotones se desacoplan, dejando a los electrones libres para combinarse con núcleos y formar átomos estables. En lo sucesivo, la materia puede condensarse para así formar galaxias y estrellas.
La temperatura del universo es de 1.000.000.000°K
Los protones y los neutrones se unen formando núcleos de helio.
Estos se forman cuándo dos electrones equilibran la carga de dos protones en este núcleo de un solo neutrón, formando un átomo de Helio-3.
El universo ahora esta compuesto de un 20% de núcleos de helio y un 80% de núcleos de hidrógeno
El helio, en su forma más común está constituido por la combinación de dos protones, dos neutrones y dos electrones; que luego al añadirse tres electrones a un núcleo de tres protones y dos neutrones se crea el litio, un átomo muy masivo en esta era.
30 minutos después del comienzo del tiempo.
La temperatura del universo es de 300.000.000°K.
1 Hora después del comienzo del tiempo.
El Universo se ha enfriado hasta el punto de que se han detenido la mayoría de los procesos nucleares.
1 Año después del comienzo del tiempo.
La temperatura ambiente del universo es aproximadamente la del centro de una estrella.
106 Años después del comienzo del tiempo.
Un millón de años, origen de la radiación cósmica de fondo. Los fotones se desacoplan, dejando a los electrones libres para combinarse con núcleos y formar átomos estables. En lo sucesivo, la materia puede condensarse para así formar galaxias y estrellas.
Continuará
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