La Gran Explosion
Enviado por maelfacary • 26 de Noviembre de 2013 • 2.257 Palabras (10 Páginas) • 337 Visitas
LA GRAN EXPLOSIÓN
Todo hace pensar a los cientificos que hace unos 15 000 millones de años, la materia, que se encontraba concentrada con altísima densidad y temperatura, explotó violentamente. La explosión provocó su expansión y enfriamiento graduales.
Hace más de 60 años, en 1923, el astrónomo Hubble demostró que las galaxias se alejan unas de otras como los puntos trazados sobre un globo que se infla.
Vivimos, pues, en un universo en expansión. En 1946, George Gamow propuso que, retrocediendo en el tiempo, debió existir un momento en que toda la materia estuviera concentrada. Según Gamow, en la gran explosión se sintetizaron los elementos químicos en las proporciones actuales (en esto se equivocó, como veremos). Hasta 1965 no existió ninguna prueba de la ocurrencia veraz de la gran explosión.
Medio segundo después de la explosión,2 la materia no tenía su apariencia actual. Existía como partículas aisladas de materia y antimateria interactuando continuamente entre sí y con la radiación. Después, la temperatura de la "sopa" de materia y radiación era de unos 1010 K (10 000 millones de grados Kelvin). Se habían formado ya electrones, protones y neutrones.
LA FORMACIÓN DE LOS NÚCLEOS DE HIDRÓGENO Y HELIO
Las colisiones entre protones dieron lugar a los primeros núcleos con más de una partícula, los cuales se estabilizaron cuando la temperatura se redujo a 109 K.
Unos minutos después de la explosión, el Universo contenía ya una buena proporción de helio (entre 25 y 30% en peso). Sin embargo, como continuó la expansión y el enfriamiento, no fue posible que más partículas se adicionaran a los núcleos de helio para formar cantidades apreciables de elementos más pesados, como litio (Z = 3), berilio (Z = 4), boro (Z = 5), carbón (Z = 6), etcétera.
A temperaturas tan altas, los electrones existentes no permanecían ligados a los núcleos por atracción eléctrica. Ello sólo pudo ocurrir cuando el enfriamiento posterior alcanzó los 5 000 K. Entonces, los núcleos de hidrógeno y helio se vieron rodeados de sus electrones, y de esta manera se formaron los primeros átomos eléctricamente neutros. A partir de este momento dejó de existir la interacción frecuente, que había venido dándose entre las partículas y la radiación, la cual quedó "libre" para viajar por todas partes.
LA FORMACIÓN DE LOS NÚCLEOS DE HIDRÓGENO Y HELIO
Las colisiones entre protones dieron lugar a los primeros núcleos con más de una partícula, los cuales se estabilizaron cuando la temperatura se redujo a 109 K.
Unos minutos después de la explosión, el Universo contenía ya una buena proporción de helio (entre 25 y 30% en peso). Sin embargo, como continuó la expansión y el enfriamiento, no fue posible que más partículas se adicionaran a los núcleos de helio para formar cantidades apreciables de elementos más pesados, como litio (Z = 3), berilio (Z = 4), boro (Z = 5), carbón (Z = 6), etcétera.
A temperaturas tan altas, los electrones existentes no permanecían ligados a los núcleos por atracción eléctrica. Ello sólo pudo ocurrir cuando el enfriamiento posterior alcanzó los 5 000 K. Entonces, los núcleos de hidrógeno y helio se vieron rodeados de sus electrones, y de esta manera se formaron los primeros átomos eléctricamente neutros. A partir de este momento dejó de existir la interacción frecuente, que había venido dándose entre las partículas y la radiación, la cual quedó "libre" para viajar por todas partes.
LA FORMACIÓN DE LOS NÚCLEOS DE HIDRÓGENO Y HELIO
Las colisiones entre protones dieron lugar a los primeros núcleos con más de una partícula, los cuales se estabilizaron cuando la temperatura se redujo a 109 K.
Unos minutos después de la explosión, el Universo contenía ya una buena proporción de helio (entre 25 y 30% en peso). Sin embargo, como continuó la expansión y el enfriamiento, no fue posible que más partículas se adicionaran a los núcleos de helio para formar cantidades apreciables de elementos más pesados, como litio (Z = 3), berilio (Z = 4), boro (Z = 5), carbón (Z = 6), etcétera.
A temperaturas tan altas, los electrones existentes no permanecían ligados a los núcleos por atracción eléctrica. Ello sólo pudo ocurrir cuando el enfriamiento posterior alcanzó los 5 000 K. Entonces, los núcleos de hidrógeno y helio se vieron rodeados de sus electrones, y de esta manera se formaron los primeros átomos eléctricamente neutros. A partir de este momento dejó de existir la interacción frecuente, que había venido dándose entre las partículas y la radiación, la cual quedó "libre" para viajar por todas partes.
LA FORMACIÓN DE LOS NÚCLEOS DE HIDRÓGENO Y HELIO
Las colisiones entre protones dieron lugar a los primeros núcleos con más de una partícula, los cuales se estabilizaron cuando la temperatura se redujo a 109 K.
Unos minutos después de la explosión, el Universo contenía ya una buena proporción de helio (entre 25 y 30% en peso). Sin embargo, como continuó la expansión y el enfriamiento, no fue posible que más partículas se adicionaran a los núcleos de helio para formar cantidades apreciables de elementos más pesados, como litio (Z = 3), berilio (Z = 4), boro (Z = 5), carbón (Z = 6), etcétera.
A temperaturas tan altas, los electrones existentes no permanecían ligados a los núcleos por atracción eléctrica. Ello sólo pudo ocurrir cuando el enfriamiento posterior alcanzó los 5 000 K. Entonces, los núcleos de hidrógeno y helio se vieron rodeados de sus electrones, y de esta manera se formaron los primeros átomos eléctricamente neutros. A partir de este momento dejó de existir la interacción frecuente, que había venido dándose entre las partículas y la radiación, la cual quedó "libre" para viajar por todas partes.
LA FORMACIÓN DE LOS NÚCLEOS DE HIDRÓGENO Y HELIO
Las colisiones entre protones dieron lugar a los primeros núcleos con más de una partícula, los cuales se estabilizaron cuando la temperatura se redujo a 109 K.
Unos minutos después de la explosión, el Universo contenía ya una buena proporción de helio (entre 25 y 30% en peso). Sin embargo, como continuó la expansión y el enfriamiento, no fue posible que más partículas se adicionaran a los núcleos de helio para formar cantidades apreciables de elementos más pesados, como litio (Z = 3), berilio (Z = 4), boro (Z = 5), carbón (Z = 6), etcétera.
A temperaturas tan altas, los electrones existentes no permanecían ligados a los núcleos por atracción
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