Resumen de Orígenes de la Vida y el Universo

## Introducción La cosmología estudia el origen, la evolución y la composición del universo a gran escala. Se apoya en observaciones astronómicas, física fundamental y modelos matemáticos para describir cómo el universo pasó de un estado extremadamente caliente y denso a la estructura que observamos hoy: galaxias, cúmulos y vacío intergaláctico. > Definición: La cosmología es la rama de la física que investiga la estructura, la dinámica y la historia del universo en su conjunto. ## 1. Línea temporal temprana del universo (resumen) Presentamos una secuencia simplificada de eventos clave en los primeros instantes y etapas del universo. 1. Inflación (tiempos ~ $10^{-43}$ a $10^{-32}$ s) - El universo experimenta una expansión exponencial extremadamente rápida llamada inflación. - Resultado: regiones ahora alejadas quedan fuera de contacto causal y la curvatura se aplana. 2. Plasma de partículas (post-inflación hasta $10^{-6}$ s) - Temperaturas altísimas: sopa de quarks, electrones y otras partículas. - A $\sim 10^{-6}$ s y temperaturas $\,10^{13}\,$°C los quarks se combinan para formar protones y neutrones. 3. Nucleosíntesis primordial (minutos, ~3 min; $\sim 10^{8}\,$°C) - Formación de los primeros núcleos ligeros: principalmente hidrógeno (protio), helio ($^4$He), trazas de deuterio, tritio y $^3$He. - La fracción de masa primordial de helio es significativa debido a las condiciones de densidad y temperatura. 4. Recombination y desacoplamiento de la radiación (~300,000 años; $\sim 10^4\,$°C) - Electrones y núcleos se combinan para formar átomos neutros; el universo se vuelve transparente a la luz. - Fotones liberados forman la radiación cósmica de fondo (CMB), observable hoy. 5. Formación de estructuras (millones a miles de millones de años) - Gravedad hace que las pequeñas sobre-densidades colapsen formando estrellas y galaxias. - A escalas cosmológicas aparecen cúmulos y filamentos. 6. Universo actual (~15 mil millones de años; temperatura $\sim -270\,$°C) - Composición energética dominada por energía oscura y materia oscura; sólo ~4% es materia bariónica (átomos). > Definición: Inflación es una etapa de expansión acelerada del universo en tiempos extremadamente tempranos que resuelve problemas de homogeneidad y curvatura. ## 2. Composición del universo Usamos los porcentajes observacionales actuales para describir la energía y materia del cosmos. | Componente | Fracción aproximada | Observaciones clave | | --- | ---: | --- | | Energía oscura | 73% | Expansión acelerada observada (supernovas tipo Ia, CMB, BAO) | | Materia oscura | 23% | Evidencias: curvas de rotación galáctica, lentes gravitacionales, formación de estructuras | | Materia bariónica (átomos) | 4% | H'está ~90% por número, He ~9% por número; galaxias, gas interestelar | > Definición: Materia oscura es un tipo de materia que no emite ni absorbe luz pero ejerce gravedad y domina la formación de estructuras. ## 3. Conceptos clave explicados paso a paso ### 3.1 Expansión del universo - Observación principal: corrimiento al rojo (redshift) de galaxias explica que el espacio se expande. - Ley de Hubble (forma conceptual): la velocidad de recesión $v$ es proporcional a la distancia $d$, $v = H_0 d$, donde $H_0$ es la constante de Hubble. > Definición: Constante de Hubble $H_0$ es la tasa actual de expansión del universo, con unidades de velocidad por distancia. ### 3.2 Radiación cósmica de fondo (CMB) - Relicto de la era de recombinación; es un mapa térmico del universo a $\sim 300{,}000$ años. - Su espectro es muy cercano al de cuerpo negro y su anisotropía contiene información sobre densidades y parámetros cosmológicos. ### 3.3 Nucleosíntesis primordial - Reacciones nucleares tempranas determinan abundancias primordiales de $\ce{H}$, $\ce{^4He}$, $\ce{D}$, $\ce{^3He}$ y trazas de $\ce{^7Li}$. - La fracción de helio $Y_p$ y la abundancia de deuterio son sondas sensibles de la densidad bariónica. ### 3.4 Materia oscura