El universo es vasto y misterioso, lleno de maravillas que aún tenemos que descubrir. A lo largo de su existencia, el universo ha pasado por muchas etapas diferentes, cada una caracterizada por diferentes procesos físicos y fenómenos. Estas etapas incluyen la época inflacionaria, la era dominada por la radiación, la era dominada por la materia y la era actual de aceleración cósmica. Estas son las etapas del universo desde el comienzo del tiempo hasta el final de la era oscura:
Era de Planck (0 a 10^-43 {un duodecillón} segundos): esta es la fase más temprana del universo, durante la cual las cuatro fuerzas fundamentales estaban unificadas y la gravedad era increíblemente fuerte.
Época inflacionaria (10^-43 a 10^-36 {un undecillón} segundos): durante esta fase, el universo experimentó un período de expansión exponencial, que suavizó cualquier irregularidad y preparó el escenario para la estructura del universo que vemos hoy.
Época electrodébil (10^-36 segundos a 10^-12 {un billón} segundos): en esta fase, el universo se había enfriado lo suficiente como para que las fuerzas débil y electromagnética se separaran. El universo estaba lleno de un mar de partículas, incluyendo quarks y leptones.
Época de los quarks (10^-12 segundos a 10^-6 segundos): durante esta fase, el universo se enfrió lo suficiente como para que los quarks se combinaran en protones y neutrones. El universo todavía estaba lleno de un plasma denso de partículas.
Época hadrónica (10^-6 segundos a 1 segundo): en esta fase, la temperatura del universo había caído lo suficiente como para permitir que los quarks de la época anterior de los quarks se unieran en hadrones. Inicialmente, la temperatura era lo suficientemente alta como para permitir la formación de pares hadrón/anti-hadrón, lo que mantuvo la materia y la antimateria en equilibrio térmico. Después de la aniquilación de la materia y la antimateria, quedó una nano-asimetría de materia hasta el día de hoy. La mayoría de los hadrones y anti-hadrones fueron eliminados en reacciones de aniquilación, dejando un pequeño residuo de hadrones. Tras la eliminación de anti-hadrones, el Universo fue dominado por fotones, neutrinos y pares electrón-positrón.
Época de Leptones (1 segundo a 10 segundos): Durante esta fase, fue el período en la evolución del universo temprano en el que los leptones dominaron la masa del Universo. Comenzó aproximadamente 1 segundo después del Big Bang, después de que la mayoría de hadrones y antihadrones se aniquilaron entre sí al final de la época de hadrones. Durante la época de leptones, la temperatura del Universo aún era lo suficientemente alta como para crear pares de neutrinos y electrones-positrones. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo había disminuido hasta el punto en que los pares de electrones-positrones se aniquilaron gradualmente. Quedó un pequeño residuo de electrones necesarios para neutralizar la carga del Universo junto con neutrinos de flujo libre: un aspecto importante de esta época es el desacoplamiento de neutrinos.
Época de Fotones (10 segundos a 380,000 años): En esta fase, el universo estaba lleno de un mar de fotones, que interactuaban con partículas cargadas y mantenían el universo opaco. Eventualmente, el universo se enfrió lo suficiente como para que se formaran átomos, volviendo el universo transparente.
Edad Oscura (380,000 años a 150 millones de años): Durante esta fase, el universo estaba mayormente lleno de gas de hidrógeno y helio. Todavía no había estrellas ni galaxias, por lo que el universo estaba oscuro.
Amanecer Cósmico (150 millones de años a 1 billón de años): En esta fase, las primeras estrellas y galaxias comenzaron a formarse, ionizando el gas en el universo y poniendo fin a la edad oscura.
Era Estelífera (1 billón de años a 100 billones de años): Durante esta fase, el universo estaba lleno de estrellas y galaxias, que producían luz y calor. Esta es la era en la que nos encontramos actualmente.
Era Degenerada (100 billones de años a 10^14 {cuatrillones} años): En esta fase, las últimas estrellas habrán quemado todo su combustible y las estrellas restantes serán enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros.
Era de los Agujeros Negros (10^14 años a 10^40 años): Durante esta fase, los únicos objetos que quedarán en el universo serán agujeros negros, que se evaporarán lentamente debido a la radiación de Hawking.
Era Oscura (10^40 {un decillón} años en adelante): En esta fase, todos los agujeros negros se habrán evaporado, dejando un universo lleno de partículas que están demasiado alejadas entre sí para interactuar entre sí. Esta es la etapa final del universo, conocida como la muerte térmica.
Sin importar en qué etapa se encuentre el universo, al final está avanzando hacia su destino final: la muerte térmica.
La muerte térmica del universo es un evento hipotético que describe el destino final del cosmos. Es el resultado de la segunda ley de la termodinámica, que establece que con el tiempo, la entropía (una medida del desorden en un sistema) siempre aumentará. En otras palabras, el universo se está moviendo hacia un estado de entropía máxima, donde toda la energía está distribuida uniformemente y no pueden ocurrir más transferencias de energía. A este estado también se le llama "equilibrio térmico".
En el contexto del universo, el escenario de la muerte térmica predice que eventualmente toda la materia estará distribuida uniformemente en todo el cosmos, y la temperatura será la misma en todas partes. En este estado, no se pueden hacer transferencias de energía ni trabajo, ya que no hay diferencias de energía entre ningún par de puntos. Como resultado, toda vida, movimiento y actividad se detendrán, y el universo será estático para siempre.
No se espera que la muerte térmica del universo ocurra pronto. De hecho, se estima que tomará trillones y trillones de años para que el universo alcance este estado. Para poner esto en perspectiva, consideremos que un googol es un número que equivale a 10 elevado a la potencia de 100. Googol: 10^100. Escrito, sería el dígito '1' seguido de cien ceros. Esto es enorme: para ponerlo en contexto, se estima que el número de partículas en el universo (electrones, fotones, quarks, etc.) es de 10^80. Entonces, un googol es 10^20 (100 quintillones) veces más grande. Ahora, imaginemos que han pasado un googol de años desde el comienzo del universo. Eso es cuánto tiempo tomaría para que se desarrolle el escenario de la muerte térmica, o en otras palabras, 10 duotrigintillones de años, asumiendo que un año está definido como 365.25 días.
Al final, los últimos agujeros negros del universo se evaporarán lentamente debido a la radiación de Hawking. Este proceso lleva el nombre del físico Stephen Hawking, quien descubrió que los agujeros negros no son completamente negros, sino que emiten radiación con el tiempo.
Según la teoría de Hawking, los agujeros negros emiten una pequeña cantidad de partículas y energía, lo que hace que pierdan masa y eventualmente se evaporen. Este proceso toma un tiempo increíblemente largo para los agujeros negros más grandes del universo, con una masa similar a la de TON-618, tardando alrededor de 10^100 años en evaporarse por completo.
Después de que el último agujero negro se haya evaporado, el universo estará lleno de partículas que están demasiado separadas para interactuar entre sí, y nada significativo volverá a suceder.
El escenario de la muerte térmica pinta un panorama sombrío del destino final del universo. Toda la vida, la actividad y el movimiento eventualmente se detendrán, y el universo será estático para siempre.
La muerte térmica final del universo es un concepto fascinante y sobrio que nos recuerda la naturaleza finita de nuestra existencia. Si bien puede estar a trillones y trillones de años de distancia, es un recordatorio de que todas las cosas deben llegar a su fin. ¿Quién sabe qué nuevas maravillas descubriremos antes de que el universo alcance su estado final?
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