Teoría del Big Bang
La materia, en el Big Bang, era un punto de densidad infinita que, en un momento dado, «explota» generando su expansión en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.
Inmediatamente después del momento de la «explosión», cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra.
La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial estaba constituida exclusivamente por partículas elementales: electrones, positrones, mesones, bariones, neutrinos, fotones y muchas otras, sumando más de 89 partículas conocidas hoy en día.
Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas.
Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble.
Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 °C).
Origen de la Teoría
Un sacerdote belga, Georges Lemaître, sugirió por primera vez la teoría del Big Bang en los años 20, cuando propuso que el universo comenzó a partir de un único átomo primigenio.
Esta idea ganó empuje más tarde gracias a las observaciones de Edwin Hubble de las galaxias alejándose de nosotros a gran velocidad en todas las direcciones, y a partir del descubrimiento de la radiación cósmica de microondas de Arno Penzias y Robert Wilson.
El brillo de la radiación de fondo de microondas cósmicas, que puede encontrarse en todo el universo, se piensa que es un remanente tangible de los restos de luz del Big Bang. La radiación es similar a la que se utiliza para transmitir señales de televisión mediante antenas.
Formación del Sistema Solar
Se estima que la formación y evolución del sistema solar comenzó hace unos 4.600 millones de años con el colapso gravitacional de una pequeña parte de una nube molecular gigante.
La mayor parte de la masa colapsante se reunió en el centro, formando el Sol, mientras que el resto se aplanó en un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas, satélites, asteroides y otros cuerpos menores del sistema solar.
Nebulosa Solar
La hipótesis actual sobre la formación del sistema solar es la hipótesis nebular, propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg.
En un artículo aparecido en 2009 se ha sugerido que nuestro Sol nació formando parte de un cúmulo estelar con una masa de entre 500 y 3.000 masas solares y un radio de entre 1 y 3 pársecs. Se piensa que, aunque las estrellas que formaron dicho cúmulo se han ido dispersando con los años, existe la posibilidad de que entre 10 y 60 de esas estrellas pudieran estar en un radio de 100 pársecs alrededor del Sol.
Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular provocó que girara más rápido. A medida que el material dentro de la nebulosa se condensó, los átomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente, causando que liberaran energía en forma de calor. El centro, donde la mayor parte de la masa se acumuló, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante. Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con un diámetro de aproximadamente 200 UA y una protoestrella caliente y densa en el centro.
El método actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acreción, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más grandes (planetesimales), de aproximadamente 5 km de tamaño, gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15 cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años.
El sistema solar interior era demasiado cálido para que se condensaran moléculas volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron relativamente pequeños (abarcando sólo el 0,6% de la masa del disco) y compuestos principalmente por componentes con altos puntos de fusión, como los silicatos y metales. Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en planetas terrestres. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el cinturón de asteroides.
Cinturón de Asteroides
De acuerdo con la hipótesis de la nebulosa solar, el cinturón de asteroides inicialmente contenía más que suficiente materia para formar un planeta, y, efectivamente, un gran número de planetesimales se formó ahí. Sin embargo, Júpiter se formó antes de que un planeta pudiera formarse de esos planetesimales. Debido a la gran masa de Júpiter, las resonancias orbitales con Júpiter rigen las órbitas del cinturón de asteroides. Estas resonancias dispersaron a los planetesimales lejos del cinturón de asteroides o los mantuvieron en bandas orbitales estrechas y evitaron que se consolidaran. Lo que resta son los últimos planetesimales creados inicialmente durante la formación del sistema solar.
Cinturón de Kuiper y Nube de Oort
El Cinturón de Kuiper fue inicialmente una región externa de cuerpos congelados que carecían de suficiente densidad de masa para consolidarse.