2.  A grandes rasgos, hoy podemos decir que
la materia visible del universo está formada
en un 99 % por Hidrógeno y Helio. El 1%
restante corresponde a los elementos más
pesados a los cuales, en conjunto, los
astrónomos designan como “metales”. Su
abundancia relativa, temperatura de
formación y el tiempo en el cuál se
formaron . Con los datos actuales y
aceptando la hipótesis de la “inflación“,
podemos resumir la historia del universo .

3.  En los instantes iniciales, durante el llamado “tiempo
de Planck” (10-43 s), el universo estaba lleno de una
energía muy densa, a una temperatura y presión
correspondientes a ese estado. A continuación,
rápidamente se expandió y enfrió, experimentando
cambios de fase del tipo de los que ocurren durante
la condensación de un vapor, pero referidos a
partículas elementales. Aproximadamente a los 10-35
del primer segundo, el universo sufre un cambio de
fase que provoca una etapa de expansión
exponencial, conocida como “inflación cósmica”.
Esta etapa de inflación produjo como resultado un
plasma de partículas elementales llamadas “quarks”
y “gluones”, con movimiento relativista.

4.  El aumento de tamaño del espacio provoca más
enfriamiento que continúa hasta que se produce otra
transición de fase y ocurre la “bariogénesis”, la génesis de
los componentes del núcleo atómico, de la cual todavía se
sabe muy poco. Se estima que en esa época se formó la
masa “bariónica del universo” y se produjo la asimetría
entre materia y antimateria que se observa hoy. Es decir,
en esa época los quarks y los gluones que hasta entonces
eran libres, se combinaron para dar bariones como el
protón o el neutrón, los componentes básicos del núcleo
atómico.
 Al continuar la expansión continúa el enfriamiento y nuevos
cambios de fase siguen rompiendo la simetría inicial,
dando la forma actual a las fuerzas de la física y a las
partículas elementales. A partir de aquí, es más sencillo
inferir que la unión de protones y neutrones dará lugar a la
formación de los núcleos de Deuterio y de Helio, un
proceso denominado “nucleosíntesis primordial

5.  Después el enfriamiento hace que la materia deje de moverse
de manera relativista y la densidad de energía comienza a
dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados ya
unos 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron
para formar los átomos (principalmente Hidrógeno). Por esta
unión, la radiación se desacopló de los átomos y continuó
viajando libremente por el espacio, es decir, el universo se
volvió transparente. Esa radiación enfriada por la expansión, es
el fondo de microondas que observamos hoy, en definitiva, un
“fósil” del universo en aquel momento.
 La descripción prosigue considerando que, en aquellas
regiones donde la materia es ligeramente más densa, tiende a
juntarse gravitacionalmente agrupándose en nubes, estrellas,
galaxias y el resto de las estructuras que se observan
actualmente. Para describir detalladamente los procesos de
formación de esas estructuras es necesario conocer el tipo y la
cantidad de materia del universo. Actualmente se estima que
hay tres tipos de materia que son: la materia fría oscura, la
materia oscura caliente y la materia “bariónica” observable, que
es la que interactúa con los campos electromagnéticos.

6.  La isotropía del fondo de microondas fue estudiada minuciosamente, tratando de encontrar
rastros de aquellas anisotropías iniciales que dieron lugar a la formación de los primeros
núcleos de condensación de materia. En 2003 se dieron a conocer los mejores datos
disponibles obtenidos con el satélite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, en
castellano: Sonda Wilkinson de Anisotropías de Microondas). Esos datos confirman que la
forma más común de materia es la materia fría oscura. Los tipos restantes llegarían al 20% de
la materia del universo.
 Los cosmólogos han podido calcular muchos parámetros del universo con estos datos, con los
del telescopio espacial Hubble y los del satélite COBE de 1989. Esos datos han permitido
establecer que el fondo de microondas es isotrópico hasta una parte en 100.000 (1/105) con
una temperatura residual de 2,726 K).
 Respecto de la teoría, la energía oscura toma la forma de una constante cosmológica como la
que fue planteada en las ecuaciones de campo de Einstein y hay otros modelos, pero los
detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar todavía están siendo
investigados.
 En las etapas iniciales del universo, las energías que tenían las partículas eran mayores que
las que hoy se pueden alcanzar en un laboratorio (para alcanzarlas, suponiendo que fuera
realizable, sería necesario construir un acelerador de una longitud comparable con la distancia
al sol). Por lo tanto, no hay experimentación posible y no hay modelo físico convincente para
los primeros (10-33 s) del universo, el tiempo anterior al cambio de fase que forma parte de la
teoría de la “Gran Unificación” de las fuerzas (GUT).
 Para el primer instante, la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad donde las
densidades son infinitas. Para intentar resolver esta paradoja, hace falta una teoría cuántica
de la gravedad. Uno de los problemas no resueltos, más grandes de la física.
 Por supuesto, no sabemos nada sobre lo que había antes del Big-Bang aunque nunca faltan
especulaciones teóricas. La posibilidad de existencia de universos paralelos ya había
anticipada por el filósofo y matemático alemán I. Kant, actualmente diríamos “multiversos”,
cada uno con su big-bang, con sus constantes cosmológicas y sus leyes de la física, pero por
ahora, y parece que por mucho tiempo más, todas estas teorías son sólo eso: especulaciones.