Canvis

Aproximadament 10^-35 segons després de l'[[época de Planck]] un canvi de fase causà que l'univers s'expandira de forma [[creiximent exponencial|exponencial]] durant un periodo denominat [[inflació còsmica]]. A l'acabar l'[[inflació]], els components materials de l'univers quedaren en la forma d'un [[plasma de quarks-gluons]], on totes les parts que ho formaven estaven en moviment en forma [[relativitat|relativista]]. En el creiximent en grandària de l'univers, la temperatura va descendir. A certa temperatura, i a causa d'un canvi encara desconegut denominat [[bariogénesis]], els [[quark]]s i els [[gluó|gluons]] es combinaren en [[barió|barions]] com ara el [[protó]] i el [[neutró]], produint d'alguna manera la [[asimetria]] observada actualment entre la [[matèria]] i la [[antimatèria]]. Les temperatures encara més baixes van conduir a nous canvis de fase, que trencaren la [[simetria]], aixina que els donaren la seua forma actual a les [[forces fonamentals|forces fonamentals de la física]] i a les [[partícules elementals]]. Més tart, protons i neutrons es van combinar per a formar els [[núcleus]] de [[deuteri]] i de [[heli]], en un procés denominat [[nucleosíntesis primordial]]. Al gelar-se l'univers, la matèria gradualment va deixar de moure's de forma relativista i la seua densitat d'energia va començar a dominar gravitacionalment sobre la [[radiació]]. Passats 300.000 anys, els [[electró|electrons]] i els núcleus es combinaren per a formar els [[àtom]]s (majoritàriament d'[[hidrogen]]). Per això, la radiació es desacoplà dels àtoms i continuà per l'espai pràcticament sense obstàculs. Esta és la [[radiació de fondo de microones]].

Aproximadament 10^-35 segons després de l'[[época de Planck]] un canvi de fase causà que l'univers s'expandira de forma [[creiximent exponencial|exponencial]] durant un periodo denominat [[inflació còsmica]]. A l'acabar l'[[inflació]], els components materials de l'univers quedaren en la forma d'un [[plasma de quarks-gluons]], on totes les parts que ho formaven estaven en moviment en forma [[relativitat|relativista]]. En el creiximent en grandària de l'univers, la temperatura va descendir. A certa temperatura, i a causa d'un canvi encara desconegut denominat [[bariogénesis]], els [[quark]]s i els [[gluó|gluons]] es combinaren en [[barió|barions]] com ara el [[protó]] i el [[neutró]], produint d'alguna manera la [[asimetria]] observada actualment entre la [[matèria]] i la [[antimatèria]]. Les temperatures encara més baixes van conduir a nous canvis de fase, que trencaren la [[simetria]], aixina que els donaren la seua forma actual a les [[forces fonamentals|forces fonamentals de la física]] i a les [[partícules elementals]]. Més tart, protons i neutrons es van combinar per a formar els [[núcleus]] de [[deuteri]] i de [[heli]], en un procés denominat [[nucleosíntesis primordial]]. Al gelar-se l'univers, la matèria gradualment va deixar de moure's de forma relativista i la seua densitat d'energia va començar a dominar gravitacionalment sobre la [[radiació]]. Passats 300.000 anys, els [[electró|electrons]] i els núcleus es combinaren per a formar els [[àtom]]s (majoritàriament d'[[hidrogen]]). Per això, la radiació es desacoplà dels àtoms i continuà per l'espai pràcticament sense obstàculs. Esta és la [[radiació de fondo de microones]].

Al passar el temps, algunes regions llaugerament més denses de la matèria casi uniformement distribuïda van créixer gravitacionalment, fent-se més denses, formant núvols, estreles, galàxies i el restant de les estructures astronòmiques que actualment s'observen. Els detalls d'este procés depenen de la cantitat i tipos de matèria que hi ha en l'univers. Els tres tipos possibles es denominen [[matèria fosca gelada]], [[matèria fosca calenta]] i [[matèria bariónica]]. Les millors mides disponibles (provinents del WMAP) mostren que la forma més comuna de matèria en l'univers és la [[matèria fosca gelada]]. Els atres dos tipos de matèria només representarien el 20 per cent de la matèria de l'univers.

Al passar el temps, algunes regions llaugerament més denses de la matèria casi uniformement distribuïda van créixer gravitacionalment, fent-se més denses, formant núvols, estreles, galàxies i el restant de les estructures astronòmiques que actualment s'observen. Els detalls d'este procés depenen de la cantitat i tipos de matèria que hi ha en l'univers. Els tres tipos possibles es denominen [[matèria fosca gelada]], [[matèria fosca calenta]] i [[matèria bariónica]]. Les millors mides disponibles (provinents del WMAP) mostren que la forma més comú de matèria en l'univers és la [[matèria fosca gelada]]. Els atres dos tipos de matèria només representarien el 20 per cent de la matèria de l'univers.

L'univers actual pareix estar dominat per una forma misteriosa d'energia coneguda com [[energia fosca]]. Aproximadament el 70 per cent de la densitat d'energia de l'univers actual està en eixa forma. Una de les propietats característiques d'este component de l'univers és el fet que provoca que la [[Llei de Hubble|expansió de l'univers]] varie d'una relació llineal entre velocitat i distància, fent que l'[[espai-temps]] s'expandixca més ràpidament de lo que s'ha esperat a grans distàncies. L'energia fosca pren la forma d'una [[constant cosmològica]] en les [[equacions de camp d'Éinstein]] de la relativitat general, pero els detalls d'esta [[equació d'estat]] i la seua relació en el [[model estàndart]] de la física de partícules continuen sent investigats tant en l'àmbit de la física teòrica com per mig d'observacions.

L'univers actual pareix estar dominat per una forma misteriosa d'energia coneguda com [[energia fosca]]. Aproximadament el 70 per cent de la densitat d'energia de l'univers actual està en eixa forma. Una de les propietats característiques d'este component de l'univers és el fet que provoca que la [[Llei de Hubble|expansió de l'univers]] varie d'una relació llineal entre velocitat i distància, fent que l'[[espai-temps]] s'expandixca més ràpidament de lo que s'ha esperat a grans distàncies. L'energia fosca pren la forma d'una [[constant cosmològica]] en les [[equacions de camp d'Éinstein]] de la relativitat general, pero els detalls d'esta [[equació d'estat]] i la seua relació en el [[model estàndart]] de la física de partícules continuen sent investigats tant en l'àmbit de la física teòrica com per mig d'observacions.