El universo

1.3. Evolución del Universo. Su futuro
Inmediatamente después del Big Bang, se forma una fase caliente y gaseosa de materia y radiación, como una sopa cósmica homogénea, con temperaturas tanelevadas que no permitían formar núcleos atómicos. El Universo era opaco.
Luego la temperatura descendió permitiendo la nucleosíntesis primordial: formación de núcleos de átomos de hidrógeno, helio y trazasde litio y berilio.
La temperatura siguió descendiendo hasta que cesó la fusión nuclear.
Se formaron los primeros átomos como helio y deuterio.
Al descender más la temperatura, se formaron átomosde hidrógeno, se produjo el desacoplamiento de materia y radiación, y el Universo se hizo transparente a la luz (radiación de fondo de microondas).
El Universo no era uniforme, había regiones másdensas que atraían hacia sí materia, formándose las primeras estrellas y, por reunión de éstas, las primeras galaxias.
La mayoría de las estrellas que vemos hoy nacieron en la primera mitad de la vidade nuestro Universo, después disminuyó la frecuencia de fusión galáctica y descendió la formación de estrellas.
Futuro:
El Universo está actualmente en expansión. Sin embargo, las mediciones queAllan R. Sandage realizó en los años 1960 con su telescopio de 200 pulgadas muestran que el ritmo de expansión actual es menor que el de hace 1.000 millones de años. Este hecho puede implicar o no que laexpansión se detenga, planteándose dos alternativas para el destino último del Universo.
Según las teorías cosmológicas actuales, la cantidad de materia que hay en el Universo es la que decidirá elfuturo del mismo. Se tiene una idea bastante aproximada de la cantidad de materia visible que existe, pero no de la cantidad de materia oscura, dependiendo entonces de ésta el futuro del Universo.
Seha podido calcular que si la densidad del Universo es menor que tres átomos por metro cúbico, será insuficiente para frenar la expansión, el Universo se expandirá indefinidamente (Big Rip) y será...