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El Universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño llamadas supercúmulos, además de materia intergaláctica. La materia no se distribuye de manera uniforme, sino que se concentra en lugares concretos: galaxias, estrellas, planetas... Sin embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que no podemos observar. Por cada millón de átomos de hidrógeno los 10 elementos más abundantes son:

Símbolo	Elemento químico	Átomos
H	Hidrógeno	1.000.000
He	Helio	63.000
O	Oxígeno	690
C	Carbono	420
N	Nitrógeno	87
Si	Silicio	45
Mg	Magnesio	40
Ne	Neón	37
Fe	Hierro	32
S	Azufre	16

El Universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente plano, conteniendo una densidad masa-energía equivalente a 9,9 × 10^-30 gramos por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en un 73% de energía oscura, 23% de materia oscura fría y un 4% de átomos. Así, la densidad de los átomos equivaldría a un núcleo de hidrógeno sencillo por cada cuatro metros cúbicos de volumen. La naturaleza exacta de la energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo un misterio. Actualmente se especula con que el neutrino, (una partícula muy abundante en el universo), tenga, aunque mínima, una masa. De comprobarse este hecho, podría significar que la energía y la materia oscura no existen.

Durante las primeras fases del Big Bang, se cree que se formaron las mismas cantidades de materia y antimateria. Materia y antimateria deberían eliminarse mutuamente al entrar en contacto, por lo que la actual existencia de materia (y la ausencia de antimateria) supone una violación de la simetría CP, por lo que puede ser que las partículas y las antipartículas no tengan propiedades exactamente iguales o simétricas., o puede que simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorezcan la supervivencia de la materia frente a la antimateria. En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la causante de la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que con la antimateria.

Antes de la formación de las primeras estrellas, la composición química del Universo consistía primariamente en hidrógeno (75% de la masa total), con una suma menor de helio-4 (⁴He) (24% de la masa total) y el resto de otros elementos. Una pequeña porción de estos elementos estaba en la forma del isótopo deuterio (²H), helio-3 (³He) y litio (⁷Li). Consecuentemente la materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados. Éstos se han introducido como un resultado de las explosiones de supernovas, los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de estrellas desarrolladas.

El Big Bang dejó detrás un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La temperatura de la radiación de fondo ha decrecido sin cesar con la expansión del Universo y ahora fundamentalmente consiste en la energía de microondas equivalente a una temperatura de 2,725 K. La densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centímetro cúbico.^[

En el Universo hay materiales dispersos, dentro y fuera de las galaxias. Hablamos de la materia interestelar, la luz, la radiación de fondo y la materia oscura.

Está formada por los gases y partículas de polvo que hay entre las estrellas y las galaxias. La mayor parte no es visible, pero se puede detectar a través de sus efectos gravitatorios y de sus emisiones electromagnéticas.

La materia interestelar está formada por muchos componentes, en especial de Hidrógeno, Helio, Oxígeno, Carbono, Nitrógeno, Azufre, Silicio, etc. Pero no sólo elementos puros se pueden encontrar aquí, si no, también muchas moléculas como agua, Metano o ácido acético. Estas moléculas se pueden formar por la presencia del polvo cósmico, cuya superficie actúa como un catalizador. Estas reacciones químicas, debido al frío del espacio, sólo se desarrollan en forma muy lenta, pero el tiempo no tiene mayor importancia en el medio interestelar.

En nuestra galaxia se encuentra tanto nubes puras de Hidrógeno, como también nubes que se componen principalmente de moléculas. La composición de la materia, que muestra una densidad muy baja, es:

Aquí, hay que diferenciar entre nubosidades luminosas, que son incitadas por la radiación de estrellas vecinas, y nubes oscuras, que absorben la luz de las estrellas, pero también emiten radiaciones de radio, debido a sus bajas temperaturas.

Aproximadamente el 99 % de la materia interestelar se compone de gas, y a ser un 90 % de Hidrógeno, el elemento más abundante en el universo. Estas nubes de Hidrógeno se dividen en las así llamadas Zonas H I, aquí el gas molecular de Hidrógeno (H2) tiene una temperatura de 50 [K], y en las Regiones H II, en las cuales el Hidrógeno esta ionizado y predomina en estado de plasma, a temperaturas de hasta 10 000 [K].

Las nubes oscuras idénticas a las zonas H I no emiten luz visible, pero en cambio emiten rayos X, y entre otras, la conocida línea de 21 [cm.] del Hidrógeno.
En estas nubes, también se pudo comprobar la presencia de moléculas, como por ejemplo el radical OH- del formaldehído, NH3 (Amoníaco), como también Helio.

Aproximadamente el 1 % de la materia interestelar se compone de polvo. Estos son pequeñas partículas de materia, de aproximadamente 0,0001 hasta 0,001 [mm] de diámetro. Este polvo siempre está alojado en nubes gaseosas interestelares. Se le puede considerar como material de expulsión de novas y supernovas, lo que significa, que en estos granos se encuentran todos los elementos químicos del sistema periódico. También elementos pesados como el Hierro, que en realidad, es la etapa final de la fusión nuclear en las estrella y que son generados en una explosión supernova. Más allá, el material interestelar también es enriquecido por las no despreciables masas del viento estelar emitido por las estrellas.

Por cierto, las estrellas constantemente absorben materia interestelar por la acción gravitacional, pero la pérdida de masa, por la formación de nuevas estrellas, es mucho más importante. Aquí no se puede establecer un equilibrio. Ya que por la formación de enanas blancas, estrellas de neutrones y hoyos negros se da una constante pérdida de materia interestelar. Lugares de formación de estrellas, de los cuales finalmente provienen estos objetos, son siempre aquellas zonas, en las cuales se encuentran estrellas jóvenes muy calientes, ya que estos, aún no se han podido alejar mucho en sus trayectorias intergalácticas de su lugar de nacimiento.

¿Pero que motiva a una nube de materia como estas, para contraerse a una estrella? Desgraciadamente este proceso aún no está mayormente aclarado. Se supone, que perturbaciones de la estructura en determinados lugares de la nube, activan esta contracción. La onda expansiva de la explosión puede llevar a una densificación en el medio interestelar y al final causar la contracción parcial de la nube hasta la estrella.

También puede jugar un rol la gravitación de la misma nube, que por inestabilidades gravitacionales puede llevar a contracciones locales. Esto sólo puede suceder en grandes nubes con una alta densidad de materia. Aquí, entonces, son los vientos estelares de las estrellas jóvenes, que causan una mayor densificación en la nube, de manera que, las estrellas se pueden originar casi como en una reacción en cadena. Otras causas, para la formación de las estrellas son también las enormes fuerzas de mareas, que se producen en el encuentro o incluso cuando dos galaxias se atraviesan. Aquí la formación de estrellas puede aumentar casi en forma explosiva, por lo que se habla de las así llamadas galaxias starburst.

Para lo que hace tiempo no existía una explicación, es el origen de la rotación de una estrella. Pero hoy sabemos, que con el aumento de la contracción de la materia, se origina un vórtice, similar al disco de acreción de un hoyo negro, de manera que más materia desciende a la protoestrella, en forma de espiral y que transmite este movimiento a la estrella. Además de esto, el impulso de giro es transmitido directamente por la nube, que por su lado recibe este movimiento de la galaxia. Después del “nacimiento” de la estrella, o sea, cuando comenzaron las reacciones nucleares y la estrella comenzó a brillar. Un fuerte viento estelar, avienta los restos del disco de acreción.

En cosmología física, la energía oscura es una forma hipotética de materia que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión negativa y que tiende a incrementar la aceleración de la expansión del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva. Asumir la existencia de la energía oscura es la manera más popular de explicar las observaciones recientes en las que el Universo parece estar expandiéndose con una tasa de aceleración positiva. En el modelo estándar de la cosmología, la energía oscura actualmente aporta casi tres cuartas partes de la masa-energía total del Universo.

Dos posibles formas de la energía oscura son la constante cosmológica, una densidad de energía constante que llena el espacio en forma homogénea y campos escalares como la quintaesencia: campos dinámicos cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. De hecho, las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio normalmente también se incluyen en la constante cosmológica. Se piensa que la constante cosmológica se origina en la energía del vacío. Los campos escalares que cambian con el espacio son difíciles de distinguir de una constante cosmológica porque los cambios pueden ser extremadamente lentos.

Para distinguir entre ambas se necesitan mediciones muy precisas de la expansión del Universo, para ver si la velocidad de expansión cambia con el tiempo. La tasa de expansión está parametrizada por la ecuación de estado. La medición de la ecuación estado de la energía oscura es uno de los mayores retos de investigación actual de la cosmología física.

Añadir la constante cosmológica a la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduce al modelo Lambda-CDM, que se conoce como "modelo standard" de cosmología debido a su coincidencia precisa con las observaciones.

No se debe confundir la energía oscura con la materia oscura ya que, aunque ambas forman la mayor parte de la masa del Universo, la materia oscura es una forma de materia, mientras que la energía oscura es un campo que llena todo el espacio.

Imagen compuesta del cúmulo de galaxias CL0024+17 tomada por el telescopio espacial Hubble muestra la creación de un efecto de lente gravitacional producto, en gran parte, de la interacción gravitatoria con la materia oscura.

En astrofísica y cosmología física se denomina materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye la gran mayoría de la masa en el Universo observable. Fritz Zwicky la utilizó por primera vez para declarar el fenómeno observado consistente con las observaciones de materia oscura como la velocidad rotacional de las galaxias y las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos, las lentes gravitacionales de objetos de fondo por los cúmulos de galaxias así como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de temperatura de gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias. La materia oscura también juega un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo de microondas. Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".

La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas y los planetas (colectivamente llamados MACHOs) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo. En el presente, la densidad de bariones ordinarios y la radiación en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se piensa que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio. Alguna materia bariónica difícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólo una pequeña porción. Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada, la mitad de ella todavía no se ha encontrado, por lo que se puede considerar materia oscura bariónica: Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones que se supone debería haber y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. Recientemente (mayo 2008) el telescopio XMM-Newton de la agencia espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.

La determinación de la naturaleza de esta masa ausente es uno de los problemas más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energía oscura" sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como "Terra incognita".

Mapa de anisotropías de la radiación de fondo de microondas obtenida por el satélite WMAP.

En cosmología, la radiación de fondo de microondas (en inglés Cosmic Microwave Background o CMB) es una forma de radiación electromagnética descubierta en 1965 que llena el Universo por completo. También se denomina radiación cósmica de microondas o radiación del fondo cósmico. Tiene características de radiación de cuerpo negro a una temperatura de 2,725 K y su frecuencia pertenece al rango de las microondas con una frecuencia de 160,2 GHz, correspondiéndose con una longitud de onda de 1,9 mm. Muchos cosmólogos consideran esta radiación como la prueba principal del modelo cosmológico del Big Bang del Universo.

La radiación de fondo de microondas es isótropa hasta una parte entre 10⁵: las variaciones del valor eficaz son sólo 18 µK. El espectrofotómetro FIRAS (en inglés The Far-Infrared Absolute Spectrophotometer) en el satélite COBE de la NASA ha medido cuidadosamente el espectro de la radiación de fondo del microondas. El FIRAS comparó el CMB con un cuerpo negro de referencia y no se pudo ver ninguna diferencia en sus espectros. Cualquier desviación del cuerpo negro que pudiera seguir estando sin detectar en el espectro del CMB sobre el rango de longitudes de onda desde 0,5 a 5 mm tendría que tener un valor de unas 50 partes por millón del pico de brillo del CMB. Esto hizo del espectro del CMB el cuerpo negro medido de manera más precisa en la naturaleza.

Esta radiación es una predicción del modelo del Big Bang, ya que según este modelo, el universo primigenio era un plasma compuesto principalmente por electrones, fotones y bariones (protones y neutrones). Los fotones estaban constantemente interactuando con el plasma mediante la dispersión Thomson. Los electrones no se podían unir a los protones y otros núcleos atómicos para formar átomos porque la energía media de dicho plasma era muy alta, por lo que los electrones interactuaban constantemente con los fotones mediante el proceso conocido como dispersión Compton. A medida que el universo se fue expandiendo, el enfriamiento adiabático (del que el corrimiento al rojo cosmológico es un síntoma actual) causado porque el plasma se enfríe hasta que sea posible que los electrones se combinen con protones y formen átomos de hidrógeno. Esto ocurrió cuando esta alcanzó los 3000 K, unos 380000 años después del Big Bang. A partir de ese momento, los fotones pudieron viajar libremente a través del espacio sin colisionar con los electrones dispersos. Este fenómeno es conocido como Era de la Recombinación y Descomposición, y la radiación de fondo de microondas es precisamente el resultado de ese periodo. Al irse expandiendo el universo, esta radiación también fue disminuyendo su temperatura, lo cual explica por qué hoy en día es sólo de unos 2,7 K. La radiación de fondo es el ruido que hace el universo. Se dice que es el eco que proviene del fin del universo, o sea, el eco que quedó de la gran explosión que dio origen al universo.

El espectro de la radiación de fondo de microondas medido por el instrumento FIRAS en el satélite COBE es el espectro de cuerpo negro medido con más precisión en la naturaleza. Las variables y el error estándar están ocultados por la curva teórica.

Los fotones han continuado enfriándose desde entonces, actualmente han caído a 2,725 K y su temperatura continuará cayendo según se expanda el Universo. De la misma manera, la radiación del cielo que medimos viene de una superficie esférica, llamada superficie de la última dispersión, en la que los fotones que se descompusieron en la interacción con materia en el Universo primigenio, hace 13700 millones de años, están observándose actualmente en la Tierra. El Big Bang sugiere que el fondo de radiación cósmico rellena todo el espacio observable y que gran parte de la radiación en el Universo está en el CMB, que tiene una fracción de aproximadamente 5·10^-5 de la densidad total del Universo.

Dos de los grandes éxitos de la teoría del Big Bang son sus predicciones de este espectro de cuerpo negro casi perfecto y su predicción detallada de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas. El reciente WMAP ha medido precisamente estas anisotropías sobre el cielo por completo a escalas angulares de 0,2°. Estas se pueden utilizar para estimar los parámetros del Modelo Lambda-CDM estándar del Big Bang. Alguna información, como la forma del Universo, se puede obtener directamente del CMB, mientras otros, como la constante de Hubble, no están restringidos y tienen que ser inferidos de otras medidas.