La teoría del Big Bang, en su forma más simple, nos dice que hace unos 13.800 millones de años ocurrió el inicio del espacio y el tiempo tales como los conocemos y que todo surgió a partir de una singularidad, vale decir, un punto infinitamente caliente e infinitamente denso donde no son aplicables las leyes de la física.
A partir de esta “explosión”, es que el Universo se expande de forma inmensamente rápida, y ocurren una serie de procesos que se describen a continuación, cronológicamente, los cuales están referenciados en la imagen del costado, desde el principio del Universo hasta nuestros días.
Momento a partir del cual comienzan a funcionar las leyes de la física como las conocemos, puesto que entre 0 y 10-43 segundos no existían partículas elementales y las 4 fuerzas fundamentales estaban unidas (10-43 segundos es lo que se llama un tiempo de Planck, el lapso más pequeño que puede ser medido por la física; el tiempo que demora un fotón viajando a la velocidad de la luz para atravesar una longitud de Planck).
Lo que existió antes de la Era de Planck no puede explicarse con las leyes de la física y permanece en terreno desconocido, al menos hasta armonizar una Teoría Unificadora de las 4 fuerzas fundamentales, uno de los mayores retos de la física.
Era de la Gran Unificación (10-43 segundos a 10-35 segundos)
Se denomina así a un momento en que, posterior a la Era de Planck, la gravedad se desliga de las otras fuerzas fundamentales, quedando unidas solamente la interacción nuclear débil, interacción nuclear fuerte y el electromagnetismo. Aquí sobrevinieron procesos adicionales. En primer lugar tuvo lugar una expansión muy rápida del espacio y luego se comenzaron a formar las primeras partículas elementales (quarks, electrones, neutrinos), a las cuales siguió la materia bariónica (como el neutrón y el protón), materia que en la actualidad es superior a la no-bariónica.
El Universo aún ocupa un espacio pequeño, a una alta densidad y presión y temperatura (1027 K), en donde las partículas y moléculas aún no pueden unirse en tales condiciones.
Era electrodébil (10-35 segundos a 10-10 segundos)
Al principio de esta era (10-35 a 10-10 segundos), la interacción nuclear fuerte se separó de la fuerza electrodébil, liberando una enorme cantidad de energía y gatillando una expansión súbita y rápida, conocida como inflación. En tanto el espacio se expandió más rápido que la velocidad de la luz, diversas interacciones energéticas crearon partículas elementales, tales como fotones, gluones, quarks, bosones W y Z, y bosones de Higgs.
Esta era concluyó con la separación del electromagnetismo y la interacción nuclear débil, una vez el Universo se expandió y enfrió lo suficiente.
Era de las partículas elementales (10-10 segundos a 0.001 segundos)
En este periodo, una sopa de partículas llenaba el Universo (quarks-antiquarks, electrones-positrones, así como otros pares partícula-antipartícula intercambiaron masa por energía mediante colisiones de materia-antimateria.
El Universo se enfrío a tal punto que llevó a un proceso de “aniquilación”, tanto por una ligera asimetría en cantidad (o comportamiento) de las partículas o un leve exceso de partículas sobre antipartículas, todos los antiquarks fueron aniquilados y sólo quedaron quarks, de modo que la materia predominaría sobre la antimateria.
Nucleosíntesis (0.001 segundos a 3 minutos)
En este periodo, protones y neutrones se combinaron para formar los primeros núcleos atómicos de hidrógeno, algunos de los cuales siguieron fusionándose en helio y litio; el ambiente siguió denso, por lo que los núcleos se separaban de nuevo tan pronto como se formaban. Este proceso de fusión y quiebre siguió hasta ~3 minutos después del Big Bang, cuando el Universo se enfrío lo suficiente (109 K) para que la fusión terminara.
Pero la temperatura se mantuvo suficientemente alta para mantener a las partículas ionizadas hasta unos 380.000~500.000 años después del Big Bang (Era de los núcleos). En este punto, 75% de la materia bariónica estaba en forma de hidrógeno, 25% en forma de helio y trazas de otros elementos.
Era de los átomos (300.000 años a 1.000 millones de años)
La era de los átomos sucedió después de la era de los núcleos, en donde los electrones libres se unieron a las partículas ionizadas (a través de un proceso llamado recombinación) para formar átomos neutros, ya que el Universo se siguió enfriando lo suficiente (3000 K) para que los núcleos captaran estos electrones. Los fotones (partículas de luz) dejaron de estar afectados por la materia luego de la formación de átomos (la radiación dejó de estar atrapada), quedando libres para moverse en el espacio (creando el fondo cósmico de microondas).
Así el Universo pasó a estar compuesto por átomos neutros y fotones que ahora producen luz. La materia ahora se vuelve transparente a la luz visible por primera vez.
Era de las galaxias (1.000 millones de años a la actualidad)
En esta época, la cual abarca hasta nuestros días, tuvo lugar el proceso de creación de las estrellas y galaxias, formadas a partir de los átomos. En esta línea de tiempo, la fuerza de gravedad causa que la materia empiece a interactuar para formar galaxias, proceso que aún hoy continúa. Y estas galaxias se han conformado como producto del nacimiento de estrellas, las cuales surgieron a partir de zonas con mayor densidad de gas en el Universo en expansión. Estas estrellas se agruparon unas con otras, dando lugar a las galaxias.
Las más antiguas son las elípticas y lenticulares, siendo además las más masivas en el Universo (siendo incluso 100 veces la masa de la Vía Láctea).
Surgimiento del Sistema Solar y destino del Universo
En todo este camino, el Sistema Solar comenzó hace unos 9.000 millones de años después del Big Bang, cuando una nube de gas que provenía de varias generaciones antiguas, se condensaría hasta formar a la estrella que hoy es nuestro Sol. Es por ello que se habla de la nuestra como una estrella de generación tardía.
Actualmente el Sol se encuentra en la mitad de su vida, y hoy en día se puede decir que el Universo completo se haya en la mitad de su existencia, si se consideran los distintos destinos propuestos para el final del Universo tal como lo conocemos, como son los casos del Big Crunch, Big Rip o Big Freeze.
Si el Universo cuenta con la masa necesaria para que la expansión continúe indefinidamente, estamos ante un Universo plano que siempre se mantendrá en equilibrio con la gravedad. De este modo la expansión no tendrá límite, los objetos se irán distanciando cada vez más los unos de otros, y el espacio seguirá enfriándose. Si, por el contrario, la gravedad es mayor que la expansión, estamos ante un Universo cerrado que en un momento comenzará a contraerse, llegando a un punto denominado Big Crunch. Y si la expansión supera a la gravedad, estamos ante un Universo abierto que eventualmente desgarraría el Universo, en un acontecimiento conocido como Big Rip. Veamos estos escenarios:
Esta teoría, también conocida como “Gran Implosión“, es uno de los posibles destinos que se consideran para el final del Universo, en base a ciertas condiciones. El Big Crunch es una estimación basada en que el Universo sea cerrado, vale decir, que supere una densidad crítica (expresado como 
>1) donde la gravedad termine superponiéndose a la fuerza de expansión, haciendo que vaya frenando lentamente hasta que comenzaría a contraerse, aumentando la temperatura y cercanía entre los objetos astronómicos.
Un Universo cerrado contrarrestaría la acción repulsiva de la energía oscura, por lo cual este destino (como los otros) depende de la cantidad de energía oscura que exista. En un hipotético Big Crunch, todo el Universo se colapsaría en un punto (una singularidad), tal como la que dio origen al Big Bang.
Big Rip
Esta teoría, también conocida como el “Gran Desagarramiento“, es un posible destino para el final del Universo basado en que éste sea abierto, vale decir, que esté negativamente curvada y no logre superar una densidad crítica (expresado como >1), donde la acción repulsiva de la energía oscura termine superponiéndose a la gravedad, y por ende acelerando la expansión del Universo hasta que la gravedad ya no pueda seguir manteniendo unidas a las estructuras, separando primero a las galaxias y aplastando a estrellas después.
Todo quedaría reducido a partículas elementales y radiación incapaz de cohesionarse de nuevo, constituyéndose en una singularidad. En el caso que este escenario tenga lugar, se ha estimado que ocurriría dentro de unos 20.000 millones de años.
Big Freeze
Esta teoría, también conocida como “Gran Congelamiento“, es el tercer destino posible para el final del Universo, basado en que éste sea de geometría plana, vale decir, que exista una equivalencia entre la gravedad y la velocidad de expansión del Universo y que la densidad crítica no sea superada (expresada como =1). En este escenario, al estar contrarrestados ambos efectos, la expansión se expandería continuamente pero en forma desacelerada, aunque sin llegar nunca a cero (asintóticamente).
Debido a que esto expandería más y más el Universo, los objetos se distanciarían mucho más y el espacio circundante se seguiría enfriando, tanto así que ya no tendría suficiente energía para sustentar vida, ni generar más reacciones para producir estructuras como nuevas estrellas. Esto desencadenaría una “muerte térmica” del Universo, pero sin que ocurra un evento de colapso propiamente tal.
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