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A model of the expanding universe opening up from the viewer's left, facing the viewer in a 3/4 pose.
Cronología de la expansión métrica del espacio , donde el espacio, incluidas las porciones hipotéticas no observables del universo, está representado en cada momento por las secciones circulares. A la izquierda, la expansión dramática ocurre en la época inflacionaria ; y en el centro, la expansión se acelera (concepto del artista; no a escala).

La teoría del Big Bang es un modelo cosmológico del universo observable desde los primeros períodos conocidos hasta su posterior evolución a gran escala. [1] [2] [3] El modelo describe cómo el universo se expandió desde un estado inicial de alta densidad y temperatura , [4] y ofrece una explicación completa de una amplia gama de fenómenos observados, incluida la abundancia de elementos ligeros , la cósmica de fondo de microondas (CMB) de radiación , y la estructura a gran escala .

Fundamentalmente, la teoría es compatible con la ley de Hubble-Lemaître : la observación de que cuanto más alejadas están las galaxias , más rápido se alejan de la Tierra. Extrapolando esta expansión cósmica hacia atrás en el tiempo utilizando las leyes conocidas de la física , la teoría describe un estado de alta densidad precedido por una singularidad en la que el espacio y el tiempo pierden significado. [5] No hay evidencia de ningún fenómeno anterior a la singularidad. Las mediciones detalladas de la tasa de expansión del universo sitúan el Big Bang hace alrededor de 13,8  mil millones de años, que por lo tanto se considera la edad del universo . [6]

Después de su expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente como para permitir la formación de partículas subatómicas y átomos posteriores . Las nubes gigantes de estos elementos primordiales, en su mayoría hidrógeno , con algo de helio y litio , se fusionaron más tarde a través de la gravedad , formando estrellas y galaxias tempranas , cuyos descendientes son visibles en la actualidad. Además de estos materiales de construcción primordiales, los astrónomos observan los efectos gravitacionales de una materia oscura desconocida que rodea a las galaxias. La mayor parte del potencial gravitacionalen el universo parece estar en esta forma, y ​​la teoría del Big Bang y varias observaciones indican que este exceso de potencial gravitacional no es creado por materia bariónica , como los átomos normales. Las mediciones de los desplazamientos al rojo de las supernovas indican que la expansión del universo se está acelerando , una observación atribuida a la existencia de la energía oscura . [7]

Georges Lemaître señaló por primera vez en 1927 que un universo en expansión podía rastrearse en el tiempo hasta un único punto de origen, al que llamó el "átomo primitivo". Edwin Hubble confirmó a través del análisis de los corrimientos al rojo galácticos en 1929 que las galaxias de hecho se están separando; esta es una importante evidencia observacional de un universo en expansión. Durante varias décadas, la comunidad científica estuvo dividida entre los partidarios del Big Bang y el modelo rival de estado estacionario . En 1964, se descubrió el CMB, que fue una prueba crucial a favor del modelo caliente del Big Bang, [8]ya que esa teoría predijo una radiación de fondo uniforme en todo el universo. Una amplia gama de evidencia empírica favorece fuertemente al Big Bang, que ahora es universalmente aceptado. [9]

Características del modelo

La teoría del Big Bang ofrece una explicación completa de una amplia gama de fenómenos observados, incluida la abundancia de elementos ligeros , el CMB , la estructura a gran escala y la ley de Hubble . [10] La teoría depende de dos supuestos principales: la universalidad de las leyes físicas y el principio cosmológico . La universalidad de las leyes físicas es uno de los principios subyacentes de la teoría de la relatividad . El principio cosmológico establece que a gran escala el universo es homogéneo e isotrópico . [11]

Estas ideas se tomaron inicialmente como postulados, pero luego se hicieron esfuerzos para probar cada una de ellas. Por ejemplo, la primera suposición ha sido probada por observaciones que muestran que la mayor desviación posible de la constante de estructura fina durante gran parte de la edad del universo es de orden 10-5 . [12] Además, la relatividad general ha pasado pruebas rigurosas en la escala del Sistema Solar y las estrellas binarias . [13] [14] [notas 1]

El universo a gran escala parece isotrópico visto desde la Tierra. Si de hecho es isotrópico, el principio cosmológico puede derivarse del principio copernicano más simple , que establece que no hay un observador o punto de observación preferido (o especial). Con este fin, el principio cosmológico se ha confirmado a un nivel de 10-5 mediante observaciones de la temperatura del CMB. En la escala del horizonte CMB, se ha medido que el universo es homogéneo con un límite superior del orden del 10% de inhomogeneidad, a partir de 1995. [15]

Expansión del espacio

La expansión del Universo se infirió a partir de observaciones astronómicas de principios del siglo XX y es un ingrediente esencial de la teoría del Big Bang. Matemáticamente, la relatividad general describe el espacio-tiempo mediante una métrica , que determina las distancias que separan los puntos cercanos. Los puntos, que pueden ser galaxias, estrellas u otros objetos, se especifican mediante un gráfico de coordenadas o "cuadrícula" que se establece en todo el espacio-tiempo. El principio cosmológico implica que la métrica debe ser homogénea e isotrópica a gran escala, lo que singulariza de forma única la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) . Esta métrica contiene un factor de escala, que describe cómo cambia el tamaño del universo con el tiempo. Esto permite realizar una elección conveniente de un sistema de coordenadas , llamado coordenadas comovidas . En este sistema de coordenadas, la cuadrícula se expande junto con el universo, y los objetos que se mueven solo debido a la expansión del universo , permanecen en puntos fijos en la cuadrícula. Si bien su distancia de coordenadas (distancia comoviva ) permanece constante, la distancia física entre dos de estos puntos en movimiento se expande proporcionalmente con el factor de escala del universo. [dieciséis]

El Big Bang no es una explosión de materia que se mueve hacia afuera para llenar un universo vacío. En cambio, el espacio en sí se expande con el tiempo en todas partes y aumenta las distancias físicas entre los puntos de comunicación. En otras palabras, el Big Bang no es una explosión en el espacio , sino más bien una expansión del espacio . [4] Debido a que la métrica FLRW asume una distribución uniforme de masa y energía, se aplica a nuestro universo solo en grandes escalas — concentraciones locales de materia como nuestra galaxia no necesariamente se expanden con la misma velocidad que todo el Universo. [17]

Horizontes

Una característica importante del espacio-tiempo del Big Bang es la presencia de horizontes de partículas . Dado que el universo tiene una edad finita y la luz viaja a una velocidad finita, puede haber eventos en el pasado cuya luz aún no haya tenido tiempo de llegar a nosotros. Esto coloca un límite o un horizonte pasado a los objetos más distantes que se pueden observar. Por el contrario, debido a que el espacio se está expandiendo y los objetos más distantes se alejan cada vez más rápidamente, es posible que la luz que emitimos hoy nunca "alcance" los objetos muy distantes. Esto define un horizonte de futuro , que limita los eventos del futuro en los que podremos influir. La presencia de cualquier tipo de horizonte depende de los detalles del modelo FLRW que describe nuestro universo. [18]

Nuestra comprensión del universo desde tiempos muy tempranos sugiere que hay un horizonte pasado, aunque en la práctica nuestra visión también está limitada por la opacidad del universo en los primeros tiempos. De modo que nuestra vista no puede extenderse más hacia atrás en el tiempo, aunque el horizonte retrocede en el espacio. Si la expansión del universo continúa acelerándose, también hay un horizonte futuro. [18]

Termalización

Algunos procesos en el universo temprano ocurrieron con demasiada lentitud, en comparación con la tasa de expansión del universo, para alcanzar un equilibrio termodinámico aproximado . Otros fueron lo suficientemente rápidos para alcanzar la termolización . El parámetro generalmente utilizado para averiguar si un proceso en el universo muy temprano ha alcanzado el equilibrio térmico es la relación entre la velocidad del proceso (normalmente la velocidad de colisiones entre partículas) y el parámetro de Hubble . Cuanto mayor es la proporción, más tiempo tienen las partículas para termalizarse antes de que se alejen demasiado unas de otras. [19]

Cronología

Según la teoría del Big Bang, el universo al principio era muy caliente y muy compacto, y desde entonces se ha ido expandiendo y enfriando.

Singularidad

La extrapolación de la expansión del universo hacia atrás en el tiempo utilizando la relatividad general produce una densidad y temperatura infinitas en un tiempo finito en el pasado. [20] Este comportamiento irregular, conocido como singularidad gravitacional , indica que la relatividad general no es una descripción adecuada de las leyes de la física en este régimen. Los modelos basados ​​únicamente en la relatividad general no pueden extrapolarse hacia la singularidad, más allá del final de la llamada época de Planck . [5]

Esta singularidad primordial a veces se llama en sí misma "el Big Bang", [21] pero el término también puede referirse a una fase temprana, caliente y densa más genérica [22] [notas 2] del universo. En cualquier caso, "el Big Bang" como evento también se conoce coloquialmente como el "nacimiento" de nuestro universo, ya que representa el punto en la historia donde se puede verificar que el universo ha entrado en un régimen en el que las leyes de la física como entendemos que funcionan (específicamente la relatividad general y el modelo estándar de física de partículas ). Basado en mediciones de la expansión usando supernovas de Tipo Iay las mediciones de las fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas, el tiempo que ha pasado desde ese evento, conocido como la " edad del universo ", es 13.799 ± 0.021 mil millones de años. [23]

A pesar de ser extremadamente denso en este momento, mucho más denso de lo que normalmente se requiere para formar un agujero negro, el universo no volvió a colapsar en una singularidad. Esto puede explicarse considerando que los cálculos y los límites de uso común para el colapso gravitacional generalmente se basan en objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas, y no se aplican al espacio en rápida expansión como el Big Bang. Del mismo modo, dado que el universo primitivo no colapsó inmediatamente en una multitud de agujeros negros, la materia en ese momento debe haber estado distribuida de manera muy uniforme con un gradiente de densidad insignificante . [24]

Inflación y bariogénesis

Las primeras fases del Big Bang están sujetas a mucha especulación, ya que no se dispone de datos astronómicos sobre ellas. En los modelos más comunes, el universo estaba lleno de manera homogénea e isotrópica con una densidad de energía muy alta y temperaturas y presiones enormes , y se estaba expandiendo y enfriando muy rápidamente. El período de 0 a 10 −43 segundos en la expansión, la época de Planck , fue una fase en la que las cuatro fuerzas fundamentales : la fuerza electromagnética , la fuerza nuclear fuerte , la fuerza nuclear débil y la fuerza gravitacional , se unificaron como una sola. . [25]En esta etapa, la longitud de escala característica del universo fue la longitud de la plancha ,1,6 × 10 −35  m , y en consecuencia tenía una temperatura de aproximadamente 10 32 grados Celsius. Incluso el concepto mismo de partícula se rompe en estas condiciones. Una comprensión adecuada de este período aguarda el desarrollo de una teoría de la gravedad cuántica . [26] [27] La época de Planck fue sucedida por la época de la gran unificación que comenzó a los 10-43 segundos, donde la gravitación se separó de las otras fuerzas a medida que la temperatura del universo descendía. [25]

Aproximadamente a los 10-37 segundos de la expansión, una transición de fase provocó una inflación cósmica , durante la cual el universo creció exponencialmente , sin restricciones por la invariancia de la velocidad de la luz , y las temperaturas se redujeron en un factor de 100.000. Las fluctuaciones cuánticas microscópicas que ocurrieron debido al principio de incertidumbre de Heisenberg se amplificaron en las semillas que luego formarían la estructura a gran escala del universo. [28] En un tiempo de alrededor de 10 a 36 segundos, la época Electrodébilcomienza cuando la fuerza nuclear fuerte se separa de las otras fuerzas, y solo la fuerza electromagnética y la fuerza nuclear débil permanecen unificadas. [29]

La inflación se detuvo alrededor de la marca de 10 −33 a 10 −32 segundos, y el volumen del universo aumentó en un factor de al menos 10 78 . El recalentamiento se produjo hasta que el universo obtuvo las temperaturas requeridas para la producción de un plasma de quark-gluón , así como todas las demás partículas elementales . [30] [31] Las temperaturas eran tan altas que los movimientos aleatorios de las partículas tenían velocidades relativistas , y los pares de partículas y antipartículas de todo tipo se creaban y destruían continuamente en las colisiones. [4] En algún momento, una reacción desconocida llamadala bariogénesis violó la conservación del número de bariones , lo que dio lugar a un exceso muy pequeño de quarks y leptones sobre antiquarks y antileptones, del orden de una parte en 30 millones. Esto resultó en el predominio de la materia sobre la antimateria en el universo actual. [32]

Enfriamiento

La vista panorámica de todo el cielo en el infrarrojo cercano revela la distribución de las galaxias más allá de la Vía Láctea . Las galaxias están codificadas por colores por desplazamiento al rojo .

El universo continuó disminuyendo en densidad y disminuyendo en temperatura, por lo que la energía típica de cada partícula estaba disminuyendo. Las transiciones de fase que rompen la simetría ponen las fuerzas fundamentales de la física y los parámetros de las partículas elementales en su forma actual, con la fuerza electromagnética y la fuerza nuclear débil separándose en aproximadamente 10-12 segundos. [29] [33] Después de unos 10-11 segundos, la imagen se vuelve menos especulativa, ya que las energías de las partículas caen a valores que se pueden alcanzar en los aceleradores de partículas . Aproximadamente a los 10-6 segundos, los quarks y gluones se combinaron para formar bariones comoprotones y neutrones . El pequeño exceso de quarks sobre antiquarks dio lugar a un pequeño exceso de bariones sobre antibariones. La temperatura ya no era lo suficientemente alta para crear nuevos pares protón-antiprotón (de manera similar para neutrones-antineutrones), por lo que inmediatamente siguió una aniquilación masiva, dejando solo uno de cada 10 10 de los protones y neutrones originales, y ninguna de sus antipartículas . Un proceso similar ocurrió en aproximadamente 1 segundo para electrones y positrones. Después de estas aniquilaciones, los protones, neutrones y electrones restantes ya no se movían de manera relativista y la densidad de energía del universo estaba dominada por fotones (con una contribución menor de los neutrinos ).

A los pocos minutos de expansión, cuando la temperatura era de aproximadamente mil millones de kelvin y la densidad de la materia en el universo era comparable a la densidad actual de la atmósfera de la Tierra, los neutrones se combinaron con los protones para formar los núcleos de deuterio y helio del universo en un proceso llamado Big Nucleosíntesis de Bang (BBN). [34] La mayoría de los protones permanecieron sin combinar como núcleos de hidrógeno. [35]

A medida que el universo se enfrió, la densidad de energía en reposo de la materia llegó a dominar gravitacionalmente la de la radiación de fotones . Después de unos 379.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron en átomos (principalmente hidrógeno ), que pudieron emitir radiación. Esta radiación reliquia, que continuó a través del espacio en gran parte sin obstáculos, se conoce como el fondo cósmico de microondas. [35]

Formación de estructuras

Representación artística del satélite WMAP que recopila datos para ayudar a los científicos a comprender el Big Bang.
Cúmulo de galaxias Abell 2744 - Vista de los campos fronterizos del Hubble . [36]

Durante un largo período de tiempo, las regiones ligeramente más densas de la materia distribuida uniformemente atrajeron gravitacionalmente la materia cercana y, por lo tanto, se volvieron aún más densas, formando nubes de gas, estrellas, galaxias y otras estructuras astronómicas observables en la actualidad. [4] Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y el tipo de materia en el universo. Los cuatro tipos posibles de la materia que se conoce como materia oscura fría , materia oscura caliente , materia oscura caliente y materia bariónica . Las mejores mediciones disponibles, de la sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson (WMAP), muestran que los datos se ajustan bien a un modelo Lambda-CDM en el que se supone que la materia oscura está fría (la materia oscura cálida se descarta a principios dereionización ), [37] y se estima que constituye aproximadamente el 23% de la materia / energía del universo, mientras que la materia bariónica representa aproximadamente el 4,6%. [38] En un "modelo extendido" que incluye materia oscura caliente en forma de neutrinos, [39] entonces, si la "densidad bariónica física" se estima en aproximadamente 0,023 (esto es diferente de la "densidad bariónica" expresada como una fracción de la densidad total de materia / energía, que es de aproximadamente 0,046), y la correspondiente densidad de materia oscura fría es de aproximadamente 0,11, la densidad de neutrinos correspondiente se estima en menos de 0,0062. [38]

Aceleración cósmica

Las líneas independientes de evidencia de las supernovas de Tipo Ia y el CMB implican que el universo actual está dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura , que aparentemente impregna todo el espacio. Las observaciones sugieren que el 73% de la densidad de energía total del universo actual está en esta forma. Cuando el universo era muy joven, probablemente estaba impregnado de energía oscura, pero con menos espacio y todo más cerca, predominaba la gravedad y estaba frenando lentamente la expansión. Pero finalmente, después de numerosos miles de millones de años de expansión, la creciente abundancia de energía oscura hizo que la expansión del universo comenzara a acelerarse lentamente. [7]

La energía oscura en su formulación más simple toma la forma del término cosmológico constante en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero su composición y mecanismo son desconocidos y, más generalmente, los detalles de su ecuación de estado y relación con el Modelo Estándar de física de partículas. se siguen investigando tanto a través de la observación como teóricamente. [7]

Toda esta evolución cósmica después de la época inflacionaria puede ser descrita y modelada rigurosamente por el modelo de cosmología ΛCDM, que utiliza los marcos independientes de la mecánica cuántica y la relatividad general. No existen modelos fácilmente comprobables que describan la situación antes de aproximadamente 10-15 segundos. [40] La comprensión de esta primera de las eras en la historia del universo es actualmente uno de los mayores problemas sin resolver de la física .

Historia

Etimología

Al astrónomo inglés Fred Hoyle se le atribuye haber acuñado el término "Big Bang" durante una charla para una transmisión de radio de la BBC en marzo de 1949 , [41] diciendo: "Estas teorías se basaban en la hipótesis de que toda la materia del universo se creó en un gran golpear en un momento particular en el pasado remoto ". [42] [43]

Se informa popularmente que Hoyle, que favorecía un modelo cosmológico alternativo de " estado estacionario ", pretendía que esto fuera peyorativo, [44] pero Hoyle lo negó explícitamente y dijo que era solo una imagen sorprendente destinada a resaltar la diferencia entre los dos modelos. . [45] [46]

Desarrollo

Campo profundo eXtreme de Hubble (XDF)
Vista XDF (2012) - cada mancha de luz es una galaxia - algunas de ellas tienen una antigüedad de 13,2 mil millones de años [47] - se estima que el universo contiene 200 mil millones de galaxias.
La imagen XDF muestra galaxias completamente maduras en el plano de primer plano - galaxias casi maduras de hace 5 a 9 mil millones de años - protogalaxias , ardiendo con estrellas jóvenes , más allá de los 9 mil millones de años.

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones de la estructura del universo y de consideraciones teóricas. En 1912, Vesto Slipher midió el primer desplazamiento Doppler de una " nebulosa espiral " (nebulosa espiral es el término obsoleto para las galaxias espirales) y pronto descubrió que casi todas esas nebulosas se estaban alejando de la Tierra. No comprendió las implicaciones cosmológicas de este hecho y, de hecho, en ese momento era muy controvertido si estas nebulosas eran o no "universos islas" fuera de nuestra Vía Láctea . [48] [49] Diez años después, Alexander Friedmann , un cosmólogo y matemático ruso , derivó las ecuaciones de Friedmann a partir de las ecuaciones de campo de Einstein, mostrando que el universo podría estar expandiéndose en contraste con el modelo de universo estático defendido por Albert Einstein en ese momento. [50]

En 1924, la medición del astrónomo estadounidense Edwin Hubble de la gran distancia a las nebulosas espirales más cercanas mostró que estos sistemas eran de hecho otras galaxias. A partir de ese mismo año, Hubble desarrolló minuciosamente una serie de indicadores de distancia, el precursor de la escalera de distancia cósmica , utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2,5 m) en el Observatorio Mount Wilson . Esto le permitió estimar distancias a galaxias cuyos desplazamientos al rojo ya habían sido medidos, principalmente por Slipher. En 1929, Hubble descubrió una correlación entre la distancia y la velocidad de recesión, ahora conocida como ley de Hubble. [51] [52]En ese momento, Lemaître ya había demostrado que esto era lo esperado, dado el principio cosmológico. [7]

Derivando independientemente las ecuaciones de Friedmann en 1927, Georges Lemaître , un físico belga y sacerdote católico romano, propuso que la recesión inferida de las nebulosas se debía a la expansión del universo. [53] En 1931, Lemaître fue más allá y sugirió que la evidente expansión del universo, si se proyectaba hacia atrás en el tiempo, significaba que cuanto más lejos en el pasado, más pequeño era el universo, hasta que en algún tiempo finito en el pasado toda la masa de el universo estaba concentrado en un solo punto, un "átomo primitivo" donde y cuando la estructura del tiempo y el espacio llegó a existir. [54]

En las décadas de 1920 y 1930, casi todos los cosmólogos importantes preferían un universo de estado estable eterno, y varios se quejaron de que el comienzo del tiempo implícito en el Big Bang importó conceptos religiosos a la física; esta objeción fue repetida más tarde por los partidarios de la teoría del estado estacionario. [55] Esta percepción se vio reforzada por el hecho de que el creador de la teoría del Big Bang, Lemaître, era un sacerdote católico romano. [56] Arthur Eddington estuvo de acuerdo con Aristóteles en que el universo no tuvo un comienzo en el tiempo, es decir , que la materia es eterna . Un comienzo en el tiempo le resultaba "repugnante". [57] [58] Lemaître, sin embargo, no estuvo de acuerdo:

Si el mundo ha comenzado con un solo cuanto , las nociones de espacio y tiempo no tendrían ningún significado al principio; sólo comenzarían a tener un significado sensible cuando el cuanto original se hubiera dividido en un número suficiente de cuantos. Si esta sugerencia es correcta, el comienzo del mundo ocurrió un poco antes del comienzo del espacio y el tiempo. [59]

Durante la década de 1930, se propusieron otras ideas como cosmologías no estándar para explicar las observaciones de Hubble, incluido el modelo de Milne , [60] el universo oscilatorio (originalmente sugerido por Friedmann, pero defendido por Albert Einstein y Richard C. Tolman ) [61] y La hipótesis de la luz cansada de Fritz Zwicky . [62]

Después de la Segunda Guerra Mundial , surgieron dos posibilidades distintas. Uno era el modelo de estado estable de Fred Hoyle, mediante el cual se crearía nueva materia a medida que el universo parecía expandirse. En este modelo, el universo es aproximadamente el mismo en cualquier momento. [63] El otro fue la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow , quien introdujo BBN [64] y cuyos asociados, Ralph Alpher y Robert Herman , predijeron el CMB. [65] Irónicamente, fue Hoyle quien acuñó la frase que llegó a aplicarse a la teoría de Lemaître, refiriéndose a ella como "esta idea del Big Bang " durante una transmisión de la BBC Radio en marzo de 1949. [46] [43][notas 3] Durante un tiempo, el apoyo se dividió entre estas dos teorías. Finalmente, la evidencia de observación, sobre todo de los recuentos de fuentes de radio, comenzó a favorecer al Big Bang sobre el estado estable. El descubrimiento y la confirmación del CMB en 1964 aseguró al Big Bang como la mejor teoría del origen y evolución del universo. [66] Gran parte del trabajo actual en cosmología incluye comprender cómo se forman las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender la física del universo en épocas anteriores y anteriores, y reconciliar las observaciones con la teoría básica. [ cita requerida ]

En 1968 y 1970, Roger Penrose , Stephen Hawking y George FR Ellis publicaron artículos en los que mostraban que las singularidades matemáticas eran una condición inicial inevitable de los modelos relativistas del Big Bang. [67] [68] Luego, desde la década de 1970 hasta la de 1990, los cosmólogos trabajaron en la caracterización de las características del universo del Big Bang y en la resolución de problemas pendientes. En 1981, Alan Guth hizo un gran avance en el trabajo teórico sobre la resolución de ciertos problemas teóricos sobresalientes en la teoría del Big Bang con la introducción de una época de rápida expansión en el universo temprano que llamó "inflación". [69]Mientras tanto, durante estas décadas, dos preguntas en la cosmología observacional que generaron mucha discusión y desacuerdo fueron los valores precisos de la constante de Hubble [70] y la densidad de materia del universo (antes del descubrimiento de la energía oscura, se pensaba que era la clave predictor del destino final del universo ). [71]

A mediados de la década de 1990, las observaciones de ciertos cúmulos globulares parecían indicar que tenían unos 15.000 millones de años, lo que entraba en conflicto con la mayoría de las estimaciones actuales de la edad del universo (y de hecho con la edad medida hoy). Este problema se resolvió más tarde cuando nuevas simulaciones por computadora, que incluían los efectos de la pérdida de masa debido a los vientos estelares , indicaron una edad mucho más temprana para los cúmulos globulares. [72] Si bien todavía quedan algunas preguntas sobre la precisión con la que se miden las edades de los cúmulos, los cúmulos globulares son de interés para la cosmología como algunos de los objetos más antiguos del universo. [ cita requerida ]

Se ha logrado un progreso significativo en la cosmología del Big Bang desde finales de la década de 1990 como resultado de los avances en la tecnología de los telescopios , así como del análisis de datos de satélites como Cosmic Background Explorer (COBE), [73] el Telescopio Espacial Hubble y WMAP. [74] Los cosmólogos ahora tienen medidas bastante precisas y exactas de muchos de los parámetros del modelo del Big Bang, y han hecho el descubrimiento inesperado de que la expansión del universo parece estar acelerándose. [ cita requerida ]

Evidencia observacional

"[La] imagen del Big Bang está demasiado arraigada en datos de todas las áreas como para probarse que no es válida en sus características generales".

Lawrence Krauss [75]

La evidencia observacional más temprana y más directa de la validez de la teoría son la expansión del universo de acuerdo con la ley de Hubble (como lo indican los desplazamientos al rojo de las galaxias), el descubrimiento y la medición del fondo cósmico de microondas y las abundancias relativas de elementos ligeros producidos por Nucleosíntesis del Big Bang (BBN). La evidencia más reciente incluye observaciones de la formación y evolución de galaxias , y la distribución de estructuras cósmicas a gran escala . [76] Estos a veces se denominan los "cuatro pilares" de la teoría del Big Bang. [77]

Los modelos modernos precisos del Big Bang apelan a varios fenómenos físicos exóticos que no se han observado en experimentos de laboratorio terrestres ni se han incorporado al Modelo Estándar de física de partículas. De estas características, la materia oscura es actualmente el tema de las investigaciones de laboratorio más activas. [78] Los problemas restantes incluyen el problema del halo cuspy [79] y el problema de las galaxias enanas [80] de la materia oscura fría. La energía oscura también es un área de gran interés para los científicos, pero no está claro si será posible la detección directa de la energía oscura. [81]La inflación y la bariogénesis siguen siendo características más especulativas de los modelos actuales del Big Bang. Todavía se están buscando explicaciones cuantitativas viables para tales fenómenos. Estos son problemas de física sin resolver actualmente.

La ley de Hubble y la expansión del espacio

Las observaciones de galaxias distantes y quásares muestran que estos objetos están desplazados al rojo: la luz emitida por ellos se ha desplazado a longitudes de onda más largas. Esto se puede ver tomando un espectro de frecuencia de un objeto y haciendo coincidir el patrón espectroscópico de las líneas de emisión o absorción correspondientes a los átomos de los elementos químicos que interactúan con la luz. Estos corrimientos al rojo son uniformementeisotrópico, distribuido uniformemente entre los objetos observados en todas las direcciones. Si el desplazamiento al rojo se interpreta como un desplazamiento Doppler, se puede calcular la velocidad de recesión del objeto. Para algunas galaxias, es posible estimar distancias a través de la escala de distancias cósmicas. Cuando se grafican las velocidades de recesión contra estas distancias, se observa una relación lineal conocida como ley de Hubble: [51] donde

  • es la velocidad de recesión de la galaxia u otro objeto distante,
  • es la distancia comanditaria al objeto, y
  • es la constante de Hubble , medida para ser70,4+1,3
    −1,4
    km / s / Mpc por WMAP. [38]

La ley de Hubble tiene dos posibles explicaciones. O estamos en el centro de una explosión de galaxias —lo cual es insostenible bajo el supuesto del principio copernicano— o el universo se expande uniformemente por todas partes. Esta expansión universal fue predicha a partir de la relatividad general por Friedmann en 1922 [50] y Lemaître en 1927, [53] mucho antes de que Hubble hiciera su análisis y observaciones de 1929, y sigue siendo la piedra angular de la teoría del Big Bang desarrollada por Friedmann, Lemaître, Robertson y Walker.

La teoría requiere la relación de retención en todo momento, donde es la distancia comóvil, v es la velocidad de recesión, y , y varían como los expande universo (de ahí que escriben para denotar la actual Hubble "constante"). Para distancias mucho más pequeñas que el tamaño del universo observable , el corrimiento al rojo de Hubble se puede considerar como el corrimiento Doppler correspondiente a la velocidad de recesión . Sin embargo, el corrimiento al rojo no es un verdadero corrimiento Doppler, sino el resultado de la expansión del universo entre el momento en que se emitió la luz y el momento en que se detectó. [82]

Que el espacio está experimentando una expansión métrica lo demuestra la evidencia observacional directa del principio cosmológico y el principio copernicano, que junto con la ley de Hubble no tienen otra explicación. Los corrimientos al rojo astronómicos son extremadamente isotrópicos y homogéneos , [51] respaldando el principio cosmológico de que el universo se ve igual en todas las direcciones, junto con muchas otras pruebas. Si los corrimientos al rojo fueran el resultado de una explosión desde un centro distante de nosotros, no serían tan similares en diferentes direcciones.

Las mediciones de los efectos de la radiación cósmica de fondo de microondas sobre la dinámica de sistemas astrofísicos distantes en 2000 demostraron el principio copernicano de que, a escala cosmológica, la Tierra no está en una posición central. [83] La radiación del Big Bang fue demostrablemente más cálida en épocas anteriores en todo el universo. El enfriamiento uniforme del CMB durante miles de millones de años es explicable solo si el universo está experimentando una expansión métrica y excluye la posibilidad de que estemos cerca del centro único de una explosión.

Radiación cósmica de fondo de microondas

El espectro de fondo de microondas cósmico medido por el instrumento FIRAS en el satélite COBE es el espectro de cuerpo negro medido con mayor precisión en la naturaleza. [84] Los puntos de datos y las barras de error en este gráfico están oscurecidos por la curva teórica.

En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron por casualidad la radiación cósmica de fondo, una señal omnidireccional en la banda de microondas . [66] Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones del Big Bang de Alpher, Herman y Gamow alrededor de 1950. Durante la década de 1970, se encontró que la radiación era aproximadamente consistente con un espectro de cuerpo negro en todas las direcciones; este espectro ha sido desplazado al rojo por la expansión del universo, y hoy corresponde a aproximadamente 2.725 K. Esto inclinó la balanza de evidencia a favor del modelo del Big Bang, y Penzias y Wilson fueron galardonados con el Premio Nobel de Física de 1978 .

La superficie de la última dispersión correspondiente a la emisión del CMB se produce poco después de la recombinación , época en la que el hidrógeno neutro se vuelve estable. Antes de esto, el universo comprendía un mar de plasma de fotón bariónico denso y caliente donde los fotones se dispersaban rápidamente de las partículas cargadas libres. Alcanzando un máximo de alrededor372 ± 14 kyr , [37] el camino libre medio para un fotón se vuelve lo suficientemente largo como para llegar al día de hoy y el universo se vuelve transparente.

Imagen WMAP de 9 años de la radiación cósmica de fondo de microondas (2012). [85] [86] La radiación es isotrópica a aproximadamente una parte en 100.000. [87]

En 1989, la NASA lanzó COBE, que logró dos avances importantes: en 1990, las mediciones del espectro de alta precisión mostraron que el espectro de frecuencia del CMB es un cuerpo negro casi perfecto sin desviaciones a un nivel de 1 parte en 10 4 , y midió una temperatura residual. de 2.726 K (las mediciones más recientes han revisado esta cifra ligeramente a 2.7255 K); luego, en 1992, nuevas mediciones de COBE descubrieron pequeñas fluctuaciones ( anisotropías ) en la temperatura del CMB en el cielo, a un nivel de aproximadamente una parte en 10 5 . [73] John C. Mather y George Smoot fueron galardonados con el Premio Nobel de Física 2006 por su liderazgo en estos resultados.

Durante la década siguiente, las anisotropías CMB se investigaron más a fondo mediante una gran cantidad de experimentos terrestres y con globos. En 2000-2001, varios experimentos, sobre todo BOOMERanG , encontraron que la forma del universo era espacialmente casi plana midiendo el tamaño angular típico (el tamaño en el cielo) de las anisotropías. [88] [89] [90]

A principios de 2003, se publicaron los primeros resultados de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson, que arrojaron los que en ese momento eran los valores más precisos para algunos de los parámetros cosmológicos. Los resultados refutaron varios modelos específicos de inflación cósmica, pero son consistentes con la teoría de la inflación en general. [74] La sonda espacial Planck se lanzó en mayo de 2009. Se están llevando a cabo otros experimentos de fondo de microondas cósmicos basados ​​en tierra y globos .

Abundancia de elementos primordiales

Usando el modelo del Big Bang, es posible calcular la concentración de helio-4 , helio-3 , deuterio y litio-7 en el universo como proporciones a la cantidad de hidrógeno ordinario. [34] Las abundancias relativas dependen de un solo parámetro, la proporción de fotones a bariones. Este valor se puede calcular independientemente de la estructura detallada de las fluctuaciones de CMB. Las proporciones predichas (en masa, no en número) son aproximadamente 0,25 para , aproximadamente 10 −3 para , aproximadamente 10 −4 para y aproximadamente 10 −9 para . [34]

Todas las abundancias medidas concuerdan al menos aproximadamente con las predichas a partir de un solo valor de la relación barión-fotón. La concordancia es excelente para el deuterio, cercana pero formalmente discrepante a favor y con un factor de dos para (esta anomalía se conoce como el problema cosmológico del litio ); en los dos últimos casos, existen importantes incertidumbres sistemáticas . No obstante, la consistencia general con las abundancias predichas por BBN es una fuerte evidencia del Big Bang, ya que la teoría es la única explicación conocida de la abundancia relativa de elementos ligeros, y es virtualmente imposible "sintonizar" el Big Bang para producir mucho más. o menos de 20-30% de helio. [91]De hecho, no hay ninguna razón obvia fuera del Big Bang por la que, por ejemplo, el universo joven (es decir, antes de la formación de estrellas , según se determina mediante el estudio de materia supuestamente libre de productos de nucleosíntesis estelar ) debería tener más helio que deuterio o más deuterio que , y también en proporciones constantes. [92] : 182–185

Evolución y distribución galáctica

Las observaciones detalladas de la morfología y distribución de galaxias y cuásares están de acuerdo con el estado actual de la teoría del Big Bang. Una combinación de observaciones y teoría sugiere que los primeros cuásares y galaxias se formaron aproximadamente mil millones de años después del Big Bang y, desde entonces, se han ido formando estructuras más grandes, como cúmulos de galaxias y supercúmulos . [93]

Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias distantes (que se observan como lo fueron en el universo temprano) parecen muy diferentes de las galaxias cercanas (observadas en un estado más reciente). Además, las galaxias que se formaron relativamente recientemente, parecen marcadamente diferentes de las galaxias formadas a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son argumentos sólidos en contra del modelo de estado estacionario. Las observaciones de la formación de estrellas, distribuciones de galaxias y quásares y estructuras más grandes, concuerdan bien con las simulaciones del Big Bang de la formación de estructuras en el universo y están ayudando a completar los detalles de la teoría. [93] [94]

Nubes de gas primordiales

Plano focal del telescopio BICEP2 bajo un microscopio: se utiliza para buscar polarización en el CMB. [95] [96] [97] [98]

En 2011, los astrónomos encontraron lo que creen que son nubes prístinas de gas primordial al analizar líneas de absorción en los espectros de cuásares distantes. Antes de este descubrimiento, se ha observado que todos los demás objetos astronómicos contienen elementos pesados ​​que se forman en las estrellas. Estas dos nubes de gas no contienen elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el deuterio. [99] [100] Dado que las nubes de gas no tienen elementos pesados, probablemente se formaron en los primeros minutos después del Big Bang, durante BBN.

Otras líneas de evidencia

La edad del universo estimada a partir de la expansión de Hubble y el CMB ahora concuerda bien con otras estimaciones que utilizan las edades de las estrellas más antiguas, tanto medidas aplicando la teoría de la evolución estelar a los cúmulos globulares como a través de la datación radiométrica de la población individual. II estrellas. [101] También está de acuerdo con las estimaciones de edad basadas en mediciones de la expansión utilizando supernovas de Tipo Ia y mediciones de fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas. [23] El acuerdo de mediciones independientes de esta edad respalda el Lambda-CDM(ΛCDM), ya que el modelo se utiliza para relacionar algunas de las mediciones con una estimación de edad, y todas las estimaciones coinciden. Aún así, algunas observaciones de objetos del universo relativamente temprano (en particular, el cuásar APM 08279 + 5255 ) generan preocupación sobre si estos objetos tuvieron tiempo suficiente para formarse tan temprano en el modelo ΛCDM. [102] [103]

La predicción de que la temperatura del CMB era más alta en el pasado ha sido respaldada experimentalmente por observaciones de líneas de absorción de muy baja temperatura en nubes de gas con alto corrimiento al rojo. [104] Esta predicción también implica que la amplitud del efecto Sunyaev-Zel'dovich en los cúmulos de galaxias no depende directamente del corrimiento al rojo. Las observaciones han encontrado que esto es más o menos cierto, pero este efecto depende de las propiedades del cúmulo que cambian con el tiempo cósmico, lo que dificulta las mediciones precisas. [105] [106]

Observaciones futuras

Los futuros observatorios de ondas gravitacionales podrían detectar ondas gravitacionales primordiales , reliquias del universo temprano, hasta menos de un segundo después del Big Bang. [107] [108]

Problemas y cuestiones relacionadas en física

Como ocurre con cualquier teoría, han surgido una serie de misterios y problemas como resultado del desarrollo de la teoría del Big Bang. Algunos de estos misterios y problemas se han resuelto, mientras que otros siguen pendientes. Las soluciones propuestas a algunos de los problemas del modelo del Big Bang han revelado nuevos misterios por sí mismos. Por ejemplo, el problema del horizonte , el problema del monopolo magnético y el problema de la planitud se resuelven más comúnmente con la teoría inflacionaria, pero los detalles del universo inflacionario aún no se han resuelto y muchos, incluidos algunos fundadores de la teoría, dicen que ha sido refutado. . [109] [110] [111] [112]Lo que sigue es una lista de los aspectos misteriosos de la teoría del Big Bang que aún están bajo intensa investigación por parte de cosmólogos y astrofísicos .

Asimetría bariónica

Aún no se comprende por qué el universo tiene más materia que antimateria. [32] Generalmente se asume que cuando el universo era joven y muy caliente estaba en equilibrio estadístico y contenía el mismo número de bariones y antibariones. Sin embargo, las observaciones sugieren que el universo, incluidas sus partes más distantes, está compuesto casi en su totalidad por materia. Se planteó la hipótesis de un proceso llamado bariogénesis para explicar la asimetría. Para que se produzca la bariogénesis, deben cumplirse las condiciones de Sajarov . Estos requieren que el número bariónico no se conserva, que C-simetría y CP-simetría son violados y que la salida en universo de equilibrio termodinámico . [113] Todas estas condiciones ocurren en el Modelo Estándar, pero los efectos no son lo suficientemente fuertes como para explicar la actual asimetría bariónica.

Energía oscura

Las mediciones de la relación desplazamiento al rojo- magnitud para las supernovas de tipo Ia indican que la expansión del universo se ha acelerado desde que el universo tenía aproximadamente la mitad de su edad actual. Para explicar esta aceleración, la relatividad general requiere que gran parte de la energía del universo consista en un componente con gran presión negativa, denominado "energía oscura". [7]

La energía oscura, aunque especulativa, resuelve numerosos problemas. Las mediciones del fondo cósmico de microondas indican que el universo es casi espacialmente plano y, por lo tanto, según la relatividad general, el universo debe tener casi exactamente la densidad crítica de masa / energía. Pero la densidad de masa del universo se puede medir a partir de su agrupación gravitacional, y se encuentra que tiene solo alrededor del 30% de la densidad crítica. [7] Dado que la teoría sugiere que la energía oscura no se agrupa de la forma habitual, es la mejor explicación para la densidad de energía "faltante". La energía oscura también ayuda a explicar dos medidas geométricas de la curvatura general del universo, una que usa la frecuencia de las lentes gravitacionales., y el otro usando el patrón característico de la estructura a gran escala como gobernante cósmico.

Se cree que la presión negativa es una propiedad de la energía del vacío , pero la naturaleza exacta y la existencia de la energía oscura sigue siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los resultados del equipo de WMAP en 2008 están de acuerdo con un universo que consta de 73% de energía oscura, 23% de materia oscura, 4,6% de materia regular y menos del 1% de neutrinos. [38] Según la teoría, la densidad de energía en la materia disminuye con la expansión del universo, pero la densidad de energía oscura permanece constante (o casi) a medida que el universo se expande. Por lo tanto, la materia constituía una fracción mayor de la energía total del universo en el pasado que en la actualidad, pero su contribución fraccionaria disminuirá en el futuro lejano a medida que la energía oscura se vuelva aún más dominante.

El componente de energía oscura del universo ha sido explicado por teóricos utilizando una variedad de teorías en competencia, incluida la constante cosmológica de Einstein, pero también extendiéndose a formas más exóticas de quintaesencia u otros esquemas gravitatorios modificados. [114] Un problema cosmológico constante , a veces llamado el "problema más embarazoso de la física", resulta de la aparente discrepancia entre la densidad de energía medida de la energía oscura y la ingenuamente predicha a partir de las unidades de Planck . [115]

Materia oscura

El gráfico muestra la proporción de diferentes componentes del universo: aproximadamente el 95% es materia oscura y energía oscura .

Durante las décadas de 1970 y 1980, varias observaciones mostraron que no hay suficiente materia visible en el universo para explicar la fuerza aparente de las fuerzas gravitacionales dentro y entre las galaxias. Esto llevó a la idea de que hasta el 90% de la materia del universo es materia oscura que no emite luz ni interactúa con la materia bariónica normal. Además, la suposición de que el universo es principalmente materia normal llevó a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo de hoy es mucho más abultado y contiene mucho menos deuterio del que se puede explicar sin materia oscura. Si bien la materia oscura siempre ha sido controvertida, se infiere de varias observaciones: las anisotropías en el CMB, las dispersiones de velocidad de los cúmulos de galaxias, las distribuciones de estructuras a gran escala, los estudios de lentes gravitacionales yMediciones de rayos X de cúmulos de galaxias. [116]

La evidencia indirecta de la materia oscura proviene de su influencia gravitacional sobre otra materia, ya que no se han observado partículas de materia oscura en los laboratorios. Se han propuesto muchos candidatos de la física de partículas para la materia oscura y se están llevando a cabo varios proyectos para detectarlos directamente. [117]

Además, existen problemas sobresalientes asociados con el modelo de materia oscura fría actualmente favorecido, que incluyen el problema de las galaxias enanas [80] y el problema del halo cuspy. [79] Se han propuesto teorías alternativas que no requieren una gran cantidad de materia no detectada, sino que modifican las leyes de la gravedad establecidas por Newton y Einstein; sin embargo, ninguna teoría alternativa ha tenido tanto éxito como la propuesta de la materia oscura fría para explicar todas las observaciones existentes. [118]

Problema del horizonte

El problema del horizonte surge de la premisa de que la información no puede viajar más rápido que la luz . En un universo de edad finita, esto establece un límite, el horizonte de partículas, en la separación de dos regiones del espacio cualesquiera que estén en contacto causal . [119] La isotropía observada del CMB es problemática en este sentido: si el universo hubiera estado dominado por radiación o materia en todo momento hasta la época de la última dispersión, el horizonte de partículas en ese momento correspondería a aproximadamente 2 grados en el cielo. Entonces no habría ningún mecanismo para hacer que regiones más amplias tuvieran la misma temperatura. [92] : 191–202

La teoría inflacionaria ofrece una solución a esta aparente inconsistencia en la que un campo de energía escalar homogéneo e isotrópico domina el universo en algún período muy temprano (antes de la bariogénesis). Durante la inflación, el universo experimenta una expansión exponencial y el horizonte de partículas se expande mucho más rápidamente de lo que se suponía anteriormente, de modo que las regiones que se encuentran actualmente en lados opuestos del universo observable están bien dentro del horizonte de partículas de cada uno. La isotropía observada del CMB se deriva del hecho de que esta región más grande estaba en contacto causal antes del comienzo de la inflación. [28] : 180–186

El principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionaria habría fluctuaciones térmicas cuánticas , que se magnificarían a una escala cósmica. Estas fluctuaciones sirvieron como semillas para todas las estructuras actuales del universo. [92] : 207 La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes en escala y gaussianas , lo que ha sido confirmado con precisión por mediciones del CMB. [74] : segundo 6

Si ocurriera inflación, la expansión exponencial empujaría grandes regiones del espacio mucho más allá de nuestro horizonte observable. [28] : 180–186

Surge un problema relacionado con el problema del horizonte clásico porque en la mayoría de los modelos de inflación cosmológica estándar, la inflación cesa mucho antes de que se produzca la ruptura de la simetría electrodébil , por lo que la inflación no debería ser capaz de evitar discontinuidades a gran escala en el vacío electrodébil, ya que se encontraron partes distantes del universo observable. causalmente separados cuando terminó la época electrodébil . [120]

Monopolos magnéticos

La objeción del monopolo magnético se planteó a finales de la década de 1970. Las teorías Grand Unified (GUT) predijeron defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos . Estos objetos se producirían de manera eficiente en el cálido universo temprano, lo que resultaría en una densidad mucho más alta de la que es consistente con las observaciones, dado que no se han encontrado monopolos. Este problema se resuelve mediante la inflación cósmica, que elimina todos los defectos puntuales del universo observable, de la misma manera que conduce la geometría a la planitud. [119]

Problema de planitud

La geometría general del universo está determinada por si el parámetro cosmológico Omega es menor, igual o mayor que 1. Se muestran de arriba a abajo un universo cerrado con curvatura positiva, un universo hiperbólico con curvatura negativa y un universo plano con cero. curvatura.

El problema de la planitud (también conocido como el problema de la vejez) es un problema de observación asociado con un FLRW. [119] El universo puede tener una curvatura espacial positiva, negativa o nula dependiendo de su densidad de energía total. La curvatura es negativa si su densidad es menor que la densidad crítica; positivo si mayor; y cero en la densidad crítica, en cuyo caso se dice que el espacio es plano . Las observaciones indican que el universo es consistente con ser plano. [121] [122]

El problema es que cualquier pequeña desviación de la densidad crítica crece con el tiempo y, sin embargo, el universo actual permanece muy plano. [notas 4] Dado que una escala de tiempo natural para la desviación de la planitud podría ser el tiempo de Planck , 10 −43 segundos, [4] el hecho de que el universo no haya alcanzado ni una muerte por calor ni un Big Crunch después de miles de millones de años requiere una explicación. Por ejemplo, incluso a la edad relativamente tardía de unos pocos minutos (el momento de la nucleosíntesis), la densidad del universo debe haber estado dentro de una parte en 10 14 de su valor crítico, o no existiría como lo hace hoy. [123]

Destino final del universo

Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del universo fuera mayor que la densidad crítica, entonces el universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsar. Se volvería más denso y caliente nuevamente, terminando con un estado similar al que comenzó: un Big Crunch. [18]

Alternativamente, si la densidad en el universo fuera igual o inferior a la densidad crítica, la expansión se ralentizaría pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría con el consumo de gas interestelar en cada galaxia; las estrellas se quemarían, dejando enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros. Las colisiones entre estos darían como resultado la acumulación de masa en agujeros negros cada vez más grandes. La temperatura media del universo se acercaría muy gradualmente de forma asintótica al cero absoluto: una gran congelación . [124] Además, si los protones son inestables , la materia bariónica desaparecería, dejando solo radiación y agujeros negros. Eventualmente, los agujeros negros se evaporarían emitiendoRadiación de Hawking . La entropía del universo aumentaría hasta el punto en que no se podría extraer de él ninguna forma organizada de energía, un escenario conocido como muerte por calor. [125]

Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que más y más del universo actualmente visible pasará más allá de nuestro horizonte de eventos y estará fuera de contacto con nosotros. Se desconoce el resultado final. El modelo ΛCDM del universo contiene energía oscura en forma de constante cosmológica. Esta teoría sugiere que solo los sistemas ligados gravitacionalmente, como las galaxias, permanecerán juntos, y también estarán sujetos a la muerte por calor a medida que el universo se expande y se enfría. Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de la energía fantasma , sugieren que, en última instancia, los cúmulos de galaxias, las estrellas, los planetas, los átomos, los núcleos y la materia misma serán destrozados por la expansión cada vez mayor en un llamado Big Rip . [126]

Conceptos erróneos

Uno de los conceptos erróneos más comunes sobre el modelo del Big Bang es que explica completamente el origen del universo . Sin embargo, el modelo del Big Bang no describe cómo se originaron la energía, el tiempo y el espacio, sino que describe el surgimiento del universo actual de un estado inicial ultradenso y de alta temperatura. [127] Es engañoso visualizar el Big Bang comparando su tamaño con objetos cotidianos. Cuando se describe el tamaño del universo en Big Bang, se refiere al tamaño del universo observable, y no al universo entero. [17]

La ley de Hubble predice que las galaxias que están más allá de la distancia de Hubble retroceden más rápido que la velocidad de la luz. Sin embargo, la relatividad especial no se aplica más allá del movimiento a través del espacio. La ley de Hubble describe la velocidad que resulta de la expansión del espacio, más que a través del espacio. [17]

Los astrónomos a menudo se refieren al corrimiento al rojo cosmológico como un corrimiento Doppler que puede llevar a un concepto erróneo. [17] Aunque similar, el corrimiento al rojo cosmológico no es idéntico al corrimiento al rojo Doppler derivado clásicamente porque la mayoría de las derivaciones elementales del corrimiento al rojo Doppler no se adaptan a la expansión del espacio. La derivación precisa del corrimiento al rojo cosmológico requiere el uso de la relatividad general, y aunque un tratamiento que utiliza argumentos más simples del efecto Doppler da resultados casi idénticos para las galaxias cercanas, interpretar el corrimiento al rojo de las galaxias más distantes como debido a los tratamientos de corrimiento al rojo Doppler más simples puede causar confusión. [17]

Cosmología anterior al Big Bang

El Big Bang explica la evolución del universo a partir de una densidad y temperatura que están mucho más allá de la capacidad de replicación de la humanidad, por lo que las extrapolaciones a las condiciones más extremas y los primeros tiempos son necesariamente más especulativas. Lemaître llamó a este estado inicial el " átomo primitivo ", mientras que Gamow llamó al material " ylem ". Cómo se originó el estado inicial del universo sigue siendo una cuestión abierta, pero el modelo del Big Bang restringe algunas de sus características. Por ejemplo, es muy probable que las leyes específicas de la naturaleza hayan surgido de manera aleatoria, pero como muestran los modelos de inflación, algunas combinaciones de estas son mucho más probables.[128] Un universo topológicamente plano implica un equilibrio entre la energía potencial gravitacionaly otras formas, que no requieren energía adicional para crearse. [121] [122]

La teoría del Big Bang, construida sobre las ecuaciones de la relatividad general clásica, indica una singularidad en el origen del tiempo cósmico, y tal densidad de energía infinita puede ser una imposibilidad física. Sin embargo, las teorías físicas de la relatividad general y la mecánica cuántica tal como se realizan actualmente no son aplicables antes de la época de Planck, y corregir esto requerirá el desarrollo de un tratamiento correcto de la gravedad cuántica. [20] Ciertos tratamientos de la gravedad cuántica, como la ecuación de Wheeler-DeWitt , implican que el tiempo mismo podría ser una propiedad emergente . [129] Como tal, la física puede concluir que el tiempo no existía antes del Big Bang. [130] [131]

Si bien no se sabe qué pudo haber precedido al estado denso y caliente del universo temprano o cómo y por qué se originó, o incluso si tales preguntas son sensatas, abunda la especulación como tema de la "cosmogonía".

Algunas propuestas especulativas al respecto, cada una de las cuales conlleva hipótesis no contrastadas, son:

  • Los modelos más simples, en los que el Big Bang fue causado por fluctuaciones cuánticas . Ese escenario tenía muy pocas posibilidades de que ocurriera, pero tuvo lugar instantáneamente, en nuestra perspectiva, debido a la ausencia de tiempo antes del Universo. [132] [133] [134] [135]
  • Modelos que incluyen la condición sin límites de Hartle-Hawking , en la que todo el espacio-tiempo es finito; el Big Bang representa el límite del tiempo pero sin ninguna singularidad. [136] En tal caso, el universo es autosuficiente. [137]
  • Modelos de cosmología de branas, en los que la inflación se debe al movimiento de las branas en la teoría de cuerdas ; el modelo anterior al Big Bang; el modelo ekpyrotic , en el que el Big Bang es el resultado de una colisión entre branas; y el modelo cíclico , una variante del modelo ekpyrotic en el que se producen colisiones periódicamente. En el último modelo, el Big Bang fue precedido por un Big Crunch y el universo pasa de un proceso al otro. [138] [139] [140] [141]
  • Inflación eterna , en la que la inflación universal termina localmente aquí y allá de manera aleatoria, cada punto final conduce a un universo burbuja , que se expande desde su propio big bang. [142] [143]

Las propuestas en las dos últimas categorías ven el Big Bang como un evento en un universo mucho más grande y antiguo o en un multiverso .

Interpretaciones religiosas y filosóficas

Como descripción del origen del universo, el Big Bang tiene una relación significativa con la religión y la filosofía. [144] [145] Como resultado, se ha convertido en una de las áreas más animadas del discurso entre ciencia y religión . [146] Algunos creen que el Big Bang implica un creador, [147] [148] y algunos ven su mención en sus libros sagrados, [149] mientras que otros argumentan que la cosmología del Big Bang hace superflua la noción de un creador. [145] [150]

Ver también

  • Principio antrópico  : premisa filosófica de que todas las observaciones científicas presuponen un universo compatible con la aparición de organismos sensibles que realizan esas observaciones.
  • Big Bounce  : modelo cosmológico hipotético para el origen del universo conocido
  • Big Crunch  : escenario teórico para el destino final del universo
  • Cold Big Bang  : una designación de una temperatura de cero absoluto al comienzo del Universo
  • Calendario cósmico
  • Cosmogonía  : rama de la ciencia o teoría sobre el origen del universo.
  • Eureka: A Prose Poem  - Una extensa obra de no ficción del autor estadounidense Edgar Allan Poe, una especulación del Big Bang
  • Futuro de un universo en expansión  : escenario futuro asumiendo que la expansión del universo continuará para siempre
  • Muerte térmica del universo  - Posible destino del universo. También conocido como Big Chill y Big Freeze
  • Forma del universo  : la geometría local y global del universo
  •  Modelo de estado estacionario : modelo de la evolución del universo, una teoría desacreditada que negaba el Big Bang y postulaba que el universo siempre existió.

Notas

  1. ^ Más información y referencias de las pruebas de relatividad general se dan en el artículo Pruebas de relatividad general .
  2. ^ No hay consenso sobre cuánto duró la fase del Big Bang. Para algunos escritores, esto denota solo la singularidad inicial, para otros toda la historia del universo. Por lo general, se dice que al menos los primeros minutos (durante los cuales se sintetiza helio) ocurren "durante el Big Bang".
  3. Se informa comúnmente que Hoyle pretendía que esto fuera peyorativo. Sin embargo, Hoyle luego lo negó, diciendo que era solo una imagen llamativa destinada a enfatizar la diferencia entre las dos teorías para los oyentes de radio. [45]
  4. Estrictamente, la energía oscura en forma de constante cosmológica conduce al universo hacia un estado plano; sin embargo, nuestro universo permaneció casi plano durante varios miles de millones de años antes de que la densidad de energía oscura se volviera significativa.

Referencias

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Otras lecturas

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  • Modelo de Big Bang en la Encyclopædia Britannica
  • Once Upon a Universe - Proyecto financiado por STFC que explica la historia del universo en un lenguaje fácil de entender
  • "Big Bang Cosmology" - Equipo científico de la NASA / WMAP
  • "The Big Bang" - Ciencia de la NASA
  • "Big Bang, Big Bewilderment" : modelo de Big Bang con gráficos animados de Johannes Koelman
  • Cosmología en Curlie