Diferencia entre revisiones de «Big Bang»
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[[Archivo:Universe_expansion_es.png|thumb|250px|Según la teoría del Big Bang, el [[Universo]] se originó en una [[singularidad espaciotemporal]] de [[densidad]] infinita [[
En [[cosmología física]], la '''teoría del Big Bang''' o teoría de la gran explosión es un [[modelo científico]] que trata de explicar el origen del [[Universo]] y su desarrollo posterior a partir de una [[singularidad espaciotemporal]]. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del Universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la [[relatividad general]], llamados [[Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker|modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker]]. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la [[ley de Hubble]]), como en un sentido más general para referirse al [[paradigma]] cosmológico que explica el origen y la [[evolución]] del mismo.
== Introducción ==
Curiosamente, fue el [[Astrofísica|astrofísico]] inglés [[Fred Hoyle]], uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la [[Teoría del Estado Estacionario|teoría del estado estacionario]], quien dijo para mofarse que el modelo descrito era sólo un ''big bang'' (gran explosión) durante una discusión de la [[
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de [[isotropía]] y [[homogeneidad]] a gran escala de la distribución de [[galaxia]]s y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el [[tiempo]].
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== Breve historia de su génesis y desarrollo ==
Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de [[
Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el ''[[
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la década de [[1910]], el astrónomo estadounidense [[Vesto Melvin Slipher|Vesto Slipher]] y, después de él, [[Carl Wilhelm Wirtz]], de [[Estrasburgo]], determinaron que la mayor parte de las [[
Además, la teoría de [[Albert Einstein]] sobre la [[relatividad general]] (segunda década del [[siglo XX]]) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la [[constante cosmológica]]. El primero en aplicar formalmente la [[relatividad]] a la [[cosmología]], sin considerar la [[constante cosmológica]], fue [[
Entre [[1927]] y [[1930]], el padre [[
En [[1929]], [[Edwin Hubble]] realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la [[teoría de Lemaître]]. [[Hubble]] probó que las [[
Según el [[principio cosmológico]], el alejamiento de las [[
Con el pasar de los años, las [[evidencias observacionales]] apoyaron la [[idea]] de que el [[Universo]] evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la [[
Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en [[cosmología]] tratan de ampliar o concretar aspectos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.
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Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las [[Supernova#Tipo Ia|supernovas tipo 1a]], en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la [[correlación]] de las galaxias, la [[edad del Universo]] es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado [[modelo Lambda-CDM|modelo de concordancia]] que describe la naturaleza detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno [[homogeneidad|homogénea]] e [[isotropía|isótropamente]] de una [[energía]] muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando [[
Aproximadamente 10<sup>-35</sup> segundos después de la [[época de Planck]] un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma [[crecimiento exponencial|exponencial]] durante un período llamado [[inflación cósmica]]. Al terminar la [[inflación]], los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un [[plasma de quarks-gluones]], en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma [[relatividad|relativista]]. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió. A cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado [[bariogénesis]], los [[quark]]s y los [[gluón|gluones]] se combinaron en [[barión|bariones]] tales como el [[protón]] y el [[neutrón]], produciendo de alguna manera la [[asimetría]] observada actualmente entre la [[materia]] y la [[antimateria]]. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la [[simetría]], así que les dieron su forma actual a las [[
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan [[materia oscura fría]], [[materia oscura caliente]] y [[materia bariónica]]. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la [[materia oscura fría]]. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como [[energía oscura]]. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la [[Ley de Hubble|expansión del universo]] varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el [[espacio-tiempo]] se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una [[constante cosmológica]] en las [[
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10<sup>-33</sup> segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la [[teoría de unificación grande]]. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una [[singularidad espaciotemporal|singularidad gravitacional]] en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta [[paradoja física]], hace falta una teoría de la [[gravedad cuántica]]. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores [[problemas no resueltos de la física]].
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En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:
#[[Ley
#[[Principio cosmológico|El principio cosmológico]]
#[[
Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10<sup>-5</sup>. La [[isotropía]] del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10<sup>-5</sup>. Actualmente se intenta verificar el [[
La teoría del Big Bang utiliza el [[postulado de Weyl]] para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de [[coordenadas conformales]], en las cuales las llamadas [[distancia codesplazante|distancias codesplazantes]] y los [[tiempos conformales]] permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por el [[tiempo codesplazante]].
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== Evidencias ==
En general, se consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del Big Bang. Éstas son: la expansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el [[corrimiento al rojo|corrimiento hacia el rojo]] de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la [[nucleosíntesis
=== Expansión expresada en la ley de Hubble ===
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{{AP|ley de Hubble}}
De la observación de galaxias y [[
:<math>v=H_0 \cdot D \,</math>
donde ''v'' es la [[velocidad recesional]], ''D'' es la distancia al objeto y ''H''<sub>0</sub> es la [[
=== Radiación cósmica de fondo ===
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La radiación en este momento habría tenido el espectro del [[cuerpo negro]] y habría viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.000 K a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas las direcciones en el espacio.
En [[1965]], [[
bruto Wilson]], mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico con un receptor de [[radiación microondas|microondas]] propiedad de los [[Laboratorios Bell]], descubrieron la radiación cósmica de fondo. Ello proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultó ser isótropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia la hipótesis del Big Bang. Penzias y Wilson recibieron el [[Premio Nobel]] por su descubrimiento.
En [[1989]], la [[NASA]] lanzó el COBE (Cosmic background Explorer) y los resultados iniciales, proporcionados en [[1990]], fueron consistentes con las predicciones generales de la teoría del Big Bang acerca de la CMB. El COBE halló una temperatura residual de 2.726 K, y determinó que el CMB era isótropo en torno a una de cada 10<sup>5</sup> partes. Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante un gran número de experimentos en tierra y, midiendo la [[
A principios de [[2003]] se dieron a conocer los resultados de la [[WMAP|Sonda Wilkinson de Anisotropías del fondo de Microondas]] (en inglés ''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe'' o ''WMAP''), mejorando los que hasta entonces eran los valores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. ''(Véase también [[Fondo cósmico de microondas#Experimentos|experimentos sobre el fondo cósmico de microondas]])''. Este satélite también refutó varios [[inflación cósmica|modelos inflacionistas]] específicos, pero los resultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.
Línea 102:
=== Evolución y distribución galáctica ===
Las observaciones detalladas de la [[secuencia de Hubble|morfología]] y [[estructura a gran escala del cosmos|estructura]] de las galaxias y cuásares proporcionan una fuerte evidencia del Big Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros cuásares y galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde ese momento se han estado formando estructuras más grandes, como los [[
== Problemas comunes ==
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Históricamente, han surgido varios problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de ellos sólo tienen interés histórico y han sido evitados, ya sea por medio de modificaciones a la teoría o como resultado de observaciones más precisas. Otros aspectos, como el [[problema de la penumbra en cúspide]] y el [[problema de la galaxia enana]] de [[materia oscura fría]], no se consideran graves, dado que pueden resolverse a través de un perfeccionamiento de la teoría.
Existe un pequeño número de proponentes de [[cosmología no estándar|cosmologías no estándar]] que piensan que no hubo Big Bang. Afirman que las soluciones a los problemas conocidos del Big Bang contienen modificaciones [[hipótesis ad hoc
Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang.
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El problema del horizonte, también llamado [[problema de la causalidad]], resulta del hecho de que la información no puede viajar más rápido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distancia mayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no pueden estar [[causalidad|causalmente]] conectadas. En este sentido, la isotropía observada de la radiación de fondo de microondas (CMB) resulta problemática, debido a que el tamaño del [[horizonte de partículas]] en ese tiempo corresponde a un tamaño de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansión desde la época de Planck, no habría mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la misma temperatura.
Esta aparente inconsistencia se resuelve con la [[Inflación cósmica|teoría inflacionista]], según la cual un campo de energía escalar isótropo domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la época de Planck. Durante la inflación, el universo sufre una expansión exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expanden más allá de sus respectivos horizontes. El [[
En 2003 apareció otra teoría para resolver este problema, [[Velocidad de la luz variable|la velocidad variante de la luz]] de [[
=== El problema de la planitud ===
Línea 135:
{{AP|problema de la planitud}}
El problema de la planitud (''flatness'' en inglés) es un problema observacional que resulta de las consecuencias que la métrica de [[
Siendo ρ la densidad de energía medida observacionalmente y ρ<sub>c</sub> la [[
Se ha medido que en los primeros momentos del universo su densidad tuvo que ser 10<sup>-15</sup> veces (una milbillonésima parte) la densidad crítica. Cualquier desviación mayor hubiese conducido a una [[muerte térmica]] o un Big Crunch y el universo no sería como ahora.
La solución a este problema viene de nuevo de la [[Inflación cósmica|teoría inflacionaria]]. Durante el periodo inflacionario el [[
=== Edad de los cúmulos globulares ===
A mediados de los años 90, las observaciones realizadas de los [[cúmulo globular|cúmulos globulares]] parecían no concondar con la Teoría del Big Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de las poblaciones [[estrella|estelares]] de cúmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15.000 millones de años, lo que entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13.700 millones de años. El problema quedó resuelto a finales de esa década, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluían los efectos de la pérdida de masa debida a los [[viento
=== Monopolos magnéticos ===
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=== Materia oscura ===
En las diversas observaciones realizadas durante las décadas de los [[años 1970|70]] y [[años 1980|80]] (sobre todo las de las [[curva de rotación galáctica|curvas de rotación de las galaxias]]) se mostró que no había suficiente materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia común o [[barión]]ica sino materia oscura. Además, la asunción de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia común llevó a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos "inhomogéneo" y contiene mucho menos [[deuterio]] de lo que se puede considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polémica, ahora es una parte aceptada de la cosmología estándar, debido a las observaciones de las anisotropías en el CMB, [[dispersión]] de velocidades de los [[
=== Energía oscura ===
En los años 90, medidas detalladas de la densidad de [[masa]] del universo revelaron que ésta sumaba en torno al 30% de la [[
=== Quarks ===
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Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crítica, entonces el Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsarse. Éste se haría más denso y más caliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empezó en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crítica, la expansión disminuiría su velocidad, pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría mientras el Universo en crecimiento se haría menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podría acercarse asintóticamente al [[cero absoluto]] (0 [[Kelvin|K]] ó -273,15 °C). Los agujeros negros se evaporarían por efecto de la [[radiación de Hawking]]. La [[entropía]] del universo se incrementaría hasta el punto en que ninguna forma de energía podría ser extraída de él, un escenario conocido como [[muerte térmica]]. Más aún, si existe la descomposición del protón, proceso por el cual un protón decaería a partículas menos masivas emitiendo radiación en el proceso, entonces todo el hidrógeno, la forma predominante del materia bariónica en el universo actual, desaparecería a muy largo plazo, dejando solo [[radiación]].
Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez una mayor parte del [[universo visible]] en la actualidad quedará más allá de nuestro [[horizonte de sucesos]] y fuera de contacto. Se desconoce cuál sería el resultado de este evento. El [[modelo Lambda-CMD]] del universo contiene energía oscura en la forma de una [[constante cosmológica]] (de alguna manera similar a la que había incluido Einstein en su primera versión de las ecuaciones de campo). Esta teoría sugiere que sólo los sistemas mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendrían juntos, y ellos también estarían sujetos a la [[muerte térmica]] a medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energía oscura-llamadas [[teorías de la energía fantasma]] sugieren que los cúmulos de galaxias y finalmente las galaxias mismas se desgarrarán por la eterna expansión del universo, en el llamado [[
{{VT|Destino último del universo}}
Línea 181:
*[[inflación cósmica|inflación caótica]]
*[[cosmología de branas]] incluyendo el modelo [[ekpirótico|ekpyrótico]] en el cual el Big Bang es el resultado de una colisión entre membranas.
*un [[universo oscilante]] en el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva del [[
*modelos que incluyen la [[estado de Hartle-Hawking|condición de contorno de Hartle-Hawking]] en la cual totalidad del espacio-tiempo es finito. Algunas posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En cada una se encuentran involucradas hipótesis aún no testeadas.
Línea 189:
El Big Bang como teoría científica no se encuentra asociado con ninguna [[religión]]. Mientras algunas interpretaciones [[fundamentalismo|fundamentalistas]] de las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por la teoría del Big Bang, la mayoría de las interpretaciones son liberales. A continuación sigue una lista de varias interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang (que son hasta cierto punto incompatibles con la propia descripción científica del mismo):
*En la ''Biblia'' cristiana aparecen dos versículos que hablarían del ''big bang'' y el ''big crunch'': «Él está sentado sobre el círculo de la tierra, cuyos moradores son como langostas; él extiende los cielos como una cortina, los despliega como una tienda para morar» ([[Isaías]] 40.22). «Y todo el ejército de los cielos se disolverá, y se enrollarán los cielos como un libro; y caerá todo su ejército como se cae la hoja de la parra, y como se cae la de la higuera» (Isaías 34.4).
*La [[
*Algunos estudiantes del [[
*Algunos [[Islam|musulmanes]] modernos creen que el ''[[Corán]]'' hace un paralelo con el Big Bang en su relato sobre la creación: «¿No ven los no creyentes que los cielos y la Tierra fueron unidos en una sola unidad de creación, antes de que nosotros los separásemos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua» (capítulo 21, versículo 30). El ''Corán'' también parece describir un universo en expansión: «Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos expandiendo» (52.47).
*Algunas ramas [[teísmo|teístas]] del [[hinduismo]], tales como las tradiciones [[
*El [[budismo]] posee una concepción del universo en el cual no hay un evento de creación. Sin embargo, no parece ser que la teoría del Big Bang entrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener un universo eterno según el paradigma. Cierto número de populares filósofos [[Zen]] estuvieron muy interesados, en particular, por el concepto del [[universo oscilante]].
Línea 203:
* [[Agujero blanco]]
* [[Big Bounce]]
* [[
* [[Big Freeze]]
* [[
* [[Singularidad desnuda]]
* [[Universo]]
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{{wikiquote|Big Bang}}
*[[Open Directory Project]]: [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ Cosmology]
*[[
*[http://www.historyoftheuniverse.com/ "Welcome to the History of the Universe"]. Penny Press Ltd.
*[[
*[[
*D'Agnese, Joseph, "[http://www.findarticles.com/p/articles/mi_m1511/is_7_20/ai_55030837 The last Big Bang man left standing, physicist Ralph Alpher devised Big Bang Theory of universe]". ''Discover'', July [[1999]].
*Felder, Gary, "[http://www.ncsu.edu/felder-public/kenny/papers/cosmo.html The Expanding Universe]".
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