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 [[matemática]]mente paradójica. El espacio
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 ==
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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 [[Alexander Friedman]], del año [[1922]], y de [[Georges Lemaître]], de [[1927]], utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en [[1929]], el astrónomo [[Estados Unidos|estadounidense]] [[Edwin Hubble]] ([[1889]]-[[1953]]) descubrió galaxias más allá de la [[Vía Láctea]] que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En [[1948]], el físico [[Rusia|ruso]] nacionalizado estadounidense, [[George Gamow]] ([[1904]]-[[1968]]), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita ([[COBE]]) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.
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 ''[[Big Crunch]]'' o Gran Colapso. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ''[[
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 [[nebulosas espirales]] se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas [[nebulosa]]s eran en realidad [[galaxias]] exteriores a nuestra [[Vía Láctea]].
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 [[Alexander Friedman]], cuyas [[ecuación|ecuaciones]] describen el [[Universo]] [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]], que puede expandirse o contraerse.
Entre [[1927]] y [[1930]], el padre [[jesuita]] [[Bélgica|belga]] [[Georges Lemaître]] obtuvo independientemente las ecuaciones [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]] y propuso, sobre la base de la [[recesión]] de las [[nebulosas espirales]], que el [[Universo]] se inició con la ''explosión'' de un ''[[átomo]] primigenio'', lo que más tarde se denominó "Big Bang".
En [[1929]], [[Edwin Hubble]] realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la [[teoría de Lemaître]]. [[Hubble]] probó que las [[nebulosas espirales]] son [[galaxias]] y midió sus distancias observando las [[estrella variable Cefeida|estrellas variables cefeidas]] en [[galaxias]] distantes. Descubrió que las [[galaxias]] se alejan unas de otras a [[velocidad]]es (relativas a la [[Tierra]]) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la [[ley de Hubble]] (véase ''Edwin Hubble: Marinero de las nebulosas'', texto escrito por [[Edward Christianson]]).
Según el [[principio cosmológico]], el alejamiento de las [[galaxias]] sugería que el [[Universo]] está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis opuestas. La primera era la [[teoría Big Bang de Lemaître]], apoyada y desarrollada por [[George Gamow]]. La segunda posibilidad era el modelo de la [[teoría del estado estacionario]] de [[Fred Hoyle]], según la cual se genera nueva [[materia]] mientras las [[galaxias]] se alejan entre sí. En este modelo, el [[Universo]] es básicamente el mismo en un momento dado en el [[tiempo]]. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.
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 [[radiación de fondo]] de [[microondas]], en [[1965]], ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del [[cosmos]]. Antes de finales de los [[años sesenta]], muchos [[cosmólogo]]s pensaban que la [[singularidad]] infinitamente densa del [[tiempo]] inicial en el modelo cosmológico de [[Friedman]] era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de [[Richard Tolman]] de un [[Universo oscilante]]. En los años [[1960]], [[Stephen Hawking]] y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la [[singularidad]] es un componente esencial de la [[gravedad]] de [[Einstein]]. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el [[Universo]] que observamos se inició hace un [[tiempo finito]].
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.
A finales de los [[años 1990]] y principios del [[siglo XXI]], se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos en [[telescopio|telescopía]], en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el [[telescopio espacial Hubble]] y [[WMAP]]. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en [[energía oscura|aceleración]].
== Descripción del Big Bang ==
[[Archivo:Evolución Universo WMAP.jpg|thumb|350px|El [[Universo]] ilustrado en tres [[dimensión|dimensiones]] espaciales y una dimensión temporal.]]
[[Michio Kaku]] ha señalado cierta paradoja en la denominación ''big bang'' (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del [[espacio-tiempo]], habría sido el mismo big bang lo que habría generado las [[dimensión|dimensiones]] desde una [[singularidad]]; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
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 [[cambios de fase]] análogos a la [[ebullición|condensación]] del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las [[física de partículas|partículas elementales]].
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 [[fuerzas fundamentales|fuerzas fundamentales de la física]] y a las [[partículas elementales]]. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los [[núcleos]] de [[deuterio]] y de [[helio]], en un proceso llamado [[nucleosíntesis primordial]]. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la [[radiación]]. Pasados 300.000 años, los [[electrón|electrones]] y los núcleos se combinaron para formar los [[átomo]]s (mayoritariamente de [[hidrógeno]]). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la [[radiación de fondo de microondas]].
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 [[ecuaciones de campo de Einstein]] de la relatividad general, pero los detalles de esta [[ecuación de estado]] y su relación con el [[modelo estándar]] de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
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]].
== Base teórica ==
En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:
#[[Ley física|La universalidad de las leyes de la físicas]], en particular de la [[relatividad general|teoría de la relatividad general]]
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#[[Principio de Copérnico|El principio de Copérnico]]
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]]
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]].
Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos
== Evidencias ==
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