El Big Bang es una teoría física que describe cómo el universo se expandió desde un estado inicial de alta densidad y temperatura . [1] La teoría del Big Bang se inspiró en el descubrimiento del Universo en expansión por Edwin Hubble. Fue propuesto por primera vez en 1927 por el sacerdote y físico católico Georges Lemaître . Lemaître razonó que si retrocedemos en el tiempo, debe haber cada vez menos materia, hasta que toda la energía del universo esté concentrada en un cuanto único. [2] Varios modelos cosmológicos del Big Bang explican la evolución del universo observable desde los primeros períodos conocidos hasta su posterior forma a gran escala. [3] [4] [5] Estos modelos ofrecen una explicación integral para una amplia gama de fenómenos observados, incluida la abundancia de elementos ligeros , la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) y la estructura a gran escala . La uniformidad general del universo, conocida como el problema de la planitud , se explica a través de la inflación cósmica : una expansión repentina y muy rápida del espacio durante los primeros momentos. Sin embargo, la física carece actualmente de una teoría de la gravedad cuántica ampliamente aceptada que pueda modelar con éxito las primeras condiciones del Big Bang.
Fundamentalmente, estos modelos son compatibles con la ley de Hubble-Lemaître : la observación de que cuanto más lejos está una galaxia , más rápido se aleja de la Tierra. Extrapolando esta expansión cósmica hacia atrás en el tiempo utilizando las leyes conocidas de la física , los modelos describen un cosmos cada vez más concentrado precedido por una singularidad en la que el espacio y el tiempo pierden significado (normalmente denominada " la singularidad del Big Bang "). [6] En 1964 se descubrió el CMB, lo que convenció a muchos cosmólogos de que el modelo de evolución cósmica de estado estacionario competidor estaba falsificado , [7] ya que los modelos del Big Bang predicen una radiación de fondo uniforme causada por altas temperaturas y densidades en el pasado distante. . Una amplia gama de evidencia empírica favorece firmemente el evento del Big Bang, que ahora es esencialmente aceptado universalmente. [8] Las mediciones detalladas de la tasa de expansión del universo sitúan la singularidad del Big Bang en un nivel estimadoHace 13,787 ± 0,020 mil millones de años, que se considera la edad del universo . [9]
Quedan aspectos del universo observado que aún no se explican adecuadamente mediante los modelos del Big Bang. Después de su expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente como para permitir la formación de partículas subatómicas , y más tarde de átomos . La abundancia desigual de materia y antimateria que permitió que esto ocurriera es un efecto inexplicable conocido como asimetría bariónica . Estos elementos primordiales (principalmente hidrógeno , con algo de helio y litio ) se fusionaron más tarde a través de la gravedad , formando las primeras estrellas y galaxias. Los astrónomos observan los efectos gravitacionales de una materia oscura desconocida que rodea a las galaxias. La mayor parte del potencial gravitacional del universo parece estar en esta forma, y los modelos del Big Bang y diversas observaciones indican que este exceso de potencial gravitacional no es creado por la materia bariónica , como los átomos normales. Las mediciones de los corrimientos al rojo de las supernovas indican que la expansión del universo se está acelerando , observación atribuida a un fenómeno inexplicable conocido como energía oscura . [10]
Los modelos del Big Bang ofrecen una explicación exhaustiva 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 . [11] Los modelos dependen 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 y parece igual en todas las direcciones, independientemente de su ubicación. [12]
Estas ideas se tomaron inicialmente como postulados, pero luego se hicieron esfuerzos para probar cada uno de ellos. Por ejemplo, el primer supuesto ha sido probado mediante observaciones que muestran que la mayor desviación posible de la constante de estructura fina durante gran parte de la edad del universo es del orden 10 −5 . [13] Además, la relatividad general ha pasado rigurosas pruebas a escala del Sistema Solar y de las estrellas binarias . [14] [15] [notas 1]
El universo a gran escala parece isotrópico visto desde la Tierra. Si es realmente isotrópico, el principio cosmológico puede derivarse del principio copernicano más simple , que establece que no existe un observador o punto de vista preferido (o especial). Para ello se confirmó el principio cosmológico en 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 falta de homogeneidad, a partir de 1995. [16]
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 la Tierra. Esto pone 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" a los objetos muy distantes. Esto define un horizonte futuro , que limita los eventos en el futuro en los que podremos influir. La presencia de cualquier tipo de horizonte depende de los detalles del modelo FLRW que describe nuestro universo. [17]
Nuestra comprensión del universo desde épocas muy tempranas sugiere que existe un horizonte pasado, aunque en la práctica nuestra visión también está limitada por la opacidad del universo en épocas tempranas. De modo que nuestra visión no puede extenderse más hacia atrás en el tiempo, aunque el horizonte retroceda en el espacio. Si la expansión del universo continúa acelerándose, también hay un horizonte futuro. [17]
Algunos procesos en el universo primitivo ocurrieron demasiado lentamente, en comparación con la tasa de expansión del universo, para alcanzar un equilibrio termodinámico aproximado . Otros fueron lo suficientemente rápidos como para alcanzar la termalización . El parámetro que se suele utilizar para saber si un proceso en el universo primitivo ha alcanzado el equilibrio térmico es la relación entre la velocidad del proceso (normalmente la tasa de colisiones entre partículas) y el parámetro de Hubble . Cuanto mayor era la proporción, más tiempo tenían las partículas para termalizarse antes de estar demasiado alejadas unas de otras. [18]
Según los modelos del Big Bang, el universo al principio era muy caliente y muy compacto, y desde entonces se ha ido expandiendo y enfriando.
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. [19] 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 extrapolar completamente hacia la singularidad. [6] En algunas propuestas, como los modelos de Universo emergente , la singularidad es reemplazada por otra época cosmológica. Un enfoque diferente identifica la singularidad inicial como una singularidad que algunos modelos de la teoría del Big Bang predicen que existió antes del Big Bang. [20] [ se necesita aclaración ]
Esta singularidad primordial a veces se llama "el Big Bang", [21] pero el término también puede referirse a una fase temprana, densa y caliente 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 de la historia en el que 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 ). Según las mediciones de la expansión utilizando supernovas de tipo Ia y las mediciones de las fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas, el tiempo transcurrido desde ese evento, conocido como la " edad del universo ", es de 13,8 mil millones de años. [23]
A pesar de ser extremadamente denso en ese momento (mucho más denso de lo que normalmente se requiere para formar un agujero negro ), el universo no volvió a colapsar en una singularidad. Los cálculos y límites comúnmente utilizados para explicar 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. Dado que el universo primitivo no colapsó inmediatamente en una multitud de agujeros negros, la materia en ese momento debió estar distribuida de manera muy uniforme con un gradiente de densidad insignificante . [24]
Las primeras fases del Big Bang son objeto de mucha especulación, ya que no se dispone de datos astronómicos sobre ellas. En los modelos más comunes el universo estaba lleno de forma homogénea e isotrópica con una densidad de energía muy alta y temperaturas y presiones enormes , y se expandía y enfriaba muy rápidamente. El período hasta los 10 −43 segundos de 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 era la longitud de Planck ,1,6 × 10 −35 m y, en consecuencia, tenía una temperatura de aproximadamente 10 32 grados Celsius. Incluso el concepto mismo de partícula se desmorona en estas condiciones. Una comprensión adecuada de este período espera el desarrollo de una teoría de la gravedad cuántica . [26] [27] La época de Planck fue sucedida por la gran época de 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 cayeron en un factor de 100.000. Este concepto está motivado por el problema de la planitud , donde la densidad de materia y energía está muy cerca de la densidad crítica necesaria para producir un universo plano . Es decir, la forma del universo no tiene una curvatura geométrica general debido a la influencia gravitacional. Las fluctuaciones cuánticas microscópicas que ocurrieron debido al principio de incertidumbre de Heisenberg fueron "congeladas" por la inflación, amplificadas hasta convertirse en las semillas que más tarde formarían la estructura a gran escala del universo. [28] En un momento de alrededor de 10 −36 segundos, la época electrodébil comienza cuando la fuerza nuclear fuerte se separa de las otras fuerzas, quedando sólo la fuerza electromagnética y la fuerza nuclear débil unificadas. [29]
La inflación se detuvo localmente entre 10 −33 y 10 −32 segundos, habiendo aumentado el volumen del universo observable en un factor de al menos 10 78 . El recalentamiento se produjo hasta que el universo obtuvo las temperaturas necesarias para la producción de un plasma de quarks-gluones , así como de todas las demás partículas elementales . [30] [31] Las temperaturas eran tan altas que los movimientos aleatorios de las partículas tenían velocidades relativistas , y pares partícula-antipartícula de todo tipo se creaban y destruían continuamente en colisiones. [1] En algún momento, una reacción desconocida llamada bariogénesis violó la conservación del número bariónico , lo que provocó 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]
El universo siguió disminuyendo de densidad y bajando de temperatura, de ahí que la energía típica de cada partícula fuera 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 , el panorama se vuelve menos especulativo, ya que las energías de las partículas caen a valores que pueden alcanzarse en aceleradores de partículas . Aproximadamente a los 10 −6 segundos, los quarks y gluones se combinaron para formar bariones como protones y neutrones . El pequeño exceso de quarks sobre antiquarks provocó un pequeño exceso de bariones sobre antibariones. La temperatura ya no era lo suficientemente alta como para crear nuevos pares protón-antiprotón o neutrón-antineutrón. Inmediatamente siguió una aniquilación masiva , dejando solo una de cada 10 8 de las partículas de materia originales y ninguna de sus antipartículas . [34] Un proceso similar ocurrió aproximadamente en 1 segundo para electrones y positrones. Después de estas aniquilaciones, los protones, neutrones y electrones restantes ya no se movían relativistamente y la densidad de energía del universo estuvo dominada por los fotones (con una contribución menor de los neutrinos ).
Unos minutos después de la expansión, cuando la temperatura era de aproximadamente mil millones de grados Kelvin y la densidad de la materia en el universo era comparable a la densidad actual de la atmósfera terrestre, los neutrones se combinaron con los protones para formar los núcleos de deuterio y helio del universo en un proceso llamado Gran Nucleosíntesis Bang (BBN). [35] La mayoría de los protones permanecieron sin combinar como núcleos de hidrógeno. [36]
A medida que el universo se enfrió, la densidad de energía en reposo de la materia llegó a dominar gravitacionalmente a la de la radiación de fotones . Después de unos 379.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron formando átomos (principalmente hidrógeno ), que pudieron emitir radiación. Esta radiación reliquia, que continuó a través del espacio sin obstáculos, se conoce como fondo cósmico de microondas. [36]
Durante un largo período de tiempo, las regiones ligeramente más densas de la materia uniformemente distribuida 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 hoy. [1] Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y el tipo de materia en el universo. Los cuatro tipos posibles de materia se conocen como materia oscura fría (CDM), materia oscura cálida , materia oscura caliente y materia bariónica . Las mejores mediciones disponibles, de la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP), muestran que los datos se ajustan bien a un modelo Lambda-CDM en el que se supone que la materia oscura es fría. (La materia oscura cálida queda descartada por la reionización temprana .) [38] Se estima que este MDL constituye aproximadamente el 23% de la materia/energía del universo, mientras que la materia bariónica constituye aproximadamente el 4,6%. [39]
En un "modelo ampliado" que incluye materia oscura caliente en forma de neutrinos, [40] la "densidad bariónica física" se estima en 0,023. (Esto es diferente de la 'densidad bariónica' expresada como una fracción de la densidad total de materia/energía, que es aproximadamente 0,046). La correspondiente densidad de materia oscura fría es aproximadamente 0,11, y se estima que la correspondiente densidad de neutrinos es inferior a 0,0062. . [39]
Líneas de evidencia independientes de las supernovas de Tipo Ia y el CMB implican que el universo actual está dominado por una misteriosa forma de energía conocida como energía oscura , que parece impregnar homogéneamente todo el espacio. Las observaciones sugieren que el 73% de la densidad energética total del universo actual se encuentra en esta forma. Cuando el universo era muy joven probablemente estaba impregnado de energía oscura, pero como todo estaba más cerca, la gravedad predominó, frenando la expansión. Finalmente, después de miles de millones de años de expansión, la disminución de la densidad de la materia en relación con la densidad de la energía oscura permitió que la expansión del universo comenzara a acelerarse. [10]
La energía oscura en su formulación más simple se modela mediante un término cosmológico constante en las ecuaciones de campo de la relatividad general de Einstein , pero se desconocen su composición y mecanismo. De manera más general, los detalles de su ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de física de partículas continúan investigándose tanto a través de la observación como de la teoría. [10]
Toda esta evolución cósmica después de la época inflacionaria puede describirse y modelarse rigurosamente mediante el modelo de cosmología lambda-CDM, 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. [41] Comprender esta era más temprana en la historia del universo es uno de los mayores problemas sin resolver en física .
Al astrónomo inglés Fred Hoyle se le atribuye haber acuñado el término "Big Bang" durante una charla en una emisión de radio de la BBC en marzo de 1949 , [42] diciendo: "Estas teorías se basaban en la hipótesis de que toda la materia del universo se creó en una gran "Explosión en un momento particular del pasado remoto". [43] [44] Sin embargo, no se hizo popular hasta la década de 1970. [44]
Se informa popularmente que Hoyle, que favorecía un modelo cosmológico alternativo de " estado estacionario ", pretendía que esto fuera peyorativo, [45] [46] [47] pero Hoyle lo negó explícitamente y dijo que era simplemente una imagen sorprendente destinada a resaltar la diferencia entre los dos modelos. [48] [49] [51] Helge Kragh escribe que la evidencia para la afirmación de que fue un peyorativo es "poco convincente" y menciona una serie de indicios de que no era un peyorativo. [44]
Se ha argumentado que el término en sí es inapropiado porque evoca una explosión. [44] [52] El argumento es que mientras que una explosión sugiere expansión hacia un espacio circundante, el Big Bang solo describe la expansión intrínseca del contenido del universo. [53] [54] Otra cuestión señalada por Santhosh Mathew es que bang implica sonido, que no es una característica importante del modelo. [46] Un intento de encontrar una alternativa más adecuada no tuvo éxito. [44] [47]
Los modelos del Big Bang se desarrollaron 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 fue muy controvertido si estas nebulosas eran o no "universos islas" fuera de nuestra Vía Láctea . [57] [58] Diez años más tarde, 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. . [59]
En 1924, la medición de la gran distancia a las nebulosas espirales más cercanas por parte del astrónomo estadounidense Edwin Hubble mostró que estos sistemas eran en realidad otras galaxias. A partir de ese mismo año, Hubble desarrolló minuciosamente una serie de indicadores de distancia, el precursor de la escalera de distancias cósmicas , utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2,5 m) en el Observatorio Monte Wilson . Esto le permitió estimar distancias a galaxias cuyos corrimientos 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. [60] [61]
Al derivar de forma independiente las ecuaciones de Friedmann en 1927, Georges Lemaître , un físico belga y sacerdote católico romano , propuso que la recesión de las nebulosas se debía a la expansión del universo. [62] Infirió la relación que Hubble observaría más tarde, dado el principio cosmológico. [10] 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 momento finito del pasado toda la masa de el universo estaba concentrado en un solo punto, un "átomo primitivo" donde y cuando surgió el tejido del tiempo y el espacio. [63]
En las décadas de 1920 y 1930, casi todos los cosmólogos importantes preferían un universo eterno en estado estacionario, y varios se quejaron de que el comienzo de los tiempos implícito en el Big Bang importaba conceptos religiosos a la física; Esta objeción fue repetida más tarde por los partidarios de la teoría del estado estacionario. [64] Esta percepción se vio reforzada por el hecho de que el creador del concepto del Big Bang, Lemaître, era un sacerdote católico romano. [65] 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". [66] [67] Lemaître, sin embargo, no estuvo de acuerdo:
Si el mundo ha comenzado con un solo cuanto , las nociones de espacio y tiempo carecerían por completo de 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. [68]
Durante la década de 1930, se propusieron otras ideas como cosmologías no estándar para explicar las observaciones de Hubble, incluido el modelo de Milne , [69] el universo oscilatorio (originalmente sugerido por Friedmann, pero defendido por Albert Einstein y Richard C. Tolman ) [70] y La cansada hipótesis de la luz de Fritz Zwicky . [71]
Después de la Segunda Guerra Mundial , surgieron dos posibilidades distintas. Uno era el modelo de estado estacionario de Fred Hoyle, según el cual se crearía nueva materia a medida que el universo pareciera expandirse. En este modelo, el universo es aproximadamente el mismo en cualquier momento. [72] La otra fue la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow , quien introdujo la BBN [73] y cuyos asociados, Ralph Alpher y Robert Herman , predijeron el CMB. [74] 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 radio de la BBC en marzo de 1949. [49] [44] [notas 3] Durante un tiempo, el apoyo estuvo dividido entre estas dos teorías. Con el tiempo, la evidencia observacional, sobre todo de los recuentos de fuentes de radio , comenzó a favorecer el Big Bang sobre el estado estacionario. El descubrimiento y confirmación del CMB en 1964 aseguró el Big Bang como la mejor teoría del origen y evolución del universo. [75]
En 1968 y 1970, Roger Penrose , Stephen Hawking y George FR Ellis publicaron artículos en los que demostraban que las singularidades matemáticas eran una condición inicial inevitable de los modelos relativistas del Big Bang. [76] [77] 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 para resolver ciertos problemas teóricos pendientes en los modelos del Big Bang con la introducción de una época de rápida expansión en el universo temprano que llamó "inflación". [78] Mientras tanto, durante estas décadas, dos cuestiones en cosmología observacional que generaron mucha discusión y desacuerdo fueron los valores precisos de la constante de Hubble [79] y la densidad de materia del universo (antes del descubrimiento de la energía oscura, que se pensaba que ser el predictor clave del destino final del universo ). [80]
A mediados de la década de 1990, las observaciones de ciertos cúmulos globulares parecían indicar que tenían alrededor de 15 mil millones de años, lo que entraba en conflicto con la mayoría de las estimaciones entonces vigentes sobre 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 joven para los cúmulos globulares. [81]
Desde finales de la década de 1990 se han logrado avances significativos en la cosmología del Big Bang como resultado de los avances en la tecnología de los telescopios , así como del análisis de datos de satélites como el Cosmic Background Explorer (COBE), [82] el Telescopio Espacial Hubble y el WMAP. [83] Los cosmólogos ahora tienen mediciones 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. [84] [85]
"[El] panorama del Big Bang está demasiado firmemente basado en datos de todas las áreas como para demostrar que no es válido en sus características generales".
—Lawrence Krauss [86]
Las primeras y más directas evidencias observacionales de la validez de la teoría son la expansión del universo según la ley de Hubble (como lo indican los corrimientos al rojo de las galaxias), el descubrimiento y 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 . [87] A veces se les llama los "cuatro pilares" de los modelos del Big Bang. [88]
Los modelos modernos precisos del Big Bang apelan a diversos fenómenos físicos exóticos que no han sido observados en experimentos de laboratorio terrestres ni incorporados al modelo estándar de física de partículas. De estas características, la materia oscura es actualmente el objeto de las investigaciones de laboratorio más activas. [89] Los problemas restantes incluyen el problema del halo cúspide [90] y el problema de las galaxias enanas [91] de materia oscura fría. La energía oscura también es un área de gran interés para los científicos, pero no está claro si será posible su detección directa. [92] 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 no resueltos en física.
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 líneas de emisión o absorción correspondientes a los átomos de los elementos químicos que interactúan con la luz. Estos corrimientos al rojo son uniformemente isotrópicos y se distribuyen uniformemente entre los objetos observados en todas las direcciones. Si el corrimiento al rojo se interpreta como un desplazamiento Doppler, se puede calcular la velocidad de recesión del objeto. Para algunas galaxias, es posible estimar distancias mediante la escala de distancias cósmicas . Cuando las velocidades de recesión se trazan frente a estas distancias, se observa una relación lineal conocida como ley de Hubble : [60] donde
La ley de Hubble implica que el universo se expande uniformemente en todas partes. Esta expansión cósmica fue predicha a partir de la relatividad general por Friedmann en 1922 [59] y Lemaître en 1927, [62] mucho antes de que Hubble hiciera sus análisis y observaciones de 1929, y sigue siendo la piedra angular del modelo del Big Bang desarrollado por Friedmann, Lemaître, Robertson y Walker.
La teoría requiere que la relación se mantenga en todo momento, donde es la distancia adecuada, v es la velocidad de recesión y varía a medida que el universo se expande (por lo tanto , escribimos para denotar la "constante" actual de Hubble). Para distancias mucho más pequeñas que el tamaño del universo observable , el desplazamiento al rojo de Hubble puede considerarse como el desplazamiento Doppler correspondiente a la velocidad de recesión . Para distancias comparables al tamaño del universo observable, la atribución del desplazamiento al rojo cosmológico se vuelve más ambigua, aunque su interpretación como un desplazamiento Doppler cinemático sigue siendo la más natural. [93]
Una discrepancia inexplicable con la determinación de la constante de Hubble se conoce como tensión de Hubble . Las técnicas basadas en la observación del CMB sugieren un valor más bajo de esta constante en comparación con la cantidad derivada de mediciones basadas en la escala de distancias cósmicas. [94]
En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron por casualidad la radiación cósmica de fondo, una señal omnidireccional en la banda de microondas . [75] Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones del big bang hechas por Alpher, Herman y Gamow alrededor de 1950. Durante la década de 1970, se descubrió que la radiación era aproximadamente consistente con el espectro de un cuerpo negro en todas las direcciones; este espectro se ha desplazado al rojo debido a la expansión del universo y hoy corresponde aproximadamente a 2,725 K. Esto inclinó la balanza de la evidencia a favor del modelo del Big Bang, y Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física en 1978 .
La superficie de la última dispersión correspondiente a la emisión del CMB se produce poco después de la recombinación , la época en la que el hidrógeno neutro se vuelve estable. Antes de esto, el universo comprendía un mar de plasma de fotones-bariones denso y caliente donde los fotones se dispersaban rápidamente desde las partículas cargadas libres. Alcanzando su punto máximo alrededor372 ± 14 kyr , [38] el camino libre medio de un fotón se vuelve lo suficientemente largo como para llegar al día de hoy y el universo se vuelve transparente.
En 1989, la NASA lanzó el COBE, que logró dos avances importantes: en 1990, las mediciones del espectro de alta precisión mostraron que el espectro de frecuencias 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 (mediciones más recientes han revisado esta cifra ligeramente a la baja a 2,7255 K); luego, en 1992, nuevas mediciones del COBE descubrieron pequeñas fluctuaciones ( anisotropías ) en la temperatura del CMB en todo el cielo, a un nivel de aproximadamente una parte en 10 5 . [82] John C. Mather y George Smoot recibieron el Premio Nobel de Física de 2006 por su liderazgo en estos resultados.
Durante la década siguiente, las anisotropías del CMB se investigaron más a fondo mediante una gran cantidad de experimentos terrestres y con globos. En 2000-2001, varios experimentos, en particular BOOMERanG , encontraron que la forma del universo era espacialmente casi plana midiendo el tamaño angular típico (el tamaño en el cielo) de las anisotropías. [99] [100] [101]
A principios de 2003, se publicaron los primeros resultados de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson, que arrojaron lo que en ese momento eran los valores más precisos para algunos de los parámetros cosmológicos. Los resultados refutan varios modelos de inflación cósmica específicos, pero son consistentes con la teoría de la inflación en general. [83] La sonda espacial Planck se lanzó en mayo de 2009. Se están llevando a cabo otros experimentos de fondo cósmico de microondas terrestres y con globos .
Utilizando modelos del Big Bang, es posible calcular la concentración esperada de los isótopos helio-4 ( 4 He), helio-3 ( 3 He), deuterio ( 2 H) y litio-7 ( 7 Li) en el universo como proporciones con la cantidad de hidrógeno ordinario. [35] Las abundancias relativas dependen de un único parámetro, la relación entre fotones y bariones. Este valor se puede calcular independientemente de la estructura detallada de las fluctuaciones del CMB. Las proporciones predichas (en masa, no en abundancia) son aproximadamente 0,25 para 4 He:H, aproximadamente 10 −3 para 2 H:H, aproximadamente 10 −4 para 3 He:H y aproximadamente 10 −9 para 7 Li:H. . [35]
Todas las abundancias medidas concuerdan al menos aproximadamente con las predichas a partir de un único valor de la relación barión-fotón. La concordancia es excelente para el deuterio, cercana pero formalmente discrepante para el 4 He, y de un factor de dos para el 7 Li (esta anomalía se conoce como el problema cosmológico del litio ); en los dos últimos casos, existen incertidumbres sistemáticas sustanciales . No obstante, la coherencia general con las abundancias predichas por la BBN es una fuerte evidencia del Big Bang, ya que la teoría es la única explicación conocida para las abundancias relativas de elementos ligeros, y es prácticamente imposible "sintonizar" el Big Bang para producir mucho más. o menos del 20-30% de helio. [102] De hecho, no hay ninguna razón obvia fuera del Big Bang para que, por ejemplo, el universo joven antes de la formación estelar , según lo determinado mediante el estudio de la materia supuestamente libre de productos de la nucleosíntesis estelar , deba tener más helio que deuterio o más deuterio que 3 Él, y en proporciones constantes también. [103] : 182–185
Las observaciones detalladas de la morfología y distribución de galaxias y quásares concuerdan con los modelos actuales del Big Bang. Una combinación de observaciones y teorías sugiere que los primeros quásares y galaxias se formaron mil millones de años después del Big Bang, [104] y desde entonces se han estado formando estructuras más grandes, como cúmulos y supercúmulos de galaxias . [105]
Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias distantes (que se observan como lo eran en el universo primitivo) parecen muy diferentes de las galaxias cercanas (observadas en un estado más reciente). Además, las galaxias que se formaron hace relativamente poco tiempo 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, las 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. [105] [106]
En 2011, los astrónomos encontraron lo que creen que son nubes prístinas de gas primordial analizando líneas de absorción en los espectros de quásares distantes. Antes de este descubrimiento, se había observado que todos los demás objetos astronómicos contenían elementos pesados que se forman en las estrellas. A pesar de ser sensibles al carbono, oxígeno y silicio, estos tres elementos no fueron detectados en estas dos nubes. [111] [112] Dado que las nubes de gas no tienen niveles detectables de elementos pesados, probablemente se formaron en los primeros minutos después del Big Bang, durante la BBN.
La edad del universo estimada a partir de la expansión de Hubble y el CMB ahora concuerda con otras estimaciones que utilizan las edades de las estrellas más antiguas, medidas tanto aplicando la teoría de la evolución estelar a los cúmulos globulares como mediante la datación radiométrica de la Población II individual. estrellas. [113] 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] La concordancia de mediciones independientes de esta edad respalda el modelo 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 ) plantean preocupación sobre si estos objetos tuvieron tiempo suficiente para formarse tan temprano en el modelo ΛCDM. [114] [115]
La predicción de que la temperatura del CMB fue más alta en el pasado ha sido respaldada experimentalmente por observaciones de líneas de absorción de temperatura muy baja en nubes de gas con alto corrimiento al rojo. [116] Esta predicción también implica que la amplitud del efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxias no depende directamente del corrimiento al rojo. Las observaciones han demostrado que esto es aproximadamente cierto, pero este efecto depende de las propiedades de los cúmulos que cambian con el tiempo cósmico, lo que dificulta las mediciones precisas. [117] [118]
Los futuros observatorios de ondas gravitacionales podrían detectar ondas gravitacionales primordiales , reliquias del universo primitivo, hasta menos de un segundo después del Big Bang. [119] [120]
Como ocurre con cualquier teoría, han surgido una serie de misterios y problemas como resultado del desarrollo de los modelos del Big Bang. Algunos de estos misterios y problemas se han resuelto mientras que otros aún están pendientes. Las soluciones propuestas a algunos de los problemas del modelo del Big Bang han revelado nuevos misterios propios. Por ejemplo, el problema del horizonte , el problema del monopolo magnético y el problema de la planitud se resuelven más comúnmente con la teoría de la inflación, pero los detalles del universo inflacionario aún quedan sin resolver y muchos, incluidos algunos fundadores de la teoría, dicen que ha sido refutado. . [121] [122] [123] [124] Lo que sigue es una lista de los aspectos misteriosos del concepto del Big Bang que aún están bajo intensa investigación por parte de cosmólogos y astrofísicos .
Aún no se comprende por qué el universo tiene más materia que antimateria. [32] Generalmente se supone que cuando el universo era joven y muy caliente estaba en equilibrio estadístico y contenía un número igual de bariones y antibariones. Sin embargo, las observaciones sugieren que el universo, incluidas sus partes más distantes, está compuesto casi en su totalidad de materia normal, en lugar de antimateria. Se planteó la hipótesis de que un proceso llamado bariogénesis explica la asimetría. Para que se produzca la bariogénesis deben cumplirse las condiciones de Sajarov . Estos requieren que el número bariónico no se conserve, que se violen las simetrías C y CP y que el universo se aparte del equilibrio termodinámico . [125] Todas estas condiciones ocurren en el modelo estándar, pero los efectos no son lo suficientemente fuertes como para explicar la actual asimetría bariónica.
Las mediciones de la relación corrimiento al rojo- magnitud para las supernovas de tipo Ia indican que la expansión del universo se ha estado acelerando desde que el universo tenía aproximadamente la mitad de su edad actual. Para explicar esta aceleración, la relatividad general exige que gran parte de la energía del universo esté formada por un componente con gran presión negativa, denominado "energía oscura". [10]
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 sólo alrededor del 30% de la densidad crítica. [10] Dado que la teoría sugiere que la energía oscura no se agrupa de la manera habitual, esta 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 utiliza la frecuencia de lentes gravitacionales , [126] y la otra que utiliza el patrón característico de la estructura a gran escala (las oscilaciones acústicas bariónicas) como medida gobernante cósmico. [127] [128]
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 WMAP en 2008 coinciden con un universo que se compone de un 73% de energía oscura, un 23% de materia oscura, un 4,6% de materia regular y menos del 1% de neutrinos. [39] 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 hoy, pero su contribución fraccionaria disminuirá en un futuro lejano a medida que la energía oscura se vuelva aún más dominante. [ cita necesaria ]
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 de gravedad modificados. [129] Un problema de constante cosmológica , 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 . [130]
Durante las décadas de 1970 y 1980, varias observaciones demostraron 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 en su mayor parte materia normal llevó a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo actual es mucho más grumoso y contiene mucho menos deuterio del que se puede explicar sin la materia oscura. Si bien la materia oscura siempre ha sido controvertida, se infiere a partir 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 y las mediciones de rayos X de los cúmulos de galaxias. [131]
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. [132]
Además, existen problemas pendientes asociados con el modelo de materia oscura fría actualmente favorecido, que incluyen el problema de las galaxias enanas [91] y el problema del halo cúspide . [90] 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 a la hora de explicar todas las observaciones existentes. [133]
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) a la separación de dos regiones cualesquiera del espacio que estén en contacto causal . [134] La isotropía observada del CMB es problemática a este respecto: si el universo hubiera estado dominado por la radiación o la 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 que provocara que regiones más amplias tuvieran la misma temperatura. [103] : 191-202
Una solución a esta aparente inconsistencia la ofrece la teoría de la inflación, 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 sufre 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 actualmente se encuentran en lados opuestos del universo observable están muy dentro del horizonte de partículas de las demás. La isotropía observada del CMB se deriva entonces 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 se producirían fluctuaciones térmicas cuánticas , que se magnificarían a escala cósmica. Estas fluctuaciones sirvieron como semilla de todas las estructuras actuales del universo. [103] : 207 La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes de escala y gaussianas , lo que ha sido confirmado mediante mediciones del CMB. [83] : segundo 6
Una cuestión relacionada con el problema clásico del horizonte surge porque en la mayoría de los modelos cosmológicos de inflación estándar, la inflación cesa mucho antes de que se produzca la ruptura de la simetría electrodébil , por lo que la inflación no debería poder evitar discontinuidades a gran escala en el vacío electrodébil ya que partes distantes del universo observable estaban se separaron causalmente cuando terminó la época electrodébil . [135]
La objeción del monopolo magnético se planteó a finales de los años 1970. Las grandes teorías unificadas (GUT) predijeron defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos . Estos objetos se producirían de manera eficiente en el universo temprano caliente, lo que daría como resultado una densidad mucho mayor de lo 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 lleva la geometría a la planitud. [134]
El problema de la planitud (también conocido como problema de vejez) es un problema de observación asociado con un FLRW. [134] El universo puede tener una curvatura espacial positiva, negativa o cero dependiendo de su densidad de energía total. La curvatura es negativa si su densidad es menor que la densidad crítica; positivo si es 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. [136] [137]
El problema es que cualquier pequeña desviación de la densidad crítica crece con el tiempo y, sin embargo, el universo actual sigue siendo muy plano. [notas 4] Dado que una escala de tiempo natural para la salida de la planitud podría ser el tiempo de Planck , 10 −43 segundos, [1] 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 en 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 existe hoy. [138]
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 a partir de un estado inicial ultradenso y de alta temperatura. [139] Es engañoso visualizar el Big Bang comparando su tamaño con objetos cotidianos. Cuando se describe el tamaño del universo durante el Big Bang, se refiere al tamaño del universo observable, y no al universo entero. [140]
Otro error común es que el Big Bang debe entenderse como la expansión del espacio y no en términos de la explosión de los contenidos del espacio. De hecho, cualquiera de las dos descripciones puede ser exacta. La expansión del espacio (implícita en la métrica FLRW) es sólo una convención matemática, correspondiente a una elección de coordenadas en el espacio-tiempo. No existe un sentido generalmente covariante en el que el espacio se expanda. [141]
Las velocidades de recesión asociadas con la ley de Hubble no son velocidades en un sentido relativista (por ejemplo, no están relacionadas con los componentes espaciales de las 4 velocidades ). Por lo tanto, no es de extrañar que, según la ley de Hubble, las galaxias más alejadas que la distancia de Hubble retrocedan más rápido que la velocidad de la luz. Estas velocidades de recesión no corresponden a viajes más rápidos que la luz .
Muchos relatos populares atribuyen el corrimiento al rojo cosmológico a la expansión del espacio. Esto puede resultar engañoso porque la expansión del espacio es sólo una elección de coordenadas. La interpretación más natural del corrimiento al rojo cosmológico es que se trata de un corrimiento Doppler . [93]
Según los conocimientos actuales, las extrapolaciones científicas sobre el futuro del universo sólo son posibles para duraciones finitas, aunque mucho más largas que la edad actual del universo. Todo lo que vaya más allá de eso se vuelve cada vez más especulativo. Asimismo, en la actualidad, una comprensión adecuada del origen del universo sólo puede estar sujeta a conjeturas. [142]
El Big Bang explica la evolución del universo a partir de una densidad y una temperatura iniciales que están mucho más allá de la capacidad de replicación de la humanidad, por lo que las extrapolaciones a las condiciones más extremas y a los tiempos más antiguos son necesariamente más especulativas. Lemaître llamó a este estado inicial " 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 limita algunas de sus características. Por ejemplo, si leyes específicas de la naturaleza llegaran a existir de forma aleatoria, según muestran los modelos de inflación, algunas combinaciones de ellas son mucho más probables, [143] lo que explica en parte por qué nuestro Universo es bastante estable. Otra posible explicación para la estabilidad del Universo podría ser un multiverso hipotético, que supone que existen todos los universos posibles, y que las especies pensantes sólo podrían surgir en aquellos suficientemente estables. [144] Un universo plano implica un equilibrio entre la energía potencial gravitacional y otras formas de energía, sin necesidad de crear energía adicional. [136] [137]
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 conocen actualmente no son aplicables antes de la época de Planck, y corregir esto requerirá el desarrollo de un tratamiento correcto de la gravedad cuántica. [19] Ciertos tratamientos de la gravedad cuántica, como la ecuación de Wheeler-DeWitt , implican que el tiempo mismo podría ser una propiedad emergente . [145] Como tal, la física puede concluir que el tiempo no existía antes del Big Bang. [146] [147]
Si bien no se sabe qué pudo haber precedido al estado caliente y denso del universo primitivo o cómo y por qué se originó, o incluso si tales preguntas son sensatas, abundan las especulaciones sobre el tema de la "cosmogonía".
Algunas propuestas especulativas al respecto, cada una de las cuales implica hipótesis no comprobadas, son:
Las propuestas de las dos últimas categorías ven el Big Bang como un evento en un universo mucho más grande y antiguo o en un multiverso .
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 más caliente nuevamente, terminando en un estado similar a aquel en el que comenzó: un Big Crunch . [17]
Alternativamente, si la densidad en el universo fuera igual o inferior a la densidad crítica, la expansión se desaceleraría pero nunca se detendría. La formación estelar 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 provocarían que la masa se acumulara en agujeros negros cada vez más grandes. La temperatura promedio del universo se acercaría muy gradualmente y asintóticamente al cero absoluto : una gran congelación . [160] Además, si los protones son inestables , entonces la materia bariónica desaparecería, dejando solo radiación y agujeros negros. Con el tiempo, los agujeros negros se evaporarían al emitir radiación 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. [161]
Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que una parte cada vez mayor del universo actualmente visible irá más allá de nuestro horizonte de sucesos y perderá 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 sólo los sistemas unidos gravitacionalmente, como las galaxias, permanecerán juntos, y ellos también estarán sujetos a muerte por calor a medida que el universo se expanda y se enfríe. 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 el llamado Big Rip . [162]
Como descripción del origen del universo, el Big Bang tiene una importante relación con la religión y la filosofía. [163] [164] Como resultado, se ha convertido en una de las áreas más animadas en el discurso entre ciencia y religión . [165] Algunos creen que el Big Bang implica un creador, [166] [167] mientras que otros argumentan que la cosmología del Big Bang hace superflua la noción de un creador. [164] [168]
La segunda sección analiza las pruebas clásicas de la teoría del Big Bang que la hacen tan convincente como la descripción más probablemente válida y precisa de nuestro universo.
El término "Big Bang" es un nombre desafortunadamente inapropiado. Implica una "explosión", y las explosiones son acontecimientos que suceden en el espacio. Esto es incorrecto; el término describe el primer instante de la expansión del espacio mismo. Algunos incluso lo interpretarían como el comienzo mismo del universo, que evolucionó a partir de la "nada". Es difícil imaginar exactamente qué fue, pero definitivamente no fue una explosión.
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