Gran Explosión

Teoría física

Línea de tiempo de la expansión del universo , donde el espacio, incluidas las hipotéticas porciones no observables del universo, está representado en cada momento por secciones circulares. A la izquierda, la expansión dramática ocurre en la época inflacionaria ; y en el centro, la expansión se acelera (concepto del artista; ni el tiempo ni el tamaño están a escala).

El Big Bang es una teoría física que describe cómo el universo se expandió a partir de un estado inicial de alta densidad y temperatura . ^[1] La noción de un universo en expansión fue originada científicamente por primera vez por el físico Alexander Friedmann en 1922 con la derivación matemática de las ecuaciones de Friedmann . ^{[2] [3] [4] [5]} La primera observación empírica de la noción de un universo en expansión se conoce como la Ley de Hubble , publicada en el trabajo del físico Edwin Hubble en 1929, que discernió que las galaxias se alejan de la Tierra a un ritmo que se acelera proporcionalmente con la distancia. Independientemente del trabajo de Friedmann, e independientemente de las observaciones de Hubble, el físico Georges Lemaître propuso que el universo surgió de un " átomo primigenio " en 1931, introduciendo la noción moderna del Big Bang.

Varios modelos cosmológicos del Big Bang explican la evolución del universo observable desde los primeros períodos conocidos hasta su posterior forma a gran escala. ^{[6] [7] [8]} Estos modelos ofrecen una explicación integral para una amplia gama de fenómenos observados, incluida la abundancia de elementos ligeros , la radiación de fondo cósmico de microondas (CMB) y la estructura a gran escala . La uniformidad 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.

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 llamada "la singularidad del Big Bang"). ^[9] La física carece de una teoría ampliamente aceptada de la gravedad cuántica que pueda modelar las condiciones más tempranas del Big Bang. En 1964 se descubrió el CMB, lo que convenció a muchos cosmólogos de que el modelo competidor de estado estable de la evolución cósmica estaba falsificado , ya que los modelos del Big Bang predicen una radiación de fondo uniforme causada por altas temperaturas y densidades en el pasado distante. ^[10] Una amplia gama de evidencia empírica favorece firmemente el evento del Big Bang, que ahora es esencialmente universalmente aceptado. ^[11] Las mediciones detalladas de la tasa de expansión del universo sitúan la singularidad del Big Bang en un estimado deHace 13.787 ± 0.020  mil millones de años, lo que se considera la edad del universo . ^[12]

Quedan aspectos del universo observado que aún no están adecuadamente explicados por 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 . Las abundancias desiguales de materia y antimateria que permitieron 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 gravitatorio en el universo parece estar en esta forma, y ​​los modelos del Big Bang y varias observaciones indican que este exceso de potencial gravitatorio no es creado por materia bariónica , como los átomos normales. Las mediciones de los desplazamientos al rojo de las supernovas indican que la expansión del universo se está acelerando , una observación atribuida a un fenómeno inexplicable conocido como energía oscura . ^[13]

Características de los modelos

Los modelos del Big Bang ofrecen una explicación completa para una amplia gama de fenómenos observados, incluyendo las abundancias de los elementos ligeros , el CMB , la estructura a gran escala y la ley de Hubble . ^[14] 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 isótropo , es decir, parece igual en todas las direcciones independientemente de la ubicación. ^[15]

Estas ideas se tomaron inicialmente como postulados, pero posteriormente se hicieron esfuerzos para comprobar cada una de ellas. Por ejemplo, la primera suposición se ha comprobado mediante observaciones que muestran que la mayor desviación posible de la constante de estructura fina a lo largo de gran parte de la edad del universo es del orden de 10 ⁻⁵ . ^[16] Además, la relatividad general ha superado pruebas rigurosas a escala del Sistema Solar y de estrellas binarias . ^{[17] [18] [notas 1]}

El universo a gran escala parece isótropo visto desde la Tierra. Si es realmente isótropo, el principio cosmológico puede derivarse del principio copernicano , más simple , que establece que no hay un observador o punto de observación preferido (o especial). Con este fin, el principio cosmológico se ha confirmado hasta un nivel de 10 ⁻⁵ mediante observaciones de la temperatura del CMB. A la escala del horizonte del CMB, se ha medido que el universo es homogéneo con un límite superior del orden del 10% de inhomogeneidad, a partir de 1995. ^[19]

Horizontes

Una característica importante del espacio-tiempo del Big Bang es la presencia de horizontes de partículas . Dado que el universo tiene una edad finita y la luz viaja a una velocidad finita, puede haber eventos en el pasado cuya luz aún no haya tenido tiempo de llegar a la Tierra. Esto coloca un límite o un horizonte pasado en 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, la luz que emitimos hoy puede que nunca "alcance" a los objetos muy distantes. Esto define un horizonte futuro , que limita los eventos en el futuro sobre los que podremos influir. La presencia de cualquiera de los dos tipos de horizonte depende de los detalles de la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) que describe la expansión del universo. ^[20]

Nuestra comprensión del universo desde tiempos muy remotos sugiere que existe un horizonte pasado, aunque en la práctica nuestra visión también está limitada por la opacidad del universo en tiempos remotos. Por lo tanto, nuestra visión no puede extenderse más hacia atrás en el tiempo, aunque el horizonte se aleje en el espacio. Si la expansión del universo continúa acelerándose, también existe un horizonte futuro. ^[20]

Termalización

Algunos procesos en el universo primitivo se produjeron demasiado lentamente, en comparación con la tasa de expansión del universo, como para alcanzar un equilibrio termodinámico aproximado . Otros fueron lo suficientemente rápidos como para alcanzar la termalización . El parámetro que se suele utilizar para averiguar 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 sea la relación, más tiempo tuvieron las partículas para termalizarse antes de estar demasiado alejadas unas de otras. ^[21]

Cronología

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.

Singularidad

En ausencia de un principio cosmológico perfecto , 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. ^[22] Este comportamiento irregular, conocido como la singularidad gravitacional , indica que la relatividad general no es una descripción adecuada de las leyes de la física en este régimen. Los modelos basados ​​​​solo en la relatividad general no pueden extrapolar completamente hacia la singularidad. ^[9] En algunas propuestas, como los modelos del Universo emergente , la singularidad se reemplaza por otra época cosmológica. Un enfoque diferente identifica la singularidad inicial como una singularidad predicha por algunos modelos de la teoría del Big Bang que existió antes del evento del Big Bang. ^{[23] [ aclaración necesaria ]}

Esta singularidad primordial se denomina a veces "el Big Bang", ^[24] pero el término también puede referirse a una fase temprana, densa y caliente más genérica ^{[25] [notas 2]} del universo. En cualquier caso, el "Big Bang" como evento también se conoce coloquialmente como el "nacimiento" de nuestro universo, ya que representa el punto en la historia donde se puede verificar que el universo ha entrado en un régimen donde las leyes de la física tal como las entendemos (específicamente la relatividad general y el Modelo Estándar de física de partículas ) funcionan. Con base en mediciones de la expansión utilizando supernovas de Tipo Ia y mediciones de fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas, el tiempo que ha transcurrido desde ese evento, conocido como la " edad del universo ", es de 13.8 mil millones de años. ^[26]

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 que se usan comúnmente para explicar el colapso gravitacional suelen basarse en objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas, y no se aplican a un espacio en rápida expansión como el del Big Bang. Dado que el universo primitivo no colapsó inmediatamente en una multitud de agujeros negros, la materia en ese momento debe haber estado distribuida de manera muy uniforme con un gradiente de densidad despreciable . ^[27]

Inflación y bariogénesis

Las primeras fases del Big Bang están sujetas a mucha especulación, dada la falta de datos disponibles. En los modelos más comunes, el universo estaba lleno de forma homogénea e isótropa con una densidad de energía muy alta y enormes temperaturas y presiones , y se expandía y enfriaba muy rápidamente. El período hasta los 10 ⁻⁴³ segundos de 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 gravitatoria— se unificaron en una sola. ^[28] 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 . ^{[29] [30]} La época de Planck fue sucedida por la época de la gran unificación que comenzó a los 10 ⁻⁴³ segundos, donde la gravitación se separó de las otras fuerzas a medida que la temperatura del universo descendía. ^[28]

Aproximadamente a los 10 ⁻³⁷ segundos de expansión, una transición de fase provocó una inflación cósmica , durante la cual el universo creció exponencialmente , sin restricciones de 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 es muy cercana a 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 gravitatoria. Las fluctuaciones cuánticas microscópicas que ocurrieron debido al principio de incertidumbre de Heisenberg fueron "congeladas" por la inflación, amplificándose en las semillas que luego formarían la estructura a gran escala del universo. ^[31] En un momento alrededor de los 10 ⁻³⁶ segundos, comienza la época electrodébil cuando la fuerza nuclear fuerte se separa de las otras fuerzas, y solo la fuerza electromagnética y la fuerza nuclear débil permanecen unificadas. ^[32]

La inflación se detuvo localmente alrededor de los 10 ⁻³³ a 10 ⁻³² segundos, con el volumen del universo observable habiendo aumentado en un factor de al menos 10 ⁷⁸ . El recalentamiento siguió a medida que el campo inflatón decayó, hasta que el universo alcanzó las temperaturas requeridas para la producción de un plasma de quarks-gluones así como todas las demás partículas elementales . ^{[33] [34]} Las temperaturas eran tan altas que los movimientos aleatorios de las partículas eran a 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 llevó a un exceso muy pequeño de quarks y leptones sobre antiquarks y antileptones, del orden de una parte en 30 millones. Esto resultó en el predominio de la materia sobre la antimateria en el universo actual. ^[35]

Enfriamiento

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

El universo siguió disminuyendo en densidad y temperatura, por lo que la energía típica de cada partícula fue disminuyendo. Las transiciones de fase que rompieron la simetría pusieron 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. ^{[32] [36]}

Después de unos 10 ⁻¹¹ segundos, la imagen se vuelve menos especulativa, ya que las energías de las partículas caen a valores que se pueden alcanzar en aceleradores de partículas . Alrededor de 10 ⁻⁶ segundos, los quarks y gluones se combinaron para formar bariones como protones y neutrones . El pequeño exceso de quarks sobre antiquarks condujo a 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. Una aniquilación masiva siguió inmediatamente, dejando solo una en 10 ⁸ de las partículas de materia originales y ninguna de sus antipartículas . ^[37] Un proceso similar ocurrió alrededor de 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 estaba dominada por fotones (con una contribución menor de los neutrinos ).

A los pocos minutos de la expansión, cuando la temperatura era de unos mil millones de grados Kelvin y la densidad de la materia en el universo era comparable a la densidad actual de la atmósfera de la Tierra, los neutrones se combinaron con los protones para formar los núcleos de deuterio y helio del universo en un proceso llamado nucleosíntesis del Big Bang (BBN). ^[38] La mayoría de los protones permanecieron sin combinar como núcleos de hidrógeno. ^[39]

A medida que el universo se enfrió, la densidad de energía en reposo de la materia pasó a dominar gravitacionalmente a la de la radiación fotónica . La época de recombinación comenzó después de unos 379.000 años, cuando los electrones y los núcleos se combinaron en átomos (principalmente hidrógeno ), que pudieron emitir radiación. Esta radiación residual, que continuó a través del espacio en gran medida sin impedimentos, se conoce como el fondo cósmico de microondas. ^[39]

Formación de la estructura

Cúmulo de galaxias Abell 2744 : vista de los campos fronterizos del Hubble ^[40]

Después de la época de recombinación, 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 se descarta por la reionización temprana .) ^[41] Se estima que esta CDM constituye aproximadamente el 23% de la materia/energía del universo, mientras que la materia bariónica constituye aproximadamente el 4,6%. ^[42]

En un "modelo extendido" que incluye materia oscura caliente en forma de neutrinos, ^[43] la "densidad física de bariones" se estima en 0,023 (diferente de la "densidad de bariones" expresada como fracción de la densidad total de materia/energía, que es de aproximadamente 0,046). La densidad de materia oscura fría correspondiente es de aproximadamente 0,11, y la densidad de neutrinos correspondiente se estima en menos de 0,0062. ^[42] ${\displaystyle \Omega _{\text{b}}h^{2}}$ ${\displaystyle \Omega _{\text{b}}}$ ${\displaystyle \Omega _{\text{c}}h^{2}}$ ${\displaystyle \Omega _{\text{v}}h^{2}}$

Aceleración cósmica

Líneas independientes de evidencia provenientes de supernovas de tipo Ia y del CMB implican que el universo actual está dominado por una misteriosa forma de energía conocida como energía oscura , que parece permear homogéneamente todo el espacio. Las observaciones sugieren que el 73% de la densidad total de energía del universo actual se encuentra en esta forma. Cuando el universo era muy joven, probablemente estaba infundido con energía oscura, pero al estar todo más cerca, la gravedad predominaba, frenando la expansión. Finalmente, después de miles de millones de años de expansión, la densidad decreciente de la materia en relación con la densidad de la energía oscura permitió que la expansión del universo comenzara a acelerarse. ^[13]

La energía oscura, en su formulación más simple, se modela mediante un término de constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero su composición y mecanismo son desconocidos. En términos más generales, los detalles de su ecuación de estado y su relación con el Modelo Estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto a través de la observación como de la teoría. ^[13]

Toda esta evolución cósmica posterior a la época inflacionaria puede describirse y modelarse rigurosamente mediante el modelo lambda-CDM de cosmología, que utiliza los marcos independientes de la mecánica cuántica y la relatividad general. No existen modelos fácilmente comprobables que describan la situación anterior a aproximadamente 10 ⁻¹⁵ segundos. ^[44] Comprender esta era, la más temprana de la historia del universo, es uno de los mayores problemas sin resolver de la física .

Historia del concepto

Etimología

Al astrónomo inglés Fred Hoyle se le atribuye la invención del término "Big Bang" durante una charla para una emisión de radio de la BBC en marzo de 1949 , ^[45] diciendo: "Estas teorías se basaban en la hipótesis de que toda la materia del universo fue creada en un Big Bang en un momento particular en el pasado remoto". ^{[46] [47]} Sin embargo, no se popularizó hasta la década de 1970. ^[47]

Se informa popularmente que Hoyle, que favorecía un modelo cosmológico alternativo de " estado estable ", pretendía que esto fuera peyorativo, ^{[48] [49] [50]} pero Hoyle lo negó explícitamente y dijo que era solo una imagen llamativa destinada a resaltar la diferencia entre los dos modelos. ^{[51] [52] [54]} Helge Kragh escribe que la evidencia para la afirmación de que se pretendía que fuera peyorativo es "poco convincente", y menciona una serie de indicaciones de que no era peyorativo. ^[47]

Se ha argumentado que el término en sí es un nombre inapropiado porque evoca una explosión. ^{[47] [55]} El argumento es que mientras que una explosión sugiere expansión en un espacio circundante, el Big Bang solo describe la expansión intrínseca de los contenidos del universo. ^{[56] [57]} Otro problema señalado por Santhosh Mathew es que bang implica sonido, que no es una característica importante del modelo. ^[49] Un intento de encontrar una alternativa más adecuada no tuvo éxito. ^{[47] [50]}

Desarrollo

Campo profundo extremo del Hubble (XDF)

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 alejaban de la Tierra. No comprendió las implicaciones cosmológicas de este hecho y, de hecho, en ese momento era muy controvertido si estas nebulosas eran o no «universos isla» fuera de nuestra Vía Láctea . ^{[60] [61]} Diez años después, Alexander Friedmann , un cosmólogo y matemático ruso , derivó las ecuaciones de Friedmann a partir de las ecuaciones de campo de Einstein, mostrando que el universo podría estar expandiéndose en contraste con el modelo de universo estático defendido por Albert Einstein en ese momento. ^[62]

En 1924, la medición de la gran distancia a las nebulosas espirales más cercanas por parte del astrónomo estadounidense Edwin Hubble demostró 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 escala de distancias cósmicas , utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2,5 m) en el Observatorio del 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 la ley de Hubble. ^{[63] [64]}

En 1927, Georges Lemaître , físico belga y sacerdote católico romano , derivó de forma independiente las ecuaciones de Friedmann y propuso que la recesión de las nebulosas se debía a la expansión del universo. ^[65] Dedujo la relación que Hubble observaría más tarde, dado el principio cosmológico. ^[13] 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 del universo se concentró en un solo punto, un "átomo primigenio" donde y cuando el tejido del tiempo y el espacio entró en existencia. ^[66]

En los años 1920 y 1930, casi todos los cosmólogos importantes preferían un universo eterno en estado estacionario, y varios se quejaron de que el comienzo del tiempo 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. ^[67] Esta percepción se vio reforzada por el hecho de que el creador del concepto del Big Bang, Lemaître, era un sacerdote católico romano. ^[68] Arthur Eddington estaba 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". ^{[69] [70]} Sin embargo, Lemaître no estaba de acuerdo:

Si el mundo hubiera comenzado con un único quantum , las nociones de espacio y tiempo no tendrían ningún significado al principio; sólo empezarían a tener un significado sensato cuando el quantum original se hubiera dividido en un número suficiente de quantum. Si esta sugerencia es correcta, el comienzo del mundo ocurrió un poco antes del comienzo del espacio y del tiempo. ^[71]

Durante la década de 1930, se propusieron otras ideas como cosmologías no estándar para explicar las observaciones de Hubble, incluido el modelo de Milne , ^[72] el universo oscilatorio (originalmente sugerido por Friedmann, pero defendido por Albert Einstein y Richard C. Tolman ) ^[73] y la hipótesis de la luz cansada de Fritz Zwicky . ^[74]

Después de la Segunda Guerra Mundial , surgieron dos posibilidades distintas. Una 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 punto del tiempo. ^[75] La otra era la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow , quien introdujo la BBN ^[76] y cuyos asociados, Ralph Alpher y Robert Herman , predijeron el CMB. ^[77] 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. ^{[52] [47] [notas 3] Durante un tiempo, el apoyo se dividió entre estas dos teorías. Finalmente, la evidencia observacional, sobre todo de} los recuentos de fuentes de radio , comenzó a favorecer al Big Bang sobre el estado estacionario. El descubrimiento y confirmación del CMB en 1964 aseguró al Big Bang como la mejor teoría del origen y evolución del universo. ^[78]

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. ^{[79] [80]} Luego, desde la década de 1970 hasta la de 1990, los cosmólogos trabajaron en la caracterización de las características del universo del Big Bang y en la resolución de problemas pendientes. En 1981, Alan Guth hizo un gran avance en el trabajo teórico sobre la resolución de ciertos problemas teóricos pendientes en los modelos del Big Bang con la introducción de una época de rápida expansión en el universo temprano que llamó "inflación". ^[81] Mientras tanto, durante estas décadas, dos cuestiones en la cosmología observacional que generaron mucha discusión y desacuerdo fueron sobre los valores precisos de la Constante de Hubble ^[82] y la densidad de materia del universo (antes del descubrimiento de la energía oscura, que se pensaba que era el predictor clave para el destino final del universo ). ^[83]

A mediados de los años 1990, las observaciones de ciertos cúmulos globulares parecieron indicar que tenían alrededor de 15 mil millones de años, lo que contradecía la mayoría de las estimaciones de la edad del universo que se tenían en ese momento (y, de hecho, la edad que se mide hoy). Esta cuestión se resolvió más tarde cuando nuevas simulaciones por ordenador, que incluían los efectos de la pérdida de masa debido a los vientos estelares , indicaron una edad mucho más joven para los cúmulos globulares. ^[84]

Desde finales de los años 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), ^[85] el telescopio espacial Hubble y WMAP. ^[86] 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. ^{[87] [88]}

Evidencia observacional

"La imagen del Big Bang está demasiado firmemente basada en datos de todas las áreas como para demostrar que es inválida en sus características generales".

—Lawrence Krauss ^[89]

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 la nucleosíntesis del Big Bang (BBN). Evidencias más recientes incluyen observaciones de la formación y evolución de galaxias , y la distribución de estructuras cósmicas a gran escala . ^[90] A estos a veces se les llama los "cuatro pilares" de los modelos del Big Bang. ^[91]

Los modelos modernos y precisos del Big Bang se basan en diversos fenómenos físicos exóticos que no se han observado en experimentos de laboratorio terrestres ni se han incorporado al Modelo Estándar de física de partículas. De estas características, la materia oscura es actualmente el tema de las investigaciones de laboratorio más activas. ^[92] Entre los problemas pendientes se incluyen el problema del halo cuspy ^[93] y el problema de la galaxia enana ^[94] de la materia oscura fría. La energía oscura también es un área de intenso interés para los científicos, pero no está claro si será posible su detección directa. ^[95] La inflación y la bariogénesis siguen siendo características más especulativas de los modelos actuales del Big Bang. Todavía se buscan explicaciones viables y cuantitativas para tales fenómenos. Estos son problemas sin resolver en física.

La ley de Hubble y la expansión del universo

Desplazamiento al rojo de las líneas de absorción debido a la velocidad de recesión

Las observaciones de galaxias y cuásares distantes muestran que estos objetos están desplazados hacia el rojo: la luz emitida por ellos se ha desplazado hacia longitudes de onda más largas. Esto se puede ver tomando un espectro de frecuencia de un objeto y comparándolo con el patrón espectroscópico de líneas de emisión o absorción correspondientes a los átomos de los elementos químicos que interactúan con la luz. Estos desplazamientos hacia el rojo son uniformemente isótropos, distribuidos uniformemente entre los objetos observados en todas las direcciones. Si el desplazamiento hacia el rojo se interpreta como un desplazamiento Doppler, se puede calcular la velocidad de recesión del objeto. Para algunas galaxias, es posible estimar distancias a través de la escala de distancias cósmicas . Cuando se grafican las velocidades de recesión frente a estas distancias, se observa una relación lineal conocida como ley de Hubble : ^[63] donde ${\displaystyle v=H_{0}D}$

• ${\displaystyle v}$es la velocidad de recesión de la galaxia u otro objeto distante,
• ${\displaystyle D}$es la distancia adecuada al objeto, y
• ${\displaystyle H_{0}}$es la constante de Hubble , medida como70.4+1,3
  -1,4 km / s / Mpc por el WMAP. ^[42]

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 ^[62] y Lemaître en 1927 ^[65] , mucho antes de que Hubble hiciera su análisis y observaciones en 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, es la velocidad de recesión, y , , y varían a medida que el universo se expande (de ahí que escribamos para denotar la "constante" de Hubble actual). Para distancias mucho más pequeñas que el tamaño del universo observable , el corrimiento al rojo de Hubble puede considerarse como el corrimiento Doppler correspondiente a la velocidad de recesión . Para distancias comparables al tamaño del universo observable, la atribución del corrimiento al rojo cosmológico se vuelve más ambigua, aunque su interpretación como un corrimiento Doppler cinemático sigue siendo la más natural. ^[96] ${\displaystyle v=HD}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle v}$ ${\displaystyle v}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle H_{0}}$ ${\displaystyle v}$

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 inferior de esta constante en comparación con la cantidad derivada de las mediciones basadas en la escala de distancias cósmicas. ^[97]

Radiación de fondo cósmico de microondas

El espectro de fondo cósmico de microondas medido por el instrumento FIRAS en el satélite COBE es el espectro de cuerpo negro medido con mayor precisión en la naturaleza. ^[98] Los puntos de datos y las barras de error en este gráfico están oscurecidos por la curva teórica.

En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron por casualidad la radiación cósmica de fondo, una señal omnidireccional en la banda de microondas . ^[78] Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones del Big Bang realizadas por Alpher, Herman y Gamow alrededor de 1950. Durante la década de 1970, se descubrió que la radiación era aproximadamente consistente con un espectro de cuerpo negro en todas las direcciones; este espectro se ha desplazado al rojo por 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 de 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 y bariones denso y caliente donde los fotones se dispersaban rápidamente desde partículas cargadas libres. Alcanzando un máximo en torno a372 ± 14 mil años después , ^[41] el camino libre medio de un fotón se vuelve lo suficientemente largo para alcanzar el día actual y el universo se vuelve transparente.

Imagen WMAP de 9 años de la radiación de fondo cósmico de microondas (2012). ^{[99] [100]} La radiación es isotrópica hasta aproximadamente una parte en 100.000. ^[101]

En 1989, la NASA lanzó el COBE, que logró dos avances importantes: en 1990, mediciones espectrales de alta precisión mostraron que el espectro de frecuencia del CMB es un cuerpo negro casi perfecto sin desviaciones a un nivel de 1 parte en 10 ⁴ , y midieron 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, otras mediciones del COBE descubrieron pequeñas fluctuaciones ( anisotropías ) en la temperatura del CMB en el cielo, a un nivel de aproximadamente una parte en 10 ⁵ . ^[85] 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 , descubrieron que la forma del universo es espacialmente casi plana midiendo el tamaño angular típico (el tamaño en el cielo) de las anisotropías. ^{[102] [103] [104]}

A principios de 2003 se publicaron los primeros resultados de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson, que arrojaron los que en aquel momento eran los valores más precisos de algunos de los parámetros cosmológicos. Los resultados refutaron varios modelos específicos de inflación cósmica, pero son coherentes con la teoría de la inflación en general. ^[86] La sonda espacial Planck se lanzó en mayo de 2009. Se están realizando otros experimentos de fondo cósmico de microondas desde tierra y desde globos .

Abundancia de elementos primordiales

Evolución temporal de la abundancia de elementos ligeros durante la nucleosíntesis del Big Bang

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 a la cantidad de hidrógeno ordinario. ^[38] Las abundancias relativas dependen de un único parámetro, la proporción de fotones a bariones. Este valor puede calcularse independientemente de la estructura detallada de las fluctuaciones del CMB. Las proporciones predichas (por masa, no por 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. ^[38]

Las abundancias medidas concuerdan todas, 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 desfasada por un factor de dos para ^{el 7} Li (esta anomalía se conoce como el problema cosmológico del litio ); en los dos últimos casos, hay importantes incertidumbres sistemáticas . No obstante, la coherencia general con las abundancias predichas por el BBN es una prueba contundente del Big Bang, ya que la teoría es la única explicación conocida para las abundancias relativas de elementos ligeros, y es virtualmente imposible "ajustar" el Big Bang para producir mucho más o menos del 20-30% de helio. ^[105] De hecho, no hay ninguna razón obvia fuera del Big Bang para que, por ejemplo, el universo joven antes de la formación estelar , tal como se determinó estudiando la materia supuestamente libre de productos de nucleosíntesis estelar , debiera tener más helio que deuterio o más deuterio que ³ He, y además en proporciones constantes. ^{[106] : 182–185}

Evolución y distribución galáctica

Las observaciones detalladas de la morfología y distribución de las galaxias y los cuásares concuerdan con los modelos actuales del Big Bang. Una combinación de observaciones y teorías sugiere que los primeros cuásares y galaxias se formaron mil millones de años después del Big Bang ^[107] y, desde entonces, se han ido formando estructuras más grandes, como cúmulos de galaxias y supercúmulos ^[108] .

Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias distantes (que se observan tal como 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 contra el modelo del estado estacionario. Las observaciones de la formación de estrellas, las distribuciones de galaxias y cuásares y las estructuras más grandes concuerdan bien con las simulaciones del Big Bang de la formación de la estructura en el universo, y están ayudando a completar los detalles de la teoría. ^{[108] [109]}

Nubes de gas primordiales

Plano focal del telescopio BICEP2 bajo un microscopio, utilizado para buscar polarización en el CMB ^{[110] [111] [112] [113]}

En 2011, los astrónomos descubrieron lo que creen que son nubes prístinas de gas primordial al analizar las líneas de absorción en los espectros de cuásares 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, el oxígeno y el silicio, estos tres elementos no se detectaron en estas dos nubes. ^{[114] [115]} Dado que las nubes de gas no tienen niveles detectables de elementos pesados, es probable que se formaran en los primeros minutos después del Big Bang, durante el BBN.

Otras líneas de evidencia

La edad del universo estimada a partir de la expansión de Hubble y el CMB concuerda ahora con otras estimaciones que utilizan las edades de las estrellas más antiguas, medidas tanto mediante la aplicación de la teoría de la evolución estelar a los cúmulos globulares como mediante la datación radiométrica de estrellas individuales de la Población II . ^[116] También concuerda 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. ^[26] 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 la edad, y todas las estimaciones coinciden. Aún así, algunas observaciones de objetos del universo relativamente temprano (en particular el cuásar APM 08279+5255 ) plantean la preocupación de si estos objetos tuvieron tiempo suficiente para formarse tan temprano en el modelo ΛCDM. ^{[117] [118]}

La predicción de que la temperatura del CMB era más alta en el pasado ha sido apoyada experimentalmente por observaciones de líneas de absorción de temperatura muy baja en nubes de gas con un alto corrimiento al rojo. ^[119] 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 del cúmulo que sí cambian con el tiempo cósmico, lo que dificulta las mediciones precisas. ^{[120] [121]}

Observaciones futuras

Los futuros observatorios de ondas gravitacionales podrían ser capaces de detectar ondas gravitacionales primordiales , reliquias del universo temprano, hasta menos de un segundo después del Big Bang. ^{[122] [123]}

Problemas y cuestiones relacionadas con la física

Como ocurre con cualquier teoría, han surgido varios 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 siguen 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 con mayor frecuencia con la teoría de la inflación, pero los detalles del universo inflacionario siguen sin resolverse y muchos, incluidos algunos fundadores de la teoría, dicen que ha sido refutada. ^{[124] [125] [126] [127]} Lo que sigue es una lista de los aspectos misteriosos del concepto del Big Bang que todavía están bajo intensa investigación por parte de cosmólogos y astrofísicos .

Asimetría bariónica

Todavía no se entiende por qué el universo tiene más materia que antimateria. ^[35] En general, se supone que cuando el universo era joven y muy caliente estaba en equilibrio estadístico y contenía cantidades iguales de bariones y antibariones. Sin embargo, las observaciones sugieren que el universo, incluidas sus partes más distantes, está hecho casi en su totalidad de materia normal, en lugar de antimateria. Se planteó la hipótesis de un proceso llamado bariogénesis para explicar la asimetría. Para que ocurra la bariogénesis, deben cumplirse las condiciones de Sajarov . Estas requieren que el número de bariones no se conserve, que se violen la simetría C y la simetría CP y que el universo se aleje del equilibrio termodinámico . ^[128] Todas estas condiciones ocurren en el Modelo Estándar, pero los efectos no son lo suficientemente fuertes como para explicar la asimetría bariónica actual.

Energía oscura

Las mediciones de la relación corrimiento al rojo- magnitud de 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 requiere que gran parte de la energía del universo consista en un componente con gran presión negativa, denominado "energía oscura". ^[13]

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 agrupamiento gravitacional, y se ha descubierto que tiene solo alrededor del 30% de la densidad crítica. ^[13] Dado que la teoría sugiere que la energía oscura no se agrupa de la manera habitual, es la mejor explicación para la densidad de energía "faltante". La energía oscura también ayuda a explicar dos medidas geométricas de la curvatura general del universo, una que utiliza la frecuencia de las lentes gravitacionales ^[129] y la otra que utiliza el patrón característico de la estructura a gran escala ( las oscilaciones acústicas bariónicas ) como regla cósmica. ^{[130] [131]}

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 concuerdan con un universo que consta de un 73% de energía oscura, un 23% de materia oscura, un 4,6% de materia normal y menos de un 1% de neutrinos. ^[42] Según la teoría, la densidad de energía en la materia disminuye con la expansión del universo, pero la densidad de energía oscura permanece constante (o casi) a medida que el universo se expande. Por lo tanto, la materia constituía una fracción mayor de la energía total del universo en el pasado que en la actualidad, pero su contribución fraccional disminuirá en el futuro lejano a medida que la energía oscura se vuelva aún más dominante. ^{[ cita requerida ]}

El componente de energía oscura del universo ha sido explicado por los teóricos utilizando una variedad de teorías en competencia, incluyendo la constante cosmológica de Einstein, pero que también se extienden a formas más exóticas de quintaesencia u otros esquemas de gravedad modificados. ^[132] Un problema de la 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 . ^[133]

Materia oscura

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

Durante los años 1970 y 1980, varias observaciones mostraron que no hay suficiente materia visible en el universo para explicar la aparente intensidad de las fuerzas gravitacionales dentro y entre las galaxias. Esto llevó a la idea de que hasta el 90% de la materia en el universo es materia oscura que no emite luz ni interactúa con la materia bariónica normal. Además, la suposición de que el universo es principalmente materia normal llevó a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo actual es mucho más irregular y contiene mucho menos deuterio de lo que se puede explicar sin materia oscura. Si bien la materia oscura siempre ha sido controvertida, se infiere de varias observaciones: las anisotropías en el CMB, las dispersiones de velocidad de los cúmulos de galaxias , las distribuciones de estructuras a gran escala, los estudios de lentes gravitacionales y las mediciones de rayos X de los cúmulos de galaxias. ^[134]

La evidencia indirecta de la existencia de materia oscura proviene de su influencia gravitatoria sobre otras materias, ya que no se han observado partículas de materia oscura en los laboratorios. Se han propuesto muchos candidatos de física de partículas para la materia oscura, y hay varios proyectos en marcha para detectarlos directamente. ^[135]

Además, hay problemas pendientes asociados con el modelo de materia oscura fría actualmente favorecido, que incluyen el problema de la galaxia enana ^[94] y el problema del halo cuspy ^[93] . 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 sido tan exitosa como la propuesta de materia oscura fría para explicar todas las observaciones existentes. ^[136]

Problema del horizonte

El problema del horizonte surge de la premisa de que la información no puede viajar más rápido que la luz . En un universo de edad finita, esto establece un límite (el horizonte de partículas) a la separación de dos regiones cualesquiera del espacio que estén en contacto causal . ^[137] La ​​isotropía observada del CMB es problemática en este sentido: 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 unos 2 grados en el cielo. Entonces no habría ningún mecanismo para hacer que regiones más amplias tuvieran la misma temperatura. ^{[106] : 191–202}

Una solución a esta aparente inconsistencia la ofrece la teoría de la inflación, según la cual un campo de energía escalar homogéneo e isótropo domina el universo en algún período muy temprano (antes de la bariogénesis). Durante la inflación, el universo experimenta una expansión exponencial y el horizonte de partículas se expande mucho más rápidamente de lo que se suponía anteriormente, de modo que las regiones que actualmente se encuentran en lados opuestos del universo observable están muy dentro del horizonte de partículas de cada una de ellas. La isotropía observada del CMB se deduce entonces del hecho de que esta región más grande estaba en contacto causal antes del comienzo de la inflación. ^{[31] : 180–186}

El principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionaria habría fluctuaciones térmicas cuánticas , que se magnificarían a escala cósmica. Estas fluctuaciones sirvieron como semillas para todas las estructuras actuales en el universo. ^{[106] : 207} La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes de escala y gaussianas , lo que ha sido confirmado por mediciones del CMB. ^{[86] : sec 6}

Surge un problema relacionado con el problema del horizonte clásico porque en la mayoría de los modelos de inflación cosmológica estándar, la inflación cesa mucho antes de que se produzca la ruptura de la simetría electrodébil , por lo que la inflación no debería poder evitar discontinuidades a gran escala en el vacío electrodébil, ya que partes distantes del universo observable estaban causalmente separadas cuando terminó la época electrodébil . ^[138]

Monopolos magnéticos

La objeción del monopolo magnético se planteó a finales de los años 1970. Las teorías de gran unificación (GUT) predijeron defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos . Estos objetos se producirían de manera eficiente en el universo temprano y caliente, lo que daría como resultado una densidad mucho mayor que la que es consistente con las observaciones, dado que no se han encontrado monopolos. Este problema se resuelve mediante la inflación cósmica, que elimina todos los defectos puntuales del universo observable, de la misma manera que conduce la geometría a la planitud. ^[137]

Problema de planitud

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

El problema de la planitud (también conocido como el problema de la vejez) es un problema observacional asociado con un FLRW. ^{[137] El universo puede tener} una curvatura espacial positiva, negativa o cero dependiendo de su densidad total de energía. La curvatura es negativa si su densidad es menor que la densidad crítica; positiva 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. ^{[139] [140]}

El problema es que cualquier pequeña desviación de la densidad crítica aumenta con el tiempo, y sin embargo el universo hoy sigue estando muy cerca de ser plano. ^{[notas 4]} Dado que una escala de tiempo natural para la desviación de la planitud podría ser el tiempo de Planck , 10 ⁻⁴³ segundos, ^[1] el hecho de que el universo no haya alcanzado ni una muerte térmica ni un Big Crunch después de miles de millones de años requiere una explicación. Por ejemplo, incluso a la edad relativamente tardía de unos pocos minutos (el momento de la nucleosíntesis), la densidad del universo debe haber estado dentro de una parte en 10 ¹⁴ de su valor crítico, o no existiría como lo hace hoy. ^[141]

Conceptos erróneos

Uno de los conceptos erróneos más comunes sobre el modelo del Big Bang es que explica completamente el origen del universo . Sin embargo, el modelo del Big Bang no describe cómo se originaron la energía, el tiempo y el espacio, sino que describe el surgimiento del universo actual a partir de un estado inicial ultradenso y de alta temperatura. ^[142] Es engañoso visualizar el Big Bang comparando su tamaño con los objetos cotidianos. Cuando se describe el tamaño del universo en el Big Bang, se hace referencia al tamaño del universo observable, y no al universo entero. ^[143]

Otro error muy común es creer 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 precisa. La expansión del espacio (implícita en la métrica FLRW) es sólo una convención matemática, que corresponde a una elección de coordenadas en el espacio-tiempo. No hay un sentido generalmente covariante en el que el espacio se expanda. ^[144]

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 sorprendente que, según la ley de Hubble, las galaxias más lejanas que la distancia de Hubble se alejen más rápido que la velocidad de la luz. Tales velocidades de recesión no corresponden a viajes más rápidos que la luz .

Muchas teorías populares atribuyen el corrimiento al rojo cosmológico a la expansión del espacio, lo que puede ser engañoso porque la expansión del espacio es solo una elección de coordenadas. La interpretación más natural del corrimiento al rojo cosmológico es que se trata de un corrimiento Doppler . ^[96]

Trascendencia

En vista de los conocimientos actuales, las extrapolaciones científicas sobre el futuro del universo sólo son posibles para duraciones finitas, aunque para períodos mucho más largos que la edad actual del universo. Cualquier cosa más allá de eso se vuelve cada vez más especulativa. Asimismo, en la actualidad, una comprensión adecuada del origen del universo sólo puede estar sujeta a conjeturas. ^[145]

Cosmología pre-Big Bang

El Big Bang explica la evolución del universo a partir de una densidad y una temperatura iniciales que están muy por encima de la capacidad de la humanidad para reproducirse, por lo que las extrapolaciones a las condiciones más extremas y a los tiempos más tempranos son necesariamente más especulativas. Lemaître llamó a este estado inicial el " átomo primigenio ", mientras que Gamow llamó al material " ylem ". Cómo se originó el estado inicial del universo es todavía una pregunta abierta, pero el modelo del Big Bang sí restringe algunas de sus características. Por ejemplo, si leyes específicas de la naturaleza llegaran a existir de manera aleatoria, como muestran los modelos de inflación, algunas combinaciones de ellas son mucho más probables, ^[146] lo que explica en parte por qué nuestro universo es bastante estable. Otra posible explicación de la estabilidad del universo podría ser un multiverso hipotético, que supone que existen todos los universos posibles y que las especies pensantes solo podrían surgir en aquellos que sean lo suficientemente estables. ^[147] Un universo plano implica un equilibrio entre la energía potencial gravitatoria y otras formas de energía, por lo que no es necesario crear energía adicional. ^{[139] [140]}

La teoría del Big Bang, construida sobre las ecuaciones de la relatividad general clásica, indica una singularidad en el origen del tiempo cósmico, y una densidad de energía infinita de este tipo puede ser una imposibilidad física. Sin embargo, las teorías físicas de la relatividad general y la mecánica cuántica tal como se entienden actualmente no son aplicables antes de la época de Planck, y corregir esto requerirá el desarrollo de un tratamiento correcto de la gravedad cuántica. ^[22] Ciertos tratamientos de la gravedad cuántica, como la ecuación de Wheeler-DeWitt , implican que el tiempo en sí mismo podría ser una propiedad emergente . ^[148] Como tal, la física puede concluir que el tiempo no existía antes del Big Bang. ^{[149] [150]}

Aunque no se sabe qué pudo haber precedido al estado caliente y denso del universo primitivo ni cómo y por qué se originó, o incluso si tales preguntas tienen sentido, abundan las especulaciones sobre el tema de la " cosmogonía ".

Algunas propuestas especulativas al respecto, cada una de las cuales implica hipótesis no probadas, son:

• Los modelos más simples, en los que el Big Bang fue causado por fluctuaciones cuánticas . Ese escenario tenía muy pocas posibilidades de ocurrir, pero, según el principio totalitario , incluso el evento más improbable eventualmente ocurrirá. Tuvo lugar instantáneamente, en nuestra perspectiva, debido a la ausencia de tiempo percibido antes del Big Bang. ^{[151] [152] [153] [154]}
• Modelos del Universo Emergente , que presentan una era eterna pasada de baja actividad antes del Big Bang, que se asemeja a las antiguas ideas de un huevo cósmico y el nacimiento del mundo a partir del caos primordial .
• Modelos en los que todo el espacio-tiempo es finito, incluida la condición de no frontera de Hartle-Hawking . Para estos casos, el Big Bang representa el límite del tiempo pero sin una singularidad. ^[155] En tal caso, el universo es autosuficiente. ^[156]
• Modelos de cosmología de branas , en los que la inflación se debe al movimiento de branas en la teoría de cuerdas ; el modelo pre-Big Bang; el modelo ecpirótico , en el que el Big Bang es el resultado de una colisión entre branas; y el modelo cíclico , una variante del modelo ecpirótico en el que las colisiones ocurren periódicamente. En este último modelo, el Big Bang fue precedido por un Big Crunch y el universo pasa cíclicamente de un proceso a otro. ^{[157] [158] [159] [160]}
• Inflación eterna , en la que la inflación universal termina localmente aquí y allá de manera aleatoria, y cada punto final conduce a un universo burbuja , que se expande a partir de su propio big bang. ^{[161] [162]}

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

El destino final del universo

Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraban 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 al que tenía al principio: un Big Crunch . ^[20]

Alternativamente, si la densidad en el universo fuera igual o inferior a la densidad crítica, la expansión se ralentizaría pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría con el consumo de gas interestelar en cada galaxia; las estrellas se quemarían, dejando enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros. Las colisiones entre estos darían como resultado la acumulación de masa en agujeros negros cada vez más grandes. La temperatura media del universo se acercaría asintóticamente al cero absoluto muy gradualmente : una gran congelación . ^[163] Además, si los protones son inestables , entonces la materia bariónica desaparecería, dejando solo radiación y agujeros negros. Finalmente, los agujeros negros se evaporarían emitiendo 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 térmica. ^[164]

Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez más del universo actualmente visible pasará más allá de nuestro horizonte de sucesos y quedará fuera de contacto con nosotros. El resultado final no se conoce. El modelo ΛCDM del universo contiene energía oscura en forma de constante cosmológica. Esta teoría sugiere que solo los sistemas ligados gravitacionalmente, como las galaxias, permanecerán juntos, y también estarán sujetos a muerte térmica a medida que el universo se expanda y se enfríe. Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de energía fantasma , sugieren que en última instancia, los cúmulos de galaxias, las estrellas, los planetas, los átomos, los núcleos y la materia misma serán destrozados por la expansión cada vez mayor en un llamado Big Rip . ^[165]

Interpretaciones religiosas y filosóficas

Como descripción del origen del universo, el Big Bang tiene una influencia significativa en la religión y la filosofía. ^{[166] [167]} Como resultado, se ha convertido en una de las áreas más animadas en el discurso entre la ciencia y la religión . ^[168] Algunos creen que el Big Bang implica un creador, ^{[169] [170]} mientras que otros argumentan que la cosmología del Big Bang hace que la noción de un creador sea superflua. ^{[167] [171]}

Véase también

• Principio antrópico  – Hipótesis sobre la vida inteligente y el universo
• Big Bounce  : modelo sobre el origen del universo
• Big Crunch  : escenario hipotético sobre el destino final del universo
• Big Bang frío  : designación de una temperatura de cero absoluto al comienzo del Universo
• Calendario Cósmico  – Método para visualizar la cronología del universo
• Cosmogonía  – Rama de la ciencia o teoría sobre el origen del universo.
• Eureka: Un poema en prosa  : extensa obra de no ficción del autor estadounidense Edgar Allan Poe, una especulación sobre el Big Bang
• Futuro de un universo en expansión  – Escenario futuro si la expansión del universo continuará para siempre o no
• Muerte térmica del universo  : posible destino del universo. También conocida como Gran Frío y Gran Helada
• Cosmología no estándar  : modelos del universo que se desvían del consenso científico vigente en ese momento.
• Forma del universo  – Geometría local y global del universo
• Modelo de estado estacionario  – Modelo del universo – alternativa al modelo del Big Bang, una teoría desacreditada que negaba el Big Bang y postulaba que el universo siempre existió

Notas

1. Se ofrece más información y referencias sobre las pruebas de relatividad general en el artículo pruebas de relatividad general .
2. No hay consenso sobre cuánto duró la fase del Big Bang. Para algunos autores, esto denota solo la singularidad inicial, para otros, toda la historia del universo. Por lo general, se dice que al menos los primeros minutos (durante los cuales se sintetiza el helio) ocurren "durante el Big Bang".
3. Se dice que Hoyle pretendía que esto fuera peyorativo, pero más tarde lo negó y dijo que era solo una imagen impactante que tenía como objetivo enfatizar la diferencia entre las dos teorías para los oyentes de radio. ^[51]
4. Estrictamente, la energía oscura en forma de constante cosmológica impulsa al universo hacia un estado plano; sin embargo, nuestro universo permaneció cerca de ser plano durante varios miles de millones de años antes de que la densidad de energía oscura se volviera significativa.

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( Ayuda de audio  · Más artículos hablados )

• Érase una vez un universo Archivado el 22 de junio de 2020 en Wayback Machine – Proyecto financiado por STFC que explica la historia del universo en un lenguaje fácil de entender
• "Cosmología del Big Bang" – Equipo científico de la NASA/WMAP
• "El Big Bang" – Ciencia de la NASA
• "Big Bang, Big Bewilderment": modelo del Big Bang con gráficos animados de Johannes Koelman
• "El problema con el Big Bang": una serie de artículos recientes ilustran una antigua confusión sobre el famoso término. Por Sabine Hossenfelde