Teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo, postulado por el físico y sacerdote católico Georges Lemaître como parte de la teoría de la relatividad general, que describe el desarrollo del Universo temprano y su forma.

Georges Henri Lemaître (17 de julio de 1894 – 20 de junio de 1966)  sacerdote católico y astrofísico belga. Nació en Charleroi.

Georges Lemaître

A la edad de 17 años entró en la Universidad de Lovaina y estudió ingeniería civil. Después de servir como voluntario en el ejército belga durante la Primera Guerra Mundial, empezó a estudiar física y matemáticas, incluyendo la teoría de la relatividad de Albert Einstein. Recibió su doctorado en 1920 y ese mismo año ingresó en el Seminario de Malinas. En 1923 fue ordenado sacerdote.

 Lemaître y Einstein

Técnicamente, se trata del concepto de expansión del universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker.

 El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.

Lemaître estudió las teorías de

 Einstein durante los años 20....

La propuesta de Lemaître pudo haberlo

 aislado de sus compañeros científicos

Desafortunadamente nadie tenía los

 telescopios adecuados en 1949

Pero Penzias y Wilson sin saberlo.... 

Introducción

Curiosamente, fue el astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien, en 1949 durante una discusión en la BBC y para mofarse, caricaturizó esta explicación con la expresión big bang (gran explosión, gran boom, en el inicio del universo), nombre con el que se conoce dicha teoría. Curiosamente, en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.[1]

Fred Hoyle ( 1915-2001 )

La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del universo antes o después en el tiempo.

Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que en el pasado el universo tenía una temperatura más alta y una mayor densidad y, por tanto, que las condiciones del universo actual son diferentes de sus condiciones en el pasado o en el futuro. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería haber evidencia de un Big Bang en un fenómeno más tarde bautizado como radiación de fondo de microondas cósmicas (CMB). El CMB fue descubierto en los años 1960 y se utiliza como confirmación de la teoría del Big Bang sobre su más importante alternativa, la teoría del estado estacionario.

Breve historia de su génesis y desarrollo

Para llegar a esta explicación, diversos científicos, con sus estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis del modelo del Big Bang.

Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se dilatara constantemente. En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" el eco de esta gigantesca explosión primigenia.

Edwin Hubble (1889-1953)

Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o 'Gran Colapso'. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y de un avance teórico. Por medio de observaciones en los 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias más allá de nuestra propia Vía Láctea.

Vesto Slipher (1875-1969)

Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en reducción), resultado que él mismo consideró equivocado, por lo que trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología sin la constante cosmológica fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.

Fridman Einstein

Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman - Lemaître - Robertson - Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".

En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de base para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble (véase Edwin Hubble: Marinero de las nebulosas, texto escrito por Edward Christianson).

Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea ocasionó dos posibilidades opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo más o menos el mismo número de adeptos para ambas explicaciones.

Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyan la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta, muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente.

 Ésta es la teoría de Richard Tolman de un Universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el Universo que observamos se inició hace un tiempo finito.

Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de extender o refinar elementos de la teoría del Big Bang. Mucho del trabajo actual en cosmología incluye entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, entender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría básica.

A finales de los años 1990 y a principios del siglo XXI se lograron enormes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes avances en telescopía, en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en aceleración.

Descripción del Big Bang

Universo ilustrado en 4 dimensiones (una de ellas: el tiempo).

Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.

(  USA N.1947 )

Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.

SuperNova

El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.

Aproximadamente 10-35 segundos después de la época de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió. A cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria.

Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.

Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.

El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70% de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.

Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de unificación grande. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.

Base teórica

En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:

1.La universalidad de las leyes de la física, en particular de la teoría de la relatividad general

2. El principio cosmológico

3. El principio de Copérnico

Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar el principio de Copérnico observando la interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del 1 por ciento.

La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales, en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y los tiempos conformales permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por el tiempo codesplazante.

Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende. Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo. Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la expansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e independientes del espacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeña que cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.

Evidencias

En general, se consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del Big Bang. Éstas son: la expansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el corrimiento hacia el rojo de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la abundancia de elementos ligeros. Además, la función de correlación de la estructura a gran escala en el universo encaja con la teoría del Big Bang.

Expansión expresada en la ley de Hubble

Artículo principal: ley de Hubble

De la observación de galaxias y quasares lejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan un corrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y comparando, después, el patrón espectroscópico de las líneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos que interactúan con la radiación. En este análisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente al efecto Doppler en la radiación. Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan una relación lineal, conocida como Ley de Hubble:

    v=H_0 \cdot D \,

donde v es la velocidad recesional, D es la distancia al objeto y H0 es la constante de Hubble, que el satélite WMAP estimó en 71 ± 4 km/s/Mpc.

Fondo cósmico de microondas

Artículo principal: Radiación de fondo de microondas

WMAP imagen de la radiación de fondo de microondas

Una de las características de la teoría del Big Bang es la predicción de la radiación de fondo de microondas o CMB (Cosmic microwave background). El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansión, su temperatura habría caído por debajo de 3.000 K. Por encima de esta temperatura, los electrones y protones están separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de los 3.000 K se forman los átomos, permitiendo el paso de la luz a través del gas del universo. Esto es lo que se conoce como disociación de fotones (***).

La radiación en este momento habría tenido el espectro del cuerpo negro y habría viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.000 K (*) a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas las direcciones en el espacio.

En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico con un receptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell, descubrieron el fondo cósmico de microondas. Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultó ser isótropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia la hipótesis del Big Bang. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento.

En 1989, la NASA lanzó el COBE (Cosmic background Explorer, y los resultados iniciales, proporcionados en 1990, fueron consistentes con las predicciones generales de la teoría del Big Bang acerca de la CMB. El COBE halló una temperatura residual de 2.726 K, y determinó que el CMB era isótropo en torno a una de cada 105 partes. Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante un gran número de experimentos en tierra y, midiendo la distancia angular media (la distancia en el cielo) de las anisotropías, se vio que el universo era geométricamente plano.***

A principios de 2003 se dieron a conocer los resultados de la Sonda Wilkinson de Anisotropías del fondo de Microondas (en inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe o WMAP), mejorando los que hasta entonces eran los valores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. (Véase también experimentos sobre el fondo cósmico de microondas). Este satélite también refutó varios modelos inflacionistas específicos, pero los resultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.

Abundancia de elementos primordiales

Artículo principal: Nucleosíntesis primordial

Se puede calcular, usando la teoría del Big Bang, la concentración de helio-4, helio-3, deuterio y litio-7 en el universo como proporciones con respecto a la cantidad de hidrógeno normal, H. Todas las abundancias dependen de un solo parámetro: la razón entre fotones y bariones, que por su parte puede calcularse independientemente a partir de la estructura detallada de la radiación cósmica de fondo. Las proporciones predichas (en masa, no volumen) son de cerca de 0,25 para la razón 4He/H, alrededor de 10-3 para 2He/H, y alrededor de 10-4 para 3He/H.

Estas abundancias medidas concuerdan, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un valor determinado de la razón de bariones a fotones, y se considera una prueba sólida en favor del Big Bang, ya que esta teoría es la única explicación conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay, fuera de la teoría del Big Bang, ninguna otra razón obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener más o menos helio en proporción al hidrógeno.

Evolución y distribución galáctica

Las observaciones detalladas de la morfología y estructura de las galaxias y cuasares proporcionan una fuerte evidencia del Big Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros cuasares y galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde ese momento se han estado formando estructuras más grandes, como los cúmulos de galaxias y los supercúmulos. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se observan tal y como eran en el principio del universo) son muy diferentes a las galaxias cercanas (que se observan en un estado más reciente). Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy diferentes a las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son argumentos sólidos en contra de la teoría del estado estacionario. Las observaciones de la formación estelar, la distribución de cuasares y galaxias, y las estructuras más grandes concuerdan con las simulaciones obtenidas sobre la formación de la estructura en el universo a partir del Big Bang, y están ayudando a completar detalles de la teoría.

Problemas comunes

Históricamente, han surgido varios problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de ellos sólo tienen interés histórico y han sido evitados, ya sea por medio de modificaciones a la teoría o como resultado de observaciones más precisas. Otros aspectos, como el problema de la penumbra en cúspide y el problema de la galaxia enana de materia oscura fría, no se consideran graves, dado que pueden resolverse a través de un perfeccionamiento de la teoría.

Existe un pequeño número de proponentes de cosmologías no estándar que piensan que no hubo Big Bang. Afirman que las soluciones a los problemas conocidos del Big Bang contienen modificaciones ad hoc y agregados a la teoría. Las partes más atacadas de la teoría incluyen lo concerniente a la materia oscura, la energía oscura y la inflación cósmica. Cada una de estas características del universo ha sido sugerida mediante observaciones de la radiación de fondo de microondas, la estructura a gran escala del cosmos y las supernovas de tipo IA, pero se encuentran en la frontera de la física moderna (ver problemas no resueltos de la física). Si bien los efectos gravitacionales de materia y energía oscuras son bien conocidos de forma observacional y teórica, todavía no han sido incorporados al modelo estándar de la física de partículas de forma aceptable. Estos aspectos de la cosmología estándar siguen sin tener una explicación adecuada, pero la mayoría de los astrónomos y los físicos aceptan que la concordancia entre la teoría del Big Bang y la evidencia observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos básicos de la teoría.

Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang.

El problema del segundo principio de la termodinámica

Artículo principal: Segundo principio de la termodinámica

El problema del segundo principio de la termodinámica resulta del hecho de que de este principio se deduce que la entropía, el desorden, aumenta si se deja al sistema (el universo) seguir su propio rumbo. Una de las consecuencias de la entropía es el aumento en la proporción entre radiación y materia por lo tanto el universo debería terminar en una muerte térmica, una vez que la mayor parte de la materia se convierta en fotones y estos se diluyan en la inmensidad del universo.

Otro problema señalado por Roger Penrose es que la entropía parece haber sido anormalmente pequeña en el estado inicial del universo. Penrose evalúa la probabilidad de un estado incial en aproximadamente: 10^{10^{123}}.[2] De acuerdo con Penrose y otros, la teoría cosmológica ordinaria no explica porqué la entropía inicial del universo es tan anormalmente baja, y propone la hipótesis de curvatura de Weil en conexión con ella. De acuerdo con esa hipótesis una teoría cuántica de la gravedad debería dar una explicación tanto del porqué el universo se inició en un estado de curvatura de Weil nula y de una entropía tan baja. Aunque todavía no se ha logrado una teoría de la gravedad cuántica satisfactoria.

Por otro lado en la teoría standard el estado entrópico anormalmente bajo, se considera que es producto de una "gran casualidad" justificada en base al principio antrópico. Postura que Penrose y otros consideran filosóficamente insatisfactoria.

El problema del horizonte

Artículo principal: Problema del horizonte

El problema del horizonte, también llamado problema de la causalidad, resulta del hecho de que la información no puede viajar más rápido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distancia mayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no pueden estar causalmente conectadas. En este sentido, la isotropía observada de la radiación de fondo de microondas (CMB) resulta problemática, debido a que el tamaño del horizonte de partículas en ese tiempo corresponde a un tamaño de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansión desde la época de Planck, no habría mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la misma temperatura.

Esta aparente inconsistencia se resuelve con la teoría inflacionista, según la cual un campo de energía escalar isótropo domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la época de Planck. Durante la inflación, el universo sufre una expansión exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expanden más allá de sus respectivos horizontes. El principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionista habrá fluctuaciones primordiales, que se simplificarán hasta la escala cósmica. Estas fluctuaciones sirven de semilla para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflación, el universo se expande siguiendo la ley de Hubble, y las regiones que estaban demasiado lejos para afectarse mutuamente vuelven al horizonte. Esto explica la isotropía observada de la CMB. La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes según la escala y que tienen una distribución normal o gaussiana, lo cual ha sido confirmado con precisión por medidas de la CMB.

En 2003 apareció otra teoría para resolver este problema, la velocidad variante de la luz de Joao Magueijo, que aunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuación incluyendo la constante cosmológica para resolver el problema de una forma muy eficaz que también ayuda a solucionar el problema de la planitud.

El problema de la planitud

Artículo principal: problema de la planitud

El problema de la planitud (flatness en inglés) es un problema observacional que resulta de las consecuencias que la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker tiene para con la geometría del universo. En general, se considera que existen tres tipos de geometrías posibles para nuestro universo según su curvatura:

 geometría hiperbólica

 geometría euclidiana o plana

geometría elíptica.

Dicha geometría viene determinada por la cantidad total de densidad de energía del universo (medida mediante el tensor de tensión-energía).

Siendo ρ la densidad de energía medida observacionalmente y ρc la densidad crítica se tiene que para las diferentes geometrías las relaciones entre ambos parámetros han de ser las que siguen:

Hiperbólico --> ρ < ρc||Plano --> ρ=ρc||Elíptico --> ρ > ρc

Se ha medido que en los primeros momentos del universo su densidad tuvo que ser 10-15 veces (una milbillonésima parte) la densidad crítica. Cualquier desviación mayor hubiese conducido a una muerte térmica o un Big Crunch y el universo no sería como ahora.

La solución a este problema viene de nuevo de la teoría inflacionaria. Durante el periodo inflacionario el espaciotiempo se expandió tan rápido que provocó una especie de estiramiento del universo acabando con cualquier curvatura residual que pudiese haber. Así la inflación pudo hacer al universo plano, de ahí el nombre planitud.

Edad de los cúmulos globulares

A mediados de los años 90, las observaciones realizadas de los cúmulos globulares parecían no concondar con la Teoría del Big Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de las poblaciones estelares de cúmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15.000 millones de años, lo que entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13.700 millones de años. El problema quedó resuelto a finales de esa década, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluían los efectos de la pérdida de masa debida a los vientos estelares, indicaron que los cúmulos globulares eran mucho más jóvenes. Quedan aún en el aire algunas preguntas en cuanto a con qué exactitud se miden las edades de los cúmulos, pero está claro que éstos son algunos de los objetos más antiguos del universo.

Monopolos magnéticos

La objeción de los monopolos magnéticos fue propuesta a finales de la década de 1970. Las teorías de la gran unificación predicen defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos encontrándose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dado con ningún monopolo. Este problema también queda resuelto mediante la inflación cósmica, dado que ésta elimina todos lo puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce la geometría hacia su forma plana. Es posible que aun así pueda haber monopolos pero se ha calculado que apenas si habría uno por cada universo visible, una cantidad ínfima y no observable en todo caso.

Materia oscura

En las diversas observaciones realizadas durante las décadas de los 70 y 80 (sobre todo las de las curvas de rotación de las galaxias) se mostró que no había suficiente materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia común o bariónica sino materia oscura. Además, la asunción de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia común llevó a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos "inhomogéneo" y contiene mucho menos deuterio de lo que se puede considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polémica, ahora es una parte aceptada de la cosmología estándar, debido a las observaciones de las anisotropías en el CMB, dispersión de velocidades de los cúmulos de galaxias, y en las estructuras a gran escala, estudios de las lentes gravitacionales y medidas por medio de rayos x de los cúmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado únicamente a través de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna partícula que se le pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia oscura en física de partículas (como, por ejemplo, las partículas pesadas y neutras de interacción débil o WIMPS (Weak interactive massive particles), y se están llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.

Energía oscura

En los años 90, medidas detalladas de la densidad de masa del universo revelaron que ésta sumaba en torno al 30% de la densidad crítica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo cósmico de microondas, quedaba un 70% de densidad de energía sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con otro: las mediciones independientes de las supernovas de tipo Ia han revelado que la expansión del universo experimenta una aceleración de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble.

 Para explicar esta aceleración, la relatividad general necesita que gran parte del universo consista en un componente energético con gran presión negativa. Se cree que esta energía oscura constituye ese 70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los candidatos posibles incluyen una constante cosmológica escalar y una quintaesencia. Actualmente se están realizando observaciones que podrían ayudar a aclarar este punto.

El Hubble Encuentra Evidencia de Energía Oscura en el Joven Universo

Noviembre 16, 2006
Nota de Prensa: STScI-2006-52

Estas fotografías, tomadas por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA, revelan cinco supernovas, o estrellas en explosión, y sus galaxias de origen.

Las flechas en la fila superior de imágenes apuntan a las supernovas. La fila inferior muestra las galaxias de origen antes o después de que las estrellas explotaran. Las supernovas explotaron entre 3.500 y 10.000 millones de años atrás.

Los astrónomos utilizaron las supernovas para medir la rata de expansión del universo y determinar cómo la rata de la expansión es afectada por el empuje repulsivo de la energía oscura, una misteriosa fuerza de la energía que influencia el espacio. Las supernovas proveen medidas confiables porque su brillo intrínsico es bien conocido. Ellas son por lo tanto marcadores de distancia confiables, permitiendo a los astrónomos determinar qué tan lejos están de la Tierra.

Encontrar supernovas en el universo distante es similar a observar luciérnagas en su jardín. Todas las luciérnagas brillan con cerca de la misma intensidad. Así, Ud. puede juzgar cómo están distribuidas las luciérnagas en su jardín anotando sus brillos relativos, que dependen de sus distancias a Ud.

Sólo el Hubble puede medir estas supernovas porque están demasiado distantes, y por lo tanto son demasiado tenues para ser estudiadas por los mayores telescopios terrestres.

Estas observaciones del Hubble muestran por primera vez que la energía oscura ha sido una fuerza presente durante la mayor parte de la historia del universo. Un análisis espectral muestra también que las supernovas utilizadas para medir la rata de expansión del universo hoy se ven extraordinariamente similares a las que explotaron nueve mil millones de años atrás y son ahora vistas por el Hubble.

Estos recientes resultados están basados en un análisis de las 24 supernovas más distantes conocidas, la mayoría de ellas descubiertas en los últimos tres años por el Higher-z SN Search Team. Las imágenes fueron tomadas el 2003 y el 2005 con la Advanced Camera for Surveys del Hubble.

Los científicos utilizando el Telescopio Espacial Hubble de la NASA han descubierto que la energía oscura no es un nuevo constituyente del espacio, sino que ha estado presente durante la mayor parte de la historia del universo. La energía oscura es una misteriosa fuerza repulsiva que causa que el universo se expanda con una rata que aumenta.

Los investigadores utilizaron el Hubble para encontrar que la energía oscura ya estaba aumentando la rata de expansión del universo tan temprano como nueve mil millones de años atrás. Esta imagen de la energía oscura es consistente con la predicción de Albert Einstein hace ya casi un siglo sobre una forma repulsiva de gravedad que emana del espacio vacío.

Los datos del Hubble proveen evidencia de soporte que ayuda a los científicos a entender la naturaleza de la energía oscura. Esto permitirá a los científicos comenzar a eliminar algunas explicaciones que predicen que la fuerza de la energía oscura cambia en el tiempo.

Los investigadores también encontraron que la clase de antiguas estrellas en explosión, o supernovas, utilizadas para medir la expansión del espacio hoy se ven extraordinariamente similares a aquellas que explotaron hace nueve mil millones de años y están siendo vistas ahora por el Hubble. Este importante descubrimiento da credibilidad adicional al uso de estas supernovas para seguir la expansión cósmica durante la mayor parte de la vida del universo.
 

"Aunque la energía oscura representa más del 70% de la energía del universo, sabemos muy poco sobre ella, así que cada pista es preciosa", dijo Adams Riess, del Space Telescope Science Institute y la Universidad Johns Hopkins en Baltimore. Riess dirigió uno de los primeros estudios para revelar la presencia de la energía oscura en 1998 y es el líder del actual estudio del Hubble. "Nuestra pista más reciente es que lo que llamamos energía oscura era relativamente débil, pero comenzando a hacer sentir su presencia hace nueve mil millones de años".

Para estudiar el comportamiento de la energía oscura de hace mucho tiempo, el Hubble tuvo que mirar lejos a través del universo y lejos atrás en el tiempo para detectar supernovas. Las supernovas pueden ser utilizadas para seguir la expansión del universo. Esto es análogo a mirar luciérnagas en una noche de verano. Las luciérnagas brillan con cerca del mismo brillo, así que Ud. puede juzgar cómo están distribuidas en el jardín por sus brillos relativos, dependiendo de sus distancias de Ud. Sólo el Hubble puede medir estas antiguas supernovas porque son muy distantes, y por lo tanto muy débiles para ser estudiadas por los más grandes telescopios terrestres.

Einstein concibió primero la noción de una fuerza repulsiva en el espacio en su intento de de balancear el universo contra la atracción interior de su propia gravedad, que el pensó que ultimadamente causaría que el universo implotara.

Su "constante cosmológica" permaneció como una hipótesis curiosa hasta 1998, cuando Riess y los miembros del High-z Supernova Team y el Supernova Cosmology Project utilizaron telescopios terrestres y el Hubble para detectar la aceleración de la expansión del espacio a partir de observaciones de supernovas distantes. Los astrofísicos llegaron a darse cuenta de que Einstein podría tener razón después de todo: realmente había una forma repulsiva de gravedad en el espacio que pronto fue llamada "energía oscura".

Durante los últimos ocho años los astrofísicos han estado intentando descubrir dos de las propiedades más fundamentales de la energía oscura: su intensidad y su permanencia. Estas nuevas observaciones revelan que la energía oscura estaba presente y obstruyendo la atracción gravitacional de la materia en el universo incluso antes de que comenzara a ganar este "remolcador de guerra" cósmico.

Anteriores observaciones del Hubble de las supernovas más distantes conocidas han revelado que el antiguo universo estaba dominado por materia cuya gravedad estaba frenando la rata de expansión del universo, como una bola rodando hacia arriba en una pendiente suave. Las observaciones también confirmaron que la rata de expansión del cosmos comenzó a acelerar hace unos cinco a seis mil millones de años. Es entonces cuando los astrónomos piensan que la fuerza repulsiva de la energía oscura sobrepasó el freno atractivo de la gravedad.

Los más recientes resultados están basados en un análisis de las 24 más distantes supernovas conocidas, la mayoría encontradas en los últimos dos años.
 

Midiendo el tamaño relativo del universo en el tiempo, los astrofísicos han seguido los arranques de crecimiento del universo, tal como los padres podrían constatar los arranques de crecimiento de un niño siguiendo los cambios en su altura sobre el marco de una puerta. Las supernovas distantes proveen las señales sobre el marco de la puerta leídas por el Hubble. "Después de que nosotros restamos la gravedad de la materia conocida en el universo, podemos ver a la energía oscura empujando para sobresalir", dijo Lou Strolger, astrónomo y miembro del equipo científico del Hubble en la Universidad de Western Kentucky en Bowling Green, Kentucky. Más observaciones de Reiss y su equipo con el Hubble están actualmente en marcha y deberían continuar ofreciendo pistas sobre la naturaleza de la energía oscura.

Quarks

Artículo principal: Quark

Se sabe que en el momento después del Big Bang las partículas elementales aparecieron, los quarks arriba en los protones y los quarks abajo en los neutrones, por ser de la misma carga eléctrica, no se pudieron unir por la interacción electromagnética, es inútil recurrir a la interacción nuclear fuerte, pues ésta sólo tiene un alcance del tamaño máximo del núcleo y además porque la interacción electromagnética tiene un alcance gigantesco, también el universo se agrandó en un sólo segundo cien octillones de veces, en este brevísimo lapso de tiempo la interacción nuclear fuerte no podría unir la casi totalidad (si no es la totalidad) de los quarks. Todavía no pudo haber sido resuelto este problema.

El futuro de acuerdo con la teoría del Big Bang

Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crítica, entonces el Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsarse. Éste se haría más denso y más caliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empezó en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crítica, la expansión disminuiría su velocidad, pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría mientras el Universo en crecimiento se haría menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podría acercarse asintóticamente al cero absoluto (0 K ó -273,15ºC). Los agujeros negros se evaporarían por efecto de la radiación de Hawking. La entropía del universo se incrementaría hasta el punto en que ninguna forma de energía podría ser extraída de él, un escenario conocido como muerte térmica. Más aún, si existe la descomposición del protón, proceso por el cual un protón decaería a partículas menos masivas emitiendo radiación en el proceso, entonces todo el hidrógeno, la forma predominante del materia bariónica en el universo actual, desaparecería a muy largo plazo, dejando solo radiación.

Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez una mayor parte del universo visible en la actualidad quedará más allá de nuestro horizonte de sucesos y fuera de contacto. Se desconoce cuál sería el resultado de este evento. El modelo Lambda-CMD del universo contiene energía oscura en la forma de una constante cosmológica (de alguna manera similar a la que había incluido Einstein en su primera versión de las ecuaciones de campo). Esta teoría sugiere que sólo los sistemas mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendrían juntos, y ellos también estarían sujetos a la muerte térmica a medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energía oscura-llamadas teorías de la energía fantasma sugieren que los cúmulos de galaxias y finalmente las galaxias mismas se desgarrarán por la eterna expansión del universo, en el llamado Big Rip.

Véase también: Destino último del universo

Física especulativa más allá del Big Bang

A pesar de que el modelo del Big Bang se encuentra bien establecido en la cosmología, es probable que se refine en el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo más temprano, durante el cual se postula que ocurrió la inflación. También es posible que existan porciones del Universo mucho más allá de lo que es observable en principio. En la teoría de la inflación, esto es un requisito: La expansión exponencial ha empujado grandes regiones del espacio más allá de nuestro horizonte observable. Puede ser posible deducir qué ocurrió cuando tengamos un mejor entendimiento de la física a altas energías. Las especulaciones hechas al respecto, por lo general involucran teorías de gravedad cuántica.

Algunas propuestas son:

    * inflación caótica

    * cosmología de branas incluyendo el modelo ekpyrotico en el cual el Big Bang es el resultado de una colisión entre membranas.

    * un universo oscilante en el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva del Big Crunch de un universo similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un número infinito de big bangs y big crunchs. El cíclico, una extensión del modelo ekpyrótico, es una variación moderna de esa posibilidad.

    * modelos que incluyen la condición de contorno de Hartle-Hawking en la cual totalidad del espacio-tiempo es finito. Algunas posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En cada una se encuentran involucradas hipótesis aún no testeadas.

Interpretaciones filosóficas y religiosas

Existe un gran número de interpretaciones sobre la teoría del Big Bang que son completamente especulativas o extra-científicas. Algunas de estas ideas tratan de explicar la causa misma del Big Bang (primera causa), y fueron criticadas por algunos filósofos naturalistas por ser solamente nuevas versiones de la creación. Algunas personas creen que la teoría del Big Bang brinda soporte a antiguos enfoques de la creación, como por ejemplo el que se encuentra en el Génesis (ver creacionismo), mientras otros creen que todas las teorías del Big Bang son inconsistentes con las mismas.

El Big Bang como teoría científica no se encuentra asociado con ninguna religión. Mientras algunas interpretaciones fundamentalistas de las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por la teoría del Big Bang, la mayoría de las interpretaciones son liberales. A continuación sigue una lista de varias interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang (que son hasta cierto punto incompatibles con la propia descripción científica del mismo):

    * En la Biblia cristiana aparecen dos versículos que hablarían del big bang y el big crunch: «Él está sentado sobre el círculo de la tierra, cuyos moradores son como langostas; él extiende los cielos como una cortina, los despliega como una tienda para morar» (Isaías 40.22). «Y todo el ejército de los cielos se disolverá, y se enrollarán los cielos como un libro; y caerá todo su ejército como se cae la hoja de la parra, y como se cae la de la higuera» (Isaías 34.4).

    * La Iglesia Católica Romana ha aceptado el Big Bang como una descripción del origen del Universo. Se ha sugerido que la teoría del Big Bang es compatible con las vías de santo Tomás de Aquino, en especial con la primera de ellas sobre el movimiento, así como con la quinta.

    * Algunos estudiantes del Kabbalah, el deísmo y otras fes no antropomórficas, concuerdan con la teoría del Big Bang, conectándola por ejemplo con la teoría de la "retracción divina" (tzimtzum) como es explicado por el judío Moisés Maimónides.

    * Algunos musulmanes modernos creen que el Corán hace un paralelo con el Big Bang en su relato sobre la creación: «¿No ven los no creyentes que los cielos y la Tierra fueron unidos en una sola unidad de creación, antes de que nosotros los separásemos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua» (capítulo 21, versículo 30). El Corán también parece describir un universo en expansión: «Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos expandiendo» (52.47).

    * Algunas ramas teístas del hinduismo, tales como las tradiciones vishnuistas, conciben una teoría de la creación con ejemplos narrados en el tercer canto del Bhagavata Purana (principalmente, en los capítulos 10 y 26), donde se describe un estado primordial se expande mientras el Gran Vishnu observa, transformándose en el estado activo de la suma total de la materia (prakriti).

    * El budismo posee una concepción del universo en el cual no hay un evento de creación. Sin embargo, no parece ser que la teoría del Big Bang entrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener un universo eterno según el paradigma. Cierto número de populares filósofos Zen estuvieron muy interesados, en particular, por el concepto del universo oscilante.

Referencia

   1. ↑ Michio Kaku, El Universo de Einstein, p. 109.

   2. ↑ R. Penrose, 1996, p.309

Bibliografía

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Introducciones técnicas

    * S. Dodelson, Modern Cosmology, Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook.

    * E. W. Kolb and M. S. Turner, The Early Universe, Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for cosmologists.

    * P. J. E. Peebles, Principles of Physical Cosmology, Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong historical focus.

Fuentes de primera mano

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    * G. Lemaître, Nature 128 (1931) suppl.: 704, with a reference to the primeval atom.

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    * G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 (1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.

    * G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.

    * R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1737.

    * R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.

    * R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 (1948), 774.

    * A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. The paper describing the discovery of the cosmic microwave background.

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Religión y filosofía

    * Jean-Marc Rouvière, Brèves méditations sur la création du monde, Ed. L'Harmattan, Paris, 2006.

    * Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, A Dictionary of Creation Myths. Oxford University Press (1995), ISBN 0-19-510275-4.

Teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión a un modelo, postulado por el físico y sacerdote católico Georges Lemaître como parte de la teoría de la relatividad general, que describe el desarrollo del Universo temprano y su forma. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.

La Expansión del Universo

El universo en el que vivimos se esta expandiendo. Nosotros lo sabemos porque vemos galaxias y grupos de galaxias moviendose constantemente hacia "afuera" del universo. Esta expansion ocurre porque todo el material en el universo fue hecho en movimiento cuando se produjo el Big Bang.

Aqui hay 6 preguntas sobre el Universo y su expansion :

(1) Donde esta el centro del Universo?

No hay centro del universo porque no hay borde del universo. En un universo finito, el espacio es curvado por eso si viajas miles de millones de años luz en linea recta eventualmente terminaras donde empezaste. Es tambien posible que nuestro universo sea infinito. En ambos ejemplos, grupos de galaxias llenan el universo y se alejan entre si haciendo que el universo se expanda.

Un ejemplo de un pequeño universo que contiene solo 48 estrellas. Una nave vuela entre estas estrellas y no encuentra el borde del universo. Si sale de un lado del universo aparece en el otro lado. Las personas de la nave ve un infinito numero de estrellas a su alrededor. Este universo no tiene limites ni centro.

(2) En que lugar del Universo ocurrio el Big Bang?

Hay un concepto comun sobre el Big Bang, que fue una gran explosion que ocurrio en un lugar vacio de espacio y la explosion se expandio por el espacio vacio. Esto esta errado.

A pesar de que el espacio halla estado en un simple punto en el Big Bang,  es igualmente posible que el espacio fuera infinito en el Big Bang.  En cualquiera de los dos escenarios el espacio estaba completamente lleno de materia que se expandió.

No hay centro de la expansión, el universo se expande en todos las direcciones. Observadores en cualquier galaxia ve muchas de las otras galaxias alejándose de el.

La unica respuesta a la pregunta "Donde ocurrió el Big Bang?" es que ocurrio en todos lados del Universo.

(3) Esta la Tierra expandiendose junto con el Universo?

La Tierra no se esta expandiendo al igual que el Sistema Solar, tampoco la Via Lactea. Estos objetos formados bajo la influencia de la gravedad han cesado su movimiento expansivo. La gravedad tambien mantiene juntas a las galaxias en grupos o clusters. Principalmente estos grupos son los que se alejan en el Universo.

4) Que existe fuera del Universo?

El espacio fue creado en el Big Bang. Nuestro Universo no tiene bordes  - por lo tanto no hay "afuera". Es posible que nuestro Universo sea parte de una infinidad de Universos, pero que estos Universos no necesariamente necesiten "espacio".

(5) Que existia antes del Big Bang?

El tiempo fue creado en el Big Bang - no sabemos si existia antes. Esta pregunta es muy dificil de contestar. Algunas teorias sugieren que nuestro Universo es parte de una infinidad de otros Universos ( llamado un "multiverso" ) que son continuamente creados. Esto es posible pero muy dificil de probar.

(6) Si el universo tiene 15 mil millones de años, como una galaxia pudo haber viajado mas de 15 mil millones de años luz?

Es probable que nuestro Universo sea infinito y que estaba lleno de materia al momento del Big Bang. En el universo de los comienzos es muy posible que todo se expandiera mucho mas rapido que la velocidad de la luz. Es tambien posible "inflar" el espacio para que de esa forma el espacio entre las particulas se incremente enormemente.

Imaginemos que las galaxias son como bolas en una manta de goma, si nosotros estiramos la manta, las bolas se alejaran. No hay limites en cuan rapido el espacio puede expandirse.

El espacio es la geometria del universo. Cambios en el tamaño o forma del espacio ocurre por el movimiento de la materia y de la energia en el Universo.

[11] (dR/dt)2/R2 + k/R2 = 8pGr/3

He aquí, la «ecuación dinámica del universo». Ella entrega la relación entre la materia-energía (representada por la densidad de energía r) y la geometría del espacio. Su formulación es igual a la de su homóloga newtoniana (ecuación [3]), pero su interpretación es diferente. El componente (dR/dt)2/R2 de dimensión [t]-2 se puede interpretar como una curvatura del tiempo. En consecuencia, de nuevo nos encontramos con la idea general de la relatividad: la materia (componente de la derecha) curva el espaciotiempo (componente de la izquierda). Con respecto al término kR2, éste representa la curvatura espacial.   Se llama densidad crítica rc a la correspondiente a k =0 y, en la ecuación [11] está su definición: (dR/dt)2/R2 º 8pGrc/3. Esta densidad sirve para normalizar las densidades cosmológicas: se expresa Wi = ri/rc la relación entre una densidad ri y la densidad crítica.   Ahora bien, en el modelo newtoniano el futuro del universo se encuentra determinado por el valor de k y, si k = -1, es infinita en el tiempo; entonces las galaxias se alejan indefinidamente. Por el contrario, si k = 1, el universo terminará por contraerse sobre sí mismo. Cuando se da el caso de k = 0, ello corresponde a un universo de volumen infinito y de curvatura nula, o sea, de una geometría plana y de una duración en el tiempo infinita.   Estamos aquí frente a una ecuación de gran trascendencia cosmológica. En primer lugar, ella nos dice que un universo que sólo contiene energías cinéticas y gravitatorias no es estático. Por otra parte, como su equivalente newtoniana, iguala la derivada temporal del parámetro de expansión (dR/dt) a una sumatoria de términos que no guardan ninguna relación para ser nula.

Para Einstein, lo anterior, era indeseable para su formulación matemática. En consecuencia, agrega a su ecuación tensorial un nuevo término L gmn, donde L es la constante cosmológica: [12] S'mn = Smn + L gmn = GTmn En el plano geométrico, el término introducidos por Einstein da al universo una curvatura intrínseca. Ella caracterizaría el espacio de un universo vacío, o sea, Tmn = 0. Ahora, la ecuación dinámica para un modelo homogéneo, entonces, se estructura de la siguiente forma: [13] (dR/dt)2/R2 + k/R2 = 8pGr/3 + L/3 se trata de una ecuación que ya vimos en el modelo newtoniano, pero que aquí posee una fuerza adicional.

En el desarrollo matemático que realiza Einstein sobre esta materia, asume la decisión arbitraria de dar a L el valor exacto requerido para obtener dR/dt = 0. Al hacerlo, aparentemente sin advertirlo, pasa sin más junto a un descubrimiento importante: la evolución del cosmos. Más adelante, veremos que la solución de Einstein no tiene nada de estable. Incluso si L es arbitrariamente elegida para neutralizar la expansión observada, ya que cualquier perturbación, por insignificante que ella sea, bastará para provocar un desequilibrio e inducir un movimiento de conjunto (expansión o contracción). Por añadidura, las observaciones de Hubble muestran, algunos años después, que (dR/dt)/R › 0.

Con la ecuación de conservación del tensor energía-momento de la relatividad general (ecuación [7]), aplicada al universo isótropo y homogéneo, se halla la ecuación termodinámica del Big Bang: [14] dr/dt + 3(r + P) (dR/dt)/R = 0 Al igual que su equivalente newtoniana, vincula la variación de la densidad de energía a la ecuación de estado de la materia cósmica. Es necesario subrayar aquí algo que nos va a ser de mucha utilidad más tarde: un universo estático (dr/dt = 0) exigiría la existencia de una presión negativa, dada matemáticamente por P = -r. Con semejante estado, una ecuación de esas características es de aplicación en el dominio de las energías cuánticas.

 

El modelo matemático, que hemos estado describiendo en las secciones anteriores, podemos adaptarlo para realizar las observaciones astronómicas con el objeto de estudiar el pasado del universo. En efecto, se asignan a cada galaxia coordenadas espaciales fijas (coordenadas comóviles) rg, qg,Fg. Seleccionemos dos galaxias separadas por la distancia r sobre la métrica. En el instante t1, si r « Rc su distancia física es d1 = rR1. La expansión del espacio arrastra las galaxias. Entre los tiempos t1 y t2, su distancia aumenta hasta d2/d1 = R2/R1.

Desde los trabajos de Hubble a la fecha, las observaciones que se realizan a las galaxias muestran que la luz que emiten éstas se desplaza hacia el rojo. Una radiación emitida con la longitud de onda le en el instante te es recibida con la longitud de onda l0, o sea, ahora. Se define Z, el factor de desplazamiento, por: [15] 1 + Z = l0/le En que las longitudes de ondas son afectadas por la expansión del espacio como a la distancia entre las galaxias. Para demostrarlo, recordemos que los fotones siguen trayectorias caracterizadas por la expresión ds2 = 0 (ecuación [9]). La distancia física cdt recorrida por un fotón en un tiempo dt está dada por la ecuación [10]. Es decir, un fotón emitido en re, te y recibido por el observador (r0 = 0) en el tiempo t0. La distancia recorrida (sobre la métrica) por este fotón durante su trayectoria está dada por: [16]  donde S(x) = seno x,x, shx en que k = 1, 0, -1, respectivamente. Ahora bien, para poder unir el enrojecimiento de las galaxias con la geometría del universo en expansión, debemos considerar la emisión de dos máximos de una onda luminosa, en los instantes te y (te + le/c). El primer máximo nos llega en t0 y el segundo en t0 + dt0 = (t0 + l0/c0). Integrando la ecuación [16] para las dos emisiones y restando, se obtiene la relación l0/R0 = le/Re y entonces: [17] 1 + z = l0/le = R0/Re Donde el factor R(t) describe la expansión del espacio en que las galaxias están situadas (y con relación al cual están casi inmóviles). La definición de z muestra el efecto de esta expansión en las longitudes de onda luminosas, igual como si éstas participaran en los mismos efectos de ella.

Aprovechemos la ocasión para señalar que el factor z se ha transformado en uno de los parámetros más útiles de la cosmología, ya que posibilita el poder determinar el incremento de la distancia entre dos galaxias. Por ejemplo, si un quásar de z = 4 se halla hoy a una distancia d0, entonces cuando emitió la luz le que recibimos con l0, se hallaba a de(z)/d0 = (1 + z)-1, o sea, a un 20% de la distancia donde se le ubica actualmente. A medida que tiene lugar esta expansión, las densidades numéricas n(z) de partículas estables varían como n(z) = n0(1 + z)3.   Aunque anteriormente ya lo expresamos, más adelante estudiaremos matemáticamente que durante la mayor parte de la historia del universo, la temperatura de la radiación varía con la inversa del factor de escala: Te/T0 µ R0/Re. La densidad de energía de la radiación r(T) está dada por r(Te)/r(T0) = (Te/T0)4 = (1 + z)4.

Según la hipótesis que planteo en estas páginas, el origen de nuestro universo sería una partícula de Planck con densidad de energía 1,23 10⁹³ g/cc, Radio longitud de Planck y edad tiempo de Planck, generada por el colapso de una estrella masiva en el núcleo de una galaxia joven en un universo mas antiguo que el nuestro del que seríamos "hijo". Este fenómeno sería facilmente asimilable a lo que ahora podemos observar como cuasar. Con un simple cálculo, podemos ver que durante el primer segundo el universo creció hasta 2 10³⁸ g. Si calculamos las temperaturas en diversos momentos de su historia (cada momento se caracteriza por un número entero N) conociendo la densidad r = 3 m_p / 8 p N² l_p³, podemos verificar que las temperaturas se corresponden fielmente a las teóricas del universo según la versión standard del Big Bang

Podríamos considerarlo como el momento de la concepción de un universo. A continuación trataré de dar una interpretación de los resultados encontrados en los epígrafes anteriores.

La hipótesis en la que se basa este modelo propone un universo con 6 dimensiones macroscópicas, tres temporales y tres espaciales y otras tres microscópicas. Estas dimensiones nacen a partir de la aparición de los diversos tipos de sucesos, es decir, el devenir histórico del universo no sería una sucesión de sucesos desarrollados en estas dimensiones, sino el surgimiento de diversos tipos de sucesos que darán lugar a la dimensionalidad del universo al ser observados (las interacciones son los mecanismos de observación), las dimensiones de los universos son parámetros que permiten describir los sucesos.

No todos los sucesos debieron surgir al inicio del universo. El primer suceso (Big Bang) define la coordenada cosmológica t₃ y es generado por la interacción unificada (interacción entre universos). Posteriormente nace la interacción gravitatoria, ésta da lugar a la aparición de sucesos gravitatorios (redistribución de las densidades de energía) definiendo la coordenada gravitatoria t₁ y las espaciales x, y y z. Durante un determinado tiempo (medido sobre t₃) el universo careció de cualquier otro tipo de suceso, desde el punto de vista de la historia de los sucesos electromagnéticos (coordenada t₂) este periodo puede ser identificado con el periodo inflacionario propuesto por Alan Guth. Este periodo, medido sobre la coordenada cosmológica, pudo durar 19.000 millones de años, no existirían las cargas eléctricas y durante él pudieron formarse grandes acumulaciones de energía precursoras de las actuales galaxias. Al llegar al tamaño adecuado (ver epígrafe 12), surgió la flecha del tiempo electromagnética (coordenada t₂) y con ella las cargas electricas, las acumulaciones de energía anteriores se convirtieron en pequeños Big-Bang. Las ondas de choque al encontrase unas con otras generaron las estructuras a gran escala formando las galaxias que se observan ahora. Los sucesos en el ámbito de las partículas elementales (interacciones fuerte, débil y electromagnética), como he indicado antes, surgieron posteriormente en el momento en que nacieron las cargas de color, débiles y eléctricas (ver epígrafe 12), es decir, en el momento en que pudo instaurarse flechas del tiempo en cada ámbito (roturas de simetrías). El concepto tiempo en este caso se refiere a la "función tiempo", para los quarks en el interior de los hadrones, nuestro espacio tridimensional es su tiempo tridimensional. El estado del universo posterior a la instauración de estas flechas del tiempo se caracteriza por su carácter estacionario. Encontrandonos actualmente en uno de estos estados estacionarios. Este proceso es similar al que sufren un protón y un electrón al formar un átomo.

Esta instauración de flechas del tiempo (roturas de simetrías) implica la definición de todos los sucesos, de todas las cadenas de causa-efecto desde el comienzo hasta el final de todas las historias. Con el Big Bang se crearon todas las posibles Historias. Este modelo compatibiliza la interpretación de Coppenagüe de la mecánica cuántica con la interpretación transaccional de John Cramer y con la de múltiples mundos de Everett-Wheeler. También explica la no localidad del Universo.

Sin embargo, desde nuestro punto de vista como observadores en el tiempo t₂, el universo aparece en expansión con un aparente freno geométrico gravitatorio. Si hacemos el esfuerzo de imaginarnos el aspecto del universo como observadores en el tiempo t₁, nos daríamos cuenta de que en este nuevo universo el aspecto es en contracción con un aparente freno geométrico electromagnético. ¿Cuál es el aspecto "real" del universo?. Si recordamos el epígrafe 1, las partículas 1/2 masa de Planck, que sirven de portadoras de la interacción entre universos, entran con energía mecánica total nula. Este hecho unido a la criticidad intrínseca que propone este modelo para la energía total del universo respalda la asunción del estado estacionario como la mejor descripción para nuestro universo actualmente.

La propuesta cosmológica del modelo Universo Viviente podríamos resumirla de la siguiente forma: El Universo nació al eclosionar un agujero negro en nuestro Universo madre, este suceso se puede identificar con el Big Bang y generó la coordenada cosmológica t₃ y las espaciales. Creció hasta alcanzar diversos estados estacionarios (estáticos) de equilibrio entre la interacción con su Universo Madre y la interacción con sus diversos Universos hijos (nucleos de galaxias), estos estados estacionarios permiten la aparición de sucesos electromagnéticos y gravitatorios generando las coordenadas temporales electromagnéticas y gravitatoria, en la primera se observa al universo en expansión en la segunda se observa al universo en contracción. Actualmente nos encontramos en el último estado estacionario.

A través de la constante de Hubble se puede determinar matemáticamente la edad del universo, ya que la inversa de ese valor es de unos 15 mil millones de años; que es el tiempo transcurrido desde el primer gran estallido, el Big Bang hasta la época actual. El Big Bang fue bautizado por el astrónomo inglés Fred Hoyle en 1950 como el instante inicial de la gran explosión que habría dado comienzo al espacio y al tiempo.

Sea cual fuera el mecanismo que dio inicio al Big Bang, éste debió ser muy rápido: el universo pasó de ser denso y caliente (instante "cero" del tiempo) a ser casi vacío y frío (instante actual). De la situación del universo antes del Big Bang no se sabe nada, ni siguiera puede imaginarse cómo comenzó. Puede estimarse que antes de conformadas las galaxias, la densidad de materia del universo habría sido infinita o extremadamente grande; por lo tanto, el análisis del universo puede iniciarse un instante después del Big Bang, en el cual la densidad resulte ahora finita, aunque extraordinariamente enorme Algo similar se puede decir con respecto a la temperatura. En las regiones de mayor temperatura se acumuló la materia que luego dio origen a las galaxias y posteriormente a las estrellas. Se pueden analizar los procesos físicos que se desarrollaron después del Big Bang desde el tiempo de 10^-43 seg después del inicio del universo.

Al momento del Big Bang las 4 fuerzas fundamentales de la naturaleza: gravitación, fuerza fuerte, electromagnetismo, fuerza débil formaron una única fuerza, la superfuerza, que a medida que el universo se expande se separan una de otra. Luego aparecen los protones y neutrones que componen los núcleos del hidrógeno, deuterio, helio y litio. Al proseguir el enfiriamiento del universo los electrones se unen a los núcleos átomicos y forman los átomos neutros. Posteriormente la radiación y la materia que cubren todo el universo se separan, lo que se define como el descople. Aparecen luego las galaxias, las estrellas y los planetas.

En ese momento junto a la materia no condensada, debió existir un campo de radiación tan intenso cuyos residuos deberían poder observarse en la actualidad. Al respecto surge un dato observacional importante: en 1965 A. Penzias y R.Wilson detectaron una radiación en las longitudes de onda de radio, que corresponden a una temperatura extremadamente baja: unos

(T = 3 K, donde "K" es el símbolo de las temperaturas en la escala Kelvin, donde el "cero" corresponde a -273ºC).

Esa radiación predicha por G.Gamow en 1948 se conoce como radiación cósmica de fondo y se supone que se habría generado cuando en el universo se desacopló la radiación de la materia. Tenía una edad de unos 300.000 años y una temperatura de unos 3000 K. En aquel momento todavía no se habían formado ni las galaxias ni las estrellas ni los planetas.

Una característica de esa radiación es que se distribuye de manera uniforme en todo el cielo, sin que se note ninguna dirección preferencial; a propósito, es una de las pruebas convincentes de que el Big Bang realmente sucedió fue la detección de esa radiación de fondo abarcado todo el espacio. El estudio de esa radiación permite obtener información sobre las condiciones del universo en sus comienzos; por ejemplo, el satélite COBE encontró en 1992, tenues fluctuaciones de temperatura en la radiación de fondo, las que se han interpretado también como una confirmación de que el Big Bang existió. Esas fluctuaciones de radiación indican variaciones de densidad de la materia.

Las abundancias observadas de hidrógeno, deuterio, helio y litio en las nebulosas gaseosas y en las estrellas coinciden con las estimadas en los procesos de evolución del universo, lo que confirma también la existencia del Big Bang.

A continuación se mencionan los principales fenómenos ocurridos luego del estallido inicial de acuerdo a las modernas teorías cosmológicas. (Se indica con T la temperatura del universo en ese instante).

LOS PUNTOS DÉBILES 

DEL MODELO DEL BIG BANG

A pesar de la consistencia lógica y el éxito predictivo del modelo estándar para el período que sigue al primer centésimo de segundo posterior al big bang quedan preguntas que atañen al estado inicial del universo para tiempos anteriores (quizá hasta su estado inicial) y que –aparentemente- deben ser contestadas por las cosmologías cuántica y de partículas. Estas son algunas de las preguntas:

El Problema de la Geometría y la Edad del Universo: Cómo es que la densidad de material del universo es tan cercana al valor crítico?

El Problema del Horizonte: Si nos detenemos a pensar un poco observaremos que la homogeneidad e isotropía del universo implican que las propiedades de regiones causalmente desconectadas (es decir sin eventos comunes) del universo son las mismas, cómo es posible que esto ocurra?, El problema se nota más al considerar el CMB cuyas variaciones son de aproximadamente 1 parte en 10.000.

El problema de la Materia Oscura: De qué está hecho el universo?,  falta materia?.

El Problema de las Fluctuaciones de Densidad: Es claro que las fluctuaciones en la densidad que dieron origen a la formación de galaxias tienen su origen en un futuro tan remoto que el modelo estándar no puede decir nada al  respecto, así que debemos preguntarnos: cuáles (y cuando actúaron) serán los fenómenos físicos que  dieron pie a la aparición de tales fluctuaciones ?

El problema de la Constante Cosmológica: Como podemos explicar el hecho de que la constante cosmológica es 120 ordenes de magnitud más chica que lo que se estima al aplicar (crudamente) la mecánica cuántica a la teoría de Einstein?

El problema de las Reliquias Exóticas: Las transiciones de fase durante el período primordial del universo debió dar lugar a la aparición de defectos topológicos (como por ejemplo monopolos), por qué no los detectamos hoy día?.

El Problema de la Singularidad: Cuál es la descripción del universo en el instante inicial: t=0?