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| Cosmologia fisica |
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Universo temprano
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Expansión · Futuro
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Componentes · Estructura
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La teoría del Big Bang es el modelo cosmológicopredominante para el universo observable [1] [2] [3]desde los primeros períodos conocidos hasta su posterior evolución a gran escala. [4] [5] [6] El modelo describe cómo el universo se expandió desde un estado de muy alta densidad y alta temperatura, [7] [8] y ofrece una explicación completa de una amplia gama de fenómenos, incluida la abundancia de elementos ligeros , el fondo cósmico de microondas (CMB), la estructura a gran escala y La ley del Hubble (cuanto más alejadas están las galaxias, más rápido se alejan de la Tierra). [9] Si las condiciones observadas se extrapolan hacia atrás en el tiempo utilizando las leyes conocidas de la física, la predicción es que justo antes de un período de densidad muy alta había una singularidad que se asocia típicamente con el Big Bang. Los físicos están indecisos sobre si esto significa que el universo comenzó desde una singularidad, o que el conocimiento actual es insuficiente para describir el universo en ese momento. Las mediciones detalladas de la tasa de expansión del universo sitúan al Big Bang en torno a los 13.800 millones de años, lo que se considera la edad del universo . [10]Después de su expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente como para permitir la formación de partículas subatómicas , y luego átomos simples . Las nubes gigantes de estos elementos primordiales (en su mayoría hidrógeno , con algo de helio y litio ) se unieron posteriormente a través de la gravedad , formando eventualmente estrellas y galaxias tempranas , cuyos descendientes son visibles hoy en día. Los astrónomos también observan los efectos gravitacionales de la materia oscura que rodea a las galaxias. Aunque la mayor parte de la masa en el universo parece estar en forma de materia oscura, la teoría del Big Bang y varias observaciones parecen indicar que no está hecha de un material convencional.materia bariónica (protones, neutrones y electrones) pero no está claro exactamente de qué está hecha.
Desde que Georges Lemaître observó por primera vez en 1927 que un universo en expansión podría rastrearse en el tiempo hasta un punto único originario, los científicos se han basado en su idea de la expansión cósmica. La comunidad científica estuvo alguna vez dividida entre los partidarios de dos teorías diferentes, la teoría del Big Bang y la del Estado estacionario , pero una amplia gama de evidencia empírica ha favorecido fuertemente al Big Bang, que ahora es universalmente aceptado. [11] En 1929, a partir del análisis de los desplazamientos al rojo de la galaxia , Edwin Hubble concluyó que las galaxias se están alejando; esta es una importante evidencia observacional consistente con la hipótesis de un universo en expansión. En 1964, laSe descubrió la radiación cósmica de fondo de microondas , que fue una evidencia crucial a favor del modelo del Big Bang [12], ya que esa teoría predijo la existencia de radiación de fondo en todo el universo antes de que fuera descubierta. Más recientemente, las mediciones de los desplazamientos al rojo de las supernovas indican que la expansión del universo se está acelerando , una observación atribuida a la existencia de la energía oscura . [13] Las leyes físicas conocidas de la naturaleza se pueden usar para calcular las características del universo en detalle en el tiempo hasta un estado inicial de densidad y temperatura extremas .
Visión general
 | Una línea de tiempo gráfica está disponible en la línea de tiempo gráfica del Big Bang |
El astrónomo belga y sacerdote católico Georges Lemaîtrepropuso sobre bases teóricas que el universo se está expandiendo , lo cual fue confirmado por observación poco después por Edwin Hubble . [15] [16] En 1927 en los Anales de la Sociedad Científica de Bruselas ( Anales de la Sociedad Científica de Bruselas ) bajo el título "Un Universo homogéneo de masa constante y rayón croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques" ("Un Universo homogéneo de masa constante y radio de crecimiento que representa la velocidad radial de las nebulosas extragalácticas"), [17]presentó su nueva idea de que el universo se está expandiendo y proporcionó la primera estimación observacional de lo que se conoce como la constante de Hubble . [18] Lo que más tarde se conocerá como la "teoría del Big Bang" del origen del universo , llamó a su "hipótesis del átomo primigenio " o el "Huevo Cósmico". [19]
El astrónomo estadounidense Edwin Hubble observó que las distancias a las galaxias lejanas estaban fuertemente correlacionadas con sus desplazamientos al rojo . Esto se interpretó en el sentido de que todas las galaxias y grupos distantes se alejan de nuestra posición estratégica con una velocidad aparente proporcional a su distancia: es decir, cuanto más lejos están, más rápido se alejan de nosotros, independientemente de la dirección. [20] Asumiendo el principio copernicano.(que la Tierra no es el centro del universo), la única interpretación restante es que todas las regiones observables del universo se están alejando de todas las demás. Como sabemos que la distancia entre las galaxias aumenta hoy, debe significar que en el pasado las galaxias estaban más juntas. La expansión continua del universo implica que el universo era más denso y más caliente en el pasado.
Los aceleradores de partículas grandes pueden replicar las condiciones que prevalecieron después de los primeros momentos del universo, dando como resultado la confirmación y el refinamiento de los detalles del modelo Big Bang. Sin embargo, estos aceleradores solo pueden explorar en regímenes de alta energía . En consecuencia, el estado del universo en los primeros instantes de la expansión del Big Bang todavía no se conoce bien y es un área de investigación y especulación abiertas.
Las primeras partículas subatómicas que se formaron incluían protones , neutrones y electrones . Aunque los núcleos atómicos simples se formaron en los primeros tres minutos después del Big Bang, pasaron miles de años antes de que se formaran los primeros átomos eléctricamente neutros . La mayoría de los átomos producidos por el Big Bang eran hidrógeno , junto con helio y rastros de litio . Las nubes gigantes de estos elementos primordiales se unieron posteriormente a través de la gravedad para formar estrellas y galaxias, y los elementos más pesados se sintetizaron dentro de las estrellas odurante supernovas .
La teoría del Big Bang ofrece una explicación completa de una amplia gama de fenómenos observados, que incluyen la abundancia de elementos ligeros, el CMB , la estructura a gran escala y la Ley del Hubble . [9] El marco del modelo Big Bang se basa en la teoría de la relatividad general de Albert Einstein y en la simplificación de supuestos como la homogeneidad y la isotropía del espacio. Las ecuaciones de gobierno fueron formuladas por Alexander Friedmann , y soluciones similares fueron trabajadas por Willem de Sitter.. Desde entonces, los astrofísicos han incorporado adiciones teóricas y observacionales en el modelo del Big Bang, y su parametrización como el modelo Lambda-CDM sirve como marco para las investigaciones actuales de la cosmología teórica. El modelo Lambda-CDM es el "modelo estándar" actual de la cosmología del Big Bang; el consenso es que es el modelo más simple que puede explicar las diversas mediciones y observaciones relevantes para la cosmología .
Línea de tiempo
Singularidad
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. [21] Esta singularidad 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 extrapolarse hacia la singularidad más allá del final de la época de Planck .
Esta singularidad primordial a veces se llama "Big Bang", [22] pero el término también puede referirse a una fase más caliente y densa [23] [notas 1] 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 son: Los entendemos (específicamente la relatividad general y el modelo estándar de física de partículas ) el trabajo. Basado 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 pasado desde ese evento, también conocido como "la edad del universo ", es de 13.799 ± 0.021 mil millones de años. [24] El acuerdo de mediciones independientes de esta era respalda el modelo ΛCDM que describe en detalle las características del universo.
A pesar de ser extremadamente denso en este momento, mucho más denso de lo que generalmente se requiere para formar un agujero negro, el universo no volvió a colapsar en un agujero negro. Esto puede explicarse considerando que los cálculos y los límites comúnmente utilizados para el colapso gravitacional generalmente se basan en objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas , y no se aplican a un espacio en rápida expansión como el Big Bang.
Inflación y barogénesis.
Las primeras fases del Big Bang están sujetas a mucha especulación. En los modelos más comunes, el universo se llenó homogéneamente e isotrópicamente con una densidad de energía muy alta y enormes temperaturas y presiones, y se expandió y enfrió muy rápidamente. Aproximadamente 10 −37 segundos en la expansión, una transición de fase causó una inflación cósmica , durante la cual el universo creció exponencialmente durante el cual las fluctuaciones de densidad de tiempo que ocurrieron debido al principio de incertidumbre se amplificaron en las semillas que más tarde formarían la estructura a gran escaladel universo. [25] Después de que cesó la inflación, se produjo el recalentamiento hasta que el universo obtuvo las temperaturas necesarias para la producción de un plasma de quark-gluon , así como todas las demás partículas elementales . [26] Las temperaturas eran tan altas que los movimientos aleatorios de las partículas eran a velocidades relativistas , y los pares de partículas y antipartículas de todo tipo se creaban y destruían continuamente en colisiones. [7] En algún momento, una reacción desconocida llamada barogénesis violó la conservación del número de bariones , lo que llevó a un exceso muy pequeño de quarksy leptones sobre antiquarks y antileptons, del orden de una parte en 30 millones. Esto dio lugar al predominio de la materia sobre la antimateria en el universo presente. [27]
Enfriamiento
El universo continuó disminuyendo en densidad y disminuyendo la temperatura, por lo tanto, la energía típica de cada partícula estaba disminuyendo. Lastransiciones de fase de ruptura de simetría ponen las fuerzas fundamentales de la física y los parámetros de las partículas elementales en su forma actual. [28]Después de aproximadamente 10-11 segundos, la imagen se vuelve menos especulativa, ya que las energías de las partículas caen a valores que pueden alcanzarse en los aceleradores de partículas . En unos 10 −6 segundos, quarks y gluones se combinaron para formar bariones.tales como protones y neutrones. El pequeño exceso de quarks sobre los antiquarks llevó a un pequeño exceso de bariones sobre los antibaryons. La temperatura ya no era lo suficientemente alta como para crear nuevos pares protón-antiprotón (de manera similar para los neutrones-antineutrones), por lo que inmediatamente se produjo una aniquilación masiva, dejando solo uno de cada 10 10 de los protones y neutrones originales, y ninguna de sus antipartículas. Un proceso similar ocurrió a aproximadamente 1 segundo para los electrones y positrones. Después de estas aniquilaciones, los protones, neutrones y electrones restantes ya no se movían de forma relativista y la densidad de energía del universo estaba dominada por los fotones (con una contribución menor de los neutrinos ).
A los pocos minutos de la expansión, cuando la temperatura era de alrededor de mil millones (mil millones) de kelvin y la densidad era aproximadamente la del aire, los neutrones se combinaron con protones para formar los núcleos de deuterio y helio del universo en un proceso llamado nucleosíntesis del Big Bang . [29] La mayoría de los protones permanecieron sin combinar como núcleos de hidrógeno. [30]
Cuando el universo se enfrió, la densidad de energía de la masa en reposo llegó a dominar gravitacionalmente la de la radiación de fotones . Después de aproximadamente 379,000 años, los electrones y los núcleos se combinaron en átomos (principalmente hidrógeno); por lo tanto, la radiación se desacopla de la materia y continúa a través del espacio en gran parte sin impedimentos. Esta radiación reliquia es conocida como la radiación cósmica de fondo de microondas . [30] La química de la vida pudo haber comenzado poco después del Big Bang, hace 13.8 mil millones de años , durante una época habitable cuando el universo tenía solo 10–17 millones de años. [31] [32] [33]
Formacion de la estructura
Durante un largo período de tiempo, las regiones ligeramente más densas de la materia distribuida de manera casi uniforme atrajeron gravitacionalmente la materia cercana y, por lo tanto, se hicieron aún más densas, formando nubes de gas, estrellas, galaxias y otras estructuras astronómicas observables en la actualidad. [7] Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y el tipo de materia en el universo. Los cuatro tipos posibles de la materia que se conoce como materia oscura fría , materia oscura caliente , materia oscura caliente y materia bariónica . Las mejores mediciones disponibles, de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe(WMAP), muestran que los datos se ajustan bien a un modelo Lambda-CDM en el que se supone que la materia oscura está fría (la materia oscura cálida se descarta a principios dereionización ), [35] y se estima que representa aproximadamente el 23% de la materia / energía del universo, mientras que la materia bariónica representa aproximadamente el 4,6%. [36] En un "modelo extendido" que incluye materia oscura caliente en forma de neutrinos , entonces si la "densidad física de bariones" se estima en alrededor de 0.023 (esto es diferente de la 'densidad de bariones' expresado como una fracción de la densidad total de materia / energía, que como se señaló anteriormente es de aproximadamente 0.046), y la correspondiente densidad de materia oscura fría Es de aproximadamente 0,11, la correspondiente densidad de neutrinos. se estima que es menos de 0.0062. [36]
Aceleración cósmica
Las líneas de evidencia independientes de las supernovas de Tipo Ia y el CMB implican que el universo actual está dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura , que aparentemente impregna todo el espacio. Las observaciones sugieren que el 73% de la densidad de energía total del universo actual está en esta forma. Cuando el universo era muy joven, probablemente estaba infundido con energía oscura, pero con menos espacio y todo lo que estaba más cerca, la gravedad predominaba y frenaba la expansión lentamente. Pero finalmente, después de numerosos miles de millones de años de expansión, la creciente abundancia de energía oscura hizo que la expansión del universo comenzara a acelerarse lentamente. [13]
La energía oscura en su formulación más simple toma la forma del término constante cosmológico en las ecuaciones de campo de la relatividad general de Einstein, pero su composición y mecanismo son desconocidos y, más en general, los detalles de su ecuación de estado y relación con el Modelo Estándar de la física de partículas. Continuar siendo investigado tanto a través de la observación como teóricamente. [13]
Toda esta evolución cósmica después de la época inflacionaria puede describirse y modelarse rigurosamente mediante el modelo de cosmología ofCDM, que utiliza los marcos independientes de la mecánica cuántica y la Relatividad General de Einstein. No hay un modelo bien soportado que describa la acción antes de 10-15segundos aproximadamente. Aparentemente, se necesita una nueva teoría unificada de la gravitación cuánticapara romper esta barrera. La comprensión de esta primera de las eras en la historia del universo es actualmente uno de los mayores problemas sin resolver en la física .
Características del modelo.
La teoría del Big Bang depende de dos suposiciones principales: la universalidad de las leyes físicas y el principio cosmológico . El principio cosmológico establece que, en grandes escalas, el universo es homogéneo e isotrópico .
Estas ideas se tomaron inicialmente como postulados, pero hoy hay esfuerzos para probar cada uno de ellos. Por ejemplo, la primera suposición ha sido probada por observaciones que muestran que la mayor desviación posible de la constante de estructura fina en gran parte de la edad del universo es del orden 10 −5 . [37] Además, la relatividad general ha superado pruebas rigurosas en la escala del Sistema Solar y las estrellas binarias. [notas 2]
Si el universo a gran escala parece isotrópico como se ve desde la Tierra, el principio cosmológico puede derivarse del principio copernicano más simple , que establece que no hay un observador o punto de ventaja preferido (o especial). Para este fin, el principio cosmológico ha sido confirmado a un nivel de 10 −5 a través de observaciones del CMB. Se ha medido que el universo es homogéneo en las escalas más grandes al nivel del 10%. [38]
Expansión del espacio.
La relatividad general describe el espacio-tiempo mediante una métrica , que determina las distancias que separan los puntos cercanos. Los puntos, que pueden ser galaxias, estrellas u otros objetos, se especifican utilizando un gráfico de coordenadas o "cuadrícula" que se establece en todo el espacio-tiempo . El principio cosmológico implica que la métrica debe ser homogénea e isotrópica en escalas grandes, que singularmente distingue la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (métrica FLRW). Esta métrica contiene un factor de escala , que describe cómo cambia el tamaño del universo con el tiempo. Esto permite una elección conveniente de un sistema de coordenadas.Por hacer, llamadas coordenadas comoving . En este sistema de coordenadas, la cuadrícula se expande junto con el universo, y los objetos que se mueven solo debido a la expansión del universo, permanecen en puntos fijos de la cuadrícula. Mientras que su distancia coordinada ( distancia de desarrollo ) permanece constante, la distancia física entre dos de estos puntos de movimiento conjunto se expande proporcionalmente con el factor de escala del universo. [39]
El Big Bang no es una explosión de materia que se mueve hacia afuera para llenar un universo vacío. En su lugar, el espacio en sí se expande con el tiempo en todas partes y aumenta la distancia física entre dos puntos de organización. En otras palabras, el Big Bang no es una explosión en el espacio , sino una expansión del espacio . [7] Debido a que la métrica FLRW asume una distribución uniforme de masa y energía, se aplica a nuestro universo solo en escalas grandes: las concentraciones locales de materia como nuestra galaxia están unidas gravitacionalmente y, como tal, no experimentan la expansión a gran escala del espacio . [40]
Horizontes
Una característica importante del espacio-tiempo Big Bang es la presencia de horizontes de partículas . Como el universo tiene una edad finita y la luz viaja a una velocidad finita, puede haber eventos en el pasado cuya luz no haya tenido tiempo de alcanzarnos. Esto coloca un límite o un horizonte pasado en los objetos más distantes que se pueden observar. A la inversa, dado que el espacio se está expandiendo y los objetos más distantes retroceden cada vez más rápidamente, la luz que emitimos hoy en día puede que nunca alcance los objetos muy distantes. Esto define un horizonte futuro , que limita los eventos en el futuro que podremos influir. La presencia de cualquier tipo de horizonte depende de los detalles del modelo FLRW que describe nuestro universo. [41]
Nuestra comprensión del universo desde tiempos muy remotos sugiere que hay un horizonte pasado, aunque en la práctica nuestra visión también está limitada por la opacidad del universo en los primeros tiempos. Así que nuestra vista no puede extenderse más hacia atrás en el tiempo, aunque el horizonte retroceda en el espacio. Si la expansión del universo continúa acelerándose , también hay un horizonte futuro. [41]
Historia
Etimología
Al astrónomo inglés Fred Hoyle se le atribuye haber acuñado el término "Big Bang" durante una transmisión de radio de la BBC de 1949, diciendo: "Estas teorías se basaron en la hipótesis de que toda la materia en el universo se creó en una gran explosión en un momento particular en el pasado remoto." [42]
Se ha informado popularmente que Hoyle, que estaba a favor de un modelo cosmológico alternativo de " estado estable ", pretendía que esto fuera peyorativo, [43] pero Hoyle lo negó explícitamente y dijo que era solo una imagen sorprendente para resaltar la diferencia entre los dos modelos. [44] [45] [46] : 129
Desarrollo
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones de la estructura del universo y de consideraciones teóricas. En 1912, Vesto Slipher midió el primer cambio Doppler de una " nebulosa espiral " (la nebulosa espiral es el término obsoleto para galaxias espirales), y pronto descubrió que casi todas las nebulosas se estaban retirando 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 insulares" fuera de nuestra Vía Láctea . [48] [49] Diez años más tarde, Alexander Friedmann , un cosmólogo y matemático ruso derivaron las ecuaciones de Friedmann de las ecuaciones de la relatividad general de Albert Einstein , mostrando que el universo podría expandirse en contraste con el modelo de universo estático que Einstein defendía en ese momento. [50] En 1924, la medición de Edwin Hubble de la gran distancia a las nebulosas espirales más cercanas mostró que estos sistemas eran de hecho otras galaxias. Independientemente de las ecuaciones de Friedmann en 1927, Georges Lemaître , un físico belga, propuso que la recesión inferida de las nebulosas se debía a la expansión del universo. [51]
En 1931, Lemaître fue más allá y sugirió que la expansión evidente del universo, si se proyectaba en el tiempo, significaba que cuanto más lejos en el pasado, más pequeño era el universo, hasta que en algún momento finito del pasado se concentró toda la masa del universo. en un solo punto, un "átomo primigenio" donde y cuando el tejido del tiempo y el espacio entró en existencia. [52]
A partir de 1924, el Hubble desarrolló minuciosamente una serie de indicadores de distancia, el precursor de la escalera de distancia cósmica , utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2,5 m) en el Observatorio Mount Wilson . Esto le permitió estimar distancias a galaxias cuyos desplazamientos 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 . [20] [53] Lemaître ya había demostrado que esto era esperado, dado el principio cosmológico . [13]
En las décadas de 1920 y 1930, casi todos los cosmólogos importantes preferían un universo eterno de estado estacionario , y varios se quejaron de que el comienzo de los tiempos implícito en el Big Bang importaba conceptos religiosos a la física; esta objeción fue repetida más tarde por los partidarios de la teoría del estado estacionario. [54] Esta percepción se vio reforzada por el hecho de que el creador de la teoría del Big Bang, Georges Lemaître , era un sacerdote católico romano. [55] Arthur Eddington estuvo de acuerdo con Aristóteles en que el universo no tuvo un comienzo en el tiempo, es decir , que la materia es eterna . Un comienzo en el tiempo fue "repugnante" para él. [56] [57] Lemaître, sin embargo, pensó que
Durante la década de 1930, se propusieron otras ideas como cosmologías no estándar para explicar las observaciones del Hubble, incluido el modelo de Milne , [59] el universo oscilatorio (originalmente sugerido por Friedmann, pero defendido por Albert Einstein y Richard Tolman ) [60] y Fritz Zwicky ' s luz cansada hipótesis. [61]
Después de la Segunda Guerra Mundial , surgieron dos posibilidades distintas. Uno fue el modelo de estado estable de Fred Hoyle , según el cual se crearía nueva materia a medida que el universo parecía expandirse. En este modelo, el universo es aproximadamente el mismo en cualquier momento. [62] La otra fue la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow , quien introdujo la nucleosíntesis del Big Bang (BBN) [63] y cuyos asociados, Ralph Alpher y Robert Herman , predijeron el CMB . [64] Irónicamente, fue Hoyle quien acuñó la frase que se aplicó a la teoría de Lemaître, refiriéndose a ella como "estoidea del big bang"durante una transmisión de la BBC Radio en marzo de 1949. [46] [notas 3] Por un tiempo, el apoyo se dividió entre estas dos teorías. Finalmente, la evidencia observacional, más notablemente de las fuentes de radio , comenzó a favorecer al Big Bang sobre el estado estacionario. El descubrimiento y la confirmación del CMB en 1964 aseguraron al Big Bang como la mejor teoría del origen y la evolución del universo. [66] Gran parte del trabajo actual en cosmología incluye comprender cómo se forman las galaxias en el contexto de Big Bang, entendiendo la física del universo en tiempos anteriores y anteriores, y conciliando las observaciones con la teoría básica.
En 1968 y 1970, Roger Penrose , Stephen Hawking y George FR Ellis publicaron artículos en los que mostraban que las singularidades matemáticas eran una condición inicial inevitable de los modelos relativistas generales del Big Bang. [67] [68] Luego, desde la década de 1970 hasta la década de 1990, los cosmólogos trabajaron en caracterizar las características del universo del Big Bang y resolver problemas pendientes. En 1981, Alan Guthhizo un gran avance en el trabajo teórico sobre la resolución de ciertos problemas teóricos pendientes en la teoría del Big Bang con la introducción de una época de rápida expansión en el universo temprano que él llamó " inflación ".". [69] Mientras tanto, durante estas décadas, dos preguntas en la cosmología observacional que generaron mucha discusión y desacuerdo fueron sobre los valores precisos de la Constante de Hubble [70] y la densidad de la materia del universo (antes del descubrimiento de la energía oscura , pensado para ser el predictor clave para el destino final del universo ). [71]
A mediados de la década de 1990, las observaciones de ciertos cúmulos globulares parecían indicar que tenían alrededor de 15 mil millones de años, lo que estaba en conflicto con la mayoría de las estimaciones actuales de la edad del universo (y de hecho con la edad medida en la actualidad). Este problema se resolvió posteriormente cuando las nuevas simulaciones por computadora, que incluían los efectos de la pérdida de masa debido a los vientos estelares , indicaban una edad mucho más joven para los cúmulos globulares. [72] Si bien aún quedan algunas preguntas sobre la precisión con que se miden las edades de los cúmulos, los cúmulos globulares son de interés para la cosmología como algunos de los objetos más antiguos del universo.
Se han logrado avances significativos en la cosmología del Big Bang desde fines de la década de 1990 como resultado de los avances en la tecnología de telescopios , así como del análisis de datos de satélites como el COBE , [73] el Telescopio Espacial Hubble y WMAP . [74] Los cosmólogos ahora tienen mediciones bastante precisas y precisas 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.
Evidencia observacional
"[La] imagen del Big Bang está demasiado firmemente conectada a tierra en datos de todas las áreas para que se demuestre que no son válidas en sus características generales".
La evidencia observacional más temprana y más directa de la validez de la teoría es la expansión del universo según la ley de Hubble (como lo indican los desplazamientos al rojo de las galaxias), el descubrimiento y la medición del fondo cósmico de microondas y la abundancia relativa de elementos de luz producidos por Big Bang nucleosynthesis . La evidencia más reciente incluye observaciones de la formación y evolución de las galaxias , y la distribución de estructuras cósmicas a gran escala , [76] Estas a veces se denominan los "cuatro pilares" de la teoría del Big Bang. [77]
Los modelos modernos y precisos del Big Bang apelan a 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 está actualmente sujeta a las investigaciones de laboratorio más activas. [78] Los problemas pendientes incluyen el problema del halo cuspyy el problema de la galaxia enana de la materia oscura fría. La energía oscura también es un área de gran interés para los científicos, pero no está claro si será posible la detección directa de energía oscura. [79] Inflacióny la barogénesis siguen siendo características más especulativas de los modelos actuales de Big Bang. Todavía se están buscando explicaciones viables y cuantitativas de tales fenómenos. Estos son actualmente problemas sin resolver en la física .
La ley del Hubble y la expansión del espacio.
Las observaciones de galaxias y quásares distantes muestran que estos objetos se desplazan hacia el rojo: la luzemitida desde ellos se ha desplazado a longitudes de onda más largas. Esto se puede ver tomando un espectrode frecuencia de un objeto y haciendo coincidir el patrón espectroscópico de líneas de emisión o líneas de absorción correspondientes a los átomos de los elementos químicos que interactúan con la luz. Estos desplazamientos al rojo son uniformemente isotrópicos, distribuidos uniformemente entre los objetos observados en todas las direcciones. Si el desplazamiento al rojo se interpreta como un cambio Doppler, la velocidad derecesióndel objeto se puede calcular. Para algunas galaxias, es posible estimar distancias a través de la escala de distancias cósmicas . Cuando las velocidades de recesión se representan en función de estas distancias, se observa una relación lineal conocida como ley de Hubble: [20] dónde
- es la velocidad de recesión de la galaxia u otro objeto distante,
- es la distancia del objeto al objeto, y
- es la constante de Hubble , medida en 70.4 +1.3
−1.4 km / s / Mpc por la sonda WMAP . [36]
La ley de Hubble tiene dos explicaciones posibles. O estamos en el centro de una explosión de galaxias, lo cual es insostenible dado el principio copernicano, o el universo se está expandiendo uniformemente por todas partes. Esta expansión universal fue predicha a partir de la relatividad general por Alexander Friedmann en 1922 [50] y Georges Lemaître en 1927, [51] mucho antes de que Hubble hiciera sus análisis y observaciones de 1929, y sigue siendo la piedra angular de la teoría del Big Bang desarrollada por Friedmann. Lemaître, Robertson, y Walker .
La teoría exige la relación. para mantener en todo momento, donde es la distancia comoving , v es la velocidad de recesión , y, y varían a medida que el universo se expande (por lo tanto escribimos para denotar la actual "constante" del Hubble). Para distancias mucho más pequeñas que el tamaño del universo observable , se puede considerar que el desplazamiento al rojo del Hubble es el desplazamiento Doppler correspondiente a la velocidad de recesión. Sin embargo, el desplazamiento al rojo no es un verdadero cambio Doppler, sino el resultado de la expansión del universo entre el momento en que se emitió la luz y el momento en que se detectó. [80]
Ese espacio en proceso de expansión métrica se muestra mediante evidencia observacional directa del principio cosmológico y el principio copernicano, que junto con la ley de Hubble no tienen otra explicación. Los desplazamientos al rojo astronómicos son extremadamente isotrópicos y homogéneos , [20] apoyando el principio cosmológico de que el universo se ve igual en todas las direcciones, junto con muchas otras evidencias. Si los desplazamientos al rojo fueron el resultado de una explosión desde un centro distante a nosotros, no serían tan similares en diferentes direcciones.
Las mediciones de los efectos de la radiación de fondo de microondas cósmica en la dinámica de sistemas astrofísicos distantes en 2000 demostraron el principio copernicano de que, en una escala cosmológica, la Tierra no está en una posición central. [81] La radiación del Big Bang fue demostrablemente más cálida en épocas anteriores en todo el universo. El enfriamiento uniforme del CMB durante miles de millones de años solo se explica si el universo está experimentando una expansión métrica y excluye la posibilidad de que estemos cerca del centro único de una explosión.
Radiación de fondo de microondas cósmica
En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron por casualidad la radiación de fondo cósmica, una señal omnidireccional en la banda de microondas . [66] Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones de Big Bang por Alpher, Herman y Gamow hacia 1950. Durante la década de 1970, se encontró que la radiación era aproximadamente consistente con un espectro de cuerpo negro en todas las direcciones; este espectro ha sido rediseñado por la expansión del universo, y hoy corresponde a aproximadamente 2.725 K. Esto inclinó el balance de evidencia a favor del modelo de Big Bang, y Penzias y Wilson recibieron un Premio Nobel en 1978.
La superficie de la última dispersión correspondiente a la emisión del CMB se produce poco después de la recombinación , la época en que el hidrógeno neutro se vuelve estable. Antes de esto, el universo comprendía un mar de plasma de barón bario caliente y denso donde los fotones se dispersaban rápidamente de las partículas cargadas libres. Con un pico de alrededor de 372 ± 14 kyr , [35] el camino libre medio para un fotón se vuelve lo suficientemente largo como para alcanzar el día de hoy y el universo se vuelve transparente.
En 1989, la NASA lanzó el satélite Cosmic Background Explorer (COBE), que realizó dos avances importantes: en 1990, las mediciones del espectro de alta precisión mostraron que el espectro de frecuencia CMBes un cuerpo negro casi perfecto sin desviaciones a un nivel de 1 parte en 10 4 , y midió una temperatura residual de 2.726 K (las mediciones más recientes han revisado esta cifra ligeramente a 2.7255 K); luego, en 1992, otras mediciones de COBE descubrieron pequeñas fluctuaciones (anisotropías) en la temperatura de CMB en todo el cielo, a un nivel de aproximadamente una parte en 10 5 . [73] John C. Mather y George Smoot fueron galardonados con el Premio Nobel de Física 2006 por su liderazgo en estos resultados.
Durante la siguiente década, las anisotropías de CMB se investigaron más a fondo mediante un gran número de experimentos en globo y en tierra. En el período 2000–2001, varios experimentos, entre los que destaca BOOMERanG , encontraron que la forma del universo era espacialmente casi plana al medir el tamaño angular típico (el tamaño en el cielo) de las anisotropías. [86] [87] [88]
A principios de 2003, se publicaron los primeros resultados de la Sonda de Anisotropía de Microondas de Wilkinson (WMAP), que arrojaron los valores más precisos para algunos de los parámetros cosmológicos en ese momento. Los resultados refutaron varios modelos específicos de inflación cósmica , pero son consistentes con la teoría de la inflación en general. [74] La sonda espacial Planck se lanzó en mayo de 2009. Se están realizando otros experimentos de fondo de microondas cósmicos basados en globos y en tierra .
Abundancia de elementos primordiales.
Usando el modelo Big Bang es posible calcular la concentración de helio-4 , helio-3 , deuterio y litio-7 en el universo como proporciones a la cantidad de hidrógeno ordinario. [29] Las abundancias relativas dependen de un solo parámetro, la proporción de fotones a bariones. Este valor se puede calcular independientemente de la estructura detallada de las fluctuaciones de CMB . Las proporciones pronosticadas (por masa, no por número) son aproximadamente 0.25 para, alrededor de 10 −3 para, alrededor de 10 −4 paray unos 10 −9 para. [29]
Todas las abundancias medidas concuerdan al menos en términos generales con aquellas pronosticadas a partir de un valor único de la relación barión-fotón. El acuerdo es excelente para el deuterio, cercano pero formalmente discrepante para, y apagado por un factor de dos para ; en los dos últimos casos existen incertidumbres sistemáticas sustanciales . No obstante, la consistencia general con las abundancias pronosticadas por la nucleosíntesis del Big Bang es una fuerte evidencia del Big Bang, ya que la teoría es la única explicación conocida para las abundancias relativas de los elementos ligeros, y es prácticamente imposible "ajustar" el Big Bang para producir Mucho más o menos del 20-30% de helio. [89] De hecho, no hay ninguna razón obvia fuera del Big Bang que, por ejemplo, el universo joven (es decir, antes de la formación de estrellas, según se determina estudiando materia supuestamente libre de productos de nucleosíntesis estelares ) deba tener más helio que deuterio o más deuterio que, y en proporciones constantes, también. [90] : 182–185
Evolución galáctica y distribución.
Las observaciones detalladas de la morfología y la distribución de galaxias y quásares están de acuerdo con el estado actual de la teoría del Big Bang. Una combinación de observaciones y teoría sugiere que los primeros cuásares y galaxias se formaron aproximadamente mil millones de años después del Big Bang, y desde entonces, se han formado estructuras más grandes, como cúmulos de galaxias y superclusters . [91]
Las poblaciones de estrellas han estado envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias distantes (que se observan como lo fueron en el universo temprano) parecen muy diferentes de las galaxias cercanas (observadas en un estado más reciente). Además, las galaxias que se formaron relativamente recientemente, parecen ser marcadamente diferentes de las galaxias formadas a distancias similares, pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son fuertes argumentos contra el modelo de estado estacionario. Las observaciones de la formación de estrellas , las distribuciones de galaxias y quásares y las estructuras más grandes están de acuerdo con las simulaciones del Big Bang sobre la formación de estructuras en el universo y ayudan a completar los detalles de la teoría. [91] [92]
Nubes de gas primordiales
En 2011, los astrónomos encontraron lo que creen que son nubes prístinas de gas primordial mediante el análisis de las líneas de absorción en el espectro de los quásares distantes. Antes de este descubrimiento, se ha observado que todos los demás objetos astronómicos contienen elementos pesados que se forman en las estrellas. Estas dos nubes de gas no contienen elementos más pesados que el hidrógeno y el deuterio. [97] [98] Dado que las nubes de gas no tienen elementos pesados, probablemente se formaron en los primeros minutos después del Big Bang, durante la nucleosíntesis del Big Bang .
Otras líneas de evidencia.
La edad del universo estimada a partir de la expansión del Hubble y el CMB ahora está en buena concordancia con otras estimaciones que utilizan las edades de las estrellas más antiguas, ambas medidas según la aplicación de la teoría de la evolución estelar a los cúmulos globulares y mediante la datación radiométrica de la población individual II estrellas. [99]
La predicción de que la temperatura del CMB era más alta en el pasado ha sido respaldada experimentalmente por observaciones de líneas de absorción de muy baja temperatura en nubes de gas con alto desplazamiento al rojo. [100] Esta predicción también implica que la amplitud del efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxiasno depende directamente del desplazamiento al rojo. Las observaciones han encontrado que esto es más o menos cierto, pero este efecto depende de las propiedades del grupo que sí cambian con el tiempo cósmico, lo que dificulta las mediciones precisas. [101] [102]
Observaciones futuras
Los futuros observatorios de ondas gravitacionales podrían detectar ondas gravitacionales primordiales, reliquias del universo temprano, hasta menos de un segundo después del Big Bang. [103] [104]
Al igual que con cualquier teoría, una serie de misterios y problemas han surgido como resultado del desarrollo de la teoría del Big Bang. Algunos de estos misterios y problemas se han resuelto, mientras que otros siguen pendientes. Las soluciones propuestas para algunos de los problemas en el modelo de Big Bang han revelado nuevos misterios propios. Por ejemplo, el problema del horizonte , el problema del monopolo magnético y el problema de la planitud se resuelven más comúnmente con la teoría inflacionaria , pero los detalles del universo inflacionario aún no se han resuelto y muchos, incluidos algunos fundadores de la teoría, dicen que ha sido refutado . [105] [106] [107] [108] Lo que sigue es una lista de los aspectos misteriosos de la teoría del Big Bang que aún 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. [109] En general, se asume que cuando el universo era joven y muy caliente, estaba en equilibrio estadístico y contenía números iguales de bariones y antibarones. Sin embargo, las observaciones sugieren que el universo, incluidas sus partes más distantes, está hecho casi completamente de materia. Se planteó la hipótesis de que un proceso llamado barogénesis daba cuenta de la asimetría. Para que ocurra la bariogénesis, se deben cumplir las condiciones de Sakharov . Estos requieren que el número bariónico no se conserva, que C-simetría y CP-simetría se violan y que el universo salen de equilibrio termodinámico . [110]Todas estas condiciones se producen en el Modelo estándar , pero los efectos no son lo suficientemente fuertes como para explicar la asimetría de barión presente.
Energía oscura
Las mediciones de la relación de desplazamiento al rojo - magnitud para supernovas de tipo Ia indican que la expansión del universo se ha acelerado 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 en el universo consista en un componente con una gran presión negativa , denominada "energía oscura". [13]
La energía oscura, aunque especulativa, resuelve numerosos problemas. Las mediciones del fondo cósmico de microondas indican que el universo es casi plano espacialmente, 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 encuentra que tiene solo alrededor del 30% de la densidad crítica. [13] Como la teoría sugiere que la energía oscura no se agrupa de la forma 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 utilizando la frecuencia de las lentes gravitacionales, y el otro utilizando el patrón característico de la estructura a gran escala como un gobernante cósmico.
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 siguen siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los resultados del equipo WMAP en 2008 están de acuerdo con un universo que consta de 73% de energía oscura, 23% de materia oscura, 4,6% de materia regular y menos de 1% de neutrinos. [36] 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 caerá en el futuro lejano amedida que la energía oscura se vuelva aún más dominante.
El componente de energía oscura del universo ha sido explicado por teóricos que utilizan una variedad de teorías que compiten entre ellas, incluida la constante cosmológica de Einstein, pero que también se extiende a formas más exóticas de quintaesencia u otros esquemas de gravedad modificados. [111] Un problema cosmológico constante , a veces llamado "el problema más vergonzoso en la física", resulta de la aparente discrepancia entre la densidad de energía medida de la energía oscura y la ingenua predicha de las unidades de Planck . [112]
Materia oscura
Durante los años 70 y 80, varias observaciones mostraron que no hay suficiente materia visible en el universo para explicar la fuerza aparente de las fuerzas gravitacionales dentro y entre las galaxias. Esto llevó a la idea de que hasta el 90% de la materia 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 en su mayoría materia normal llevó a predicciones que eran totalmente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo hoy en día es mucho más desigual y contiene mucho menos deuterio de lo que se puede explicar sin la materia oscura. Si bien la materia oscura siempre ha sido controvertida, se deduce de varias observaciones: las anisotropías en el CMB, el grupo de galaxias.Dispersiones de velocidad, distribuciones de estructuras a gran escala, estudios de lentes gravitacionales y mediciones de rayos X de cúmulos de galaxias. [113]
La evidencia indirecta de la materia oscura proviene de su influencia gravitatoria sobre otra materia, ya que no se han observado partículas de materia oscura en los laboratorios. Se han propuesto muchos candidatos a la física de partículas para la materia oscura, y varios proyectos para detectarlos directamente están en marcha. [114]
Además, hay problemas sobresalientes asociados con el modelo de materia oscura fría actualmente favorecido , que incluye el problema de la galaxia enana [115] y el problema del halo cuspy . [116] Se han propuesto teorías alternativas que no requieren una gran cantidad de materia no detectada, sino que modifican las leyes de la gravedad establecidas por Newton y Einstein; sin embargo, ninguna teoría alternativa ha tenido tanto éxito como la propuesta de materia oscura fría para explicar todas las observaciones existentes. [117]
Problema del horizonte
El problema del horizonte resulta 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, en la separación de dos regiones del espacio que estén en contacto causal . [118] La isotropía observada del CMB es problemática a este respecto: si el universo hubiera estado dominado por la radiación o la materia en todo momento hasta la época de la última dispersión, el horizonte de partículas en ese momento correspondería a aproximadamente 2 grados en el cielo. Entonces no habría ningún mecanismo para hacer que regiones más anchas tengan la misma temperatura. [90] : 191–202
Una resolución a esta aparente inconsistencia es ofrecida por la teoría inflacionaria en la cual un campo de energía escalar homogéneo e isotrópico domina el universo en un 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 actualmente en lados opuestos del universo observable están bien dentro del horizonte de partículas de cada una. 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. [25] : 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 sirven como semillas de toda la estructura actual en el universo. [90] : 207 La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes a escala y gaussianas , lo que se ha confirmado con precisión mediante mediciones del CMB. [119] : sec 6
Si ocurriera la inflación, la expansión exponencial empujaría grandes regiones del espacio más allá de nuestro horizonte observable. [25] : 180-186
Un problema relacionado con el problema del horizonte clásico surge 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 ser capaz de prevenir discontinuidades a gran escala en el vacío electrodébil, ya que partes distantes del universo observable eran Causalmente se separa cuando finaliza la época electrodébil . [120]
Monopolos magnéticos
La objeción del monopolo magnético se planteó a fines de los años setenta. Las grandes teorías unificadaspredijeron 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 resultaría en una densidad mucho mayor que la que es consistente con las observaciones, dado que no se han encontrado monopolos. Este problema también se resuelve con la inflación cósmica , que elimina todos los defectos puntuales del universo observable, de la misma manera que impulsa la geometría a la planitud. [118]
Problema de llanura
El problema de la llanura (también conocido como el problema de la vejez) es un problema de observación asociado con una métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). [118] El universo puede tener una curvatura espacial positiva, negativa o cero dependiendo de su densidad de energía total. La curvatura es negativa si su densidad es menor que la densidad crítica ; positivo si es mayor; y cero en la densidad crítica, en cuyo caso se dice que el espacio es plano .
El problema es que cualquier pequeña desviación de la densidad crítica crece con el tiempo y, sin embargo, el universo hoy en día sigue siendo muy plano. [notas 4]Dado que una escala temporal natural para alejarse de la llanura puede ser la hora de Planck , 10 −43segundos, [7] el hecho de que el universo no haya alcanzado ni una muerte por calor ni un Big Crunchdespués de miles de millones de años requiere una explicación. Por ejemplo, incluso a la edad relativamente avanzada 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. [121]
Porque
La física puede concluir que el tiempo no existió antes del 'Big Bang', sino que 'comenzó' con el Big Bang y, por lo tanto, puede que no haya 'comienzo', 'antes' o potencialmente 'causa' y en su lugar siempre existió. [122] [123] Las fluctuaciones cuánticas u otras leyes de la física que pueden haber existido al comienzo del Big Bang podrían crear las condiciones para que ocurra la materia.
El destino final del universo.
Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del universo fuera mayor que la densidad crítica , entonces el universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsarse. Volvería a ser más denso y más caliente, terminando con un estado similar al que comenzó: un Big Crunch. [41]
Alternativamente, si la densidad en el universo fuera igual o por debajo de 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 . Muy gradualmente, las colisiones entre estos darían lugar a que la masa se acumulara en agujeros negros cada vez más grandes. La temperatura promedio del universo se aproximaría asintóticamente al cero absoluto, un Big Freeze . [124] Por otra parte, si el protón fuera inestable.Entonces, la materia bariónica desaparecería, dejando solo radiación y agujeros negros. Eventualmente, los agujeros negros se evaporarían emitiendo radiación de Hawking . La entropía del universo aumentaría hasta el punto en el que no podría extraerse ninguna forma organizada de energía, un escenario conocido como muerte térmica. [125] : sec VI.D
Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que más y más del universo actualmente visible pasará más allá de nuestro horizonte de eventos y estará fuera de contacto con nosotros. El resultado final es desconocido. El modelo ΛCDM del universo contiene energía oscura en forma de una constante cosmológica . Esta teoría sugiere que solo los sistemas unidos gravitacionalmente, como las galaxias, permanecerán juntos, y también estarán sujetos a la muerte por calor a medida que el universo se expande y se enfría. Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de energía fantasma , sugieren que, en última instancia, los cúmulos de galaxias, estrellas, planetas, átomos, núcleos y la materia en sí se desgarrarán por la expansión cada vez mayor en el llamado Big Rip . [126]
Conceptos erróneos
La siguiente es una lista parcial de conceptos erróneos sobre el modelo de Big Bang:
El Big Bang como el origen del universo: uno de los conceptos erróneos comunes acerca del modelo del Big Bang es la creencia de que fue el origen del universo. Sin embargo, el modelo del Big Bang no comenta sobre cómo surgió el universo. La concepción actual del modelo Big Bang asume la existencia de energía, tiempo y espacio, y no comenta sobre su origen o la causa del estado inicial denso y de alta temperatura del universo. [127]
El Big Bang era "pequeño" : es engañoso visualizar el Big Bang al comparar su tamaño con los objetos cotidianos. Cuando se describe el tamaño del universo en Big Bang, se refiere al tamaño del universo observable y no a todo el universo. [128]
La ley de Hubble viola la teoría especial de la relatividad : la ley de Hubble predice que las galaxias que están más allá de la Distancia de Hubble retroceden más rápido que la velocidad de la luz . Sin embargo, la relatividad especial no se aplica más allá del movimiento a través del espacio. La ley de Hubble describe la velocidad que resulta de la expansión del espacio, en lugar de a través del espacio. [128]
Desplazamiento al rojo de Doppler frente al desplazamiento al rojo cosmológico : los astrónomos a menudo se refieren al desplazamiento al rojo cosmológico como un desplazamiento Doppler normal, [128] que es un concepto erróneo. Aunque similar, el desplazamiento al rojo cosmológico no es idéntico al desplazamiento al rojo Doppler. El desplazamiento al rojo Doppler se basa en la relatividad especial, que no considera la expansión del espacio. Por el contrario, el desplazamiento al rojo cosmológico se basa en la relatividad general, en la que se considera la expansión del espacio. Aunque pueden parecer idénticas para las galaxias cercanas, puede causar confusión si el comportamiento de galaxias distantes se entiende a través del desplazamiento al rojo Doppler. [128]
Especulaciones
Si bien el modelo Big Bang está bien establecido en cosmología, es probable que se refine. La teoría del Big Bang, construida sobre las ecuaciones de la relatividad general clásica, indica una singularidad en el origen del tiempo cósmico; esta densidad de energía infinita es considerada como imposible en la física . Aún así, se sabe que las ecuaciones no son aplicables antes del momento en que el universo se enfrió a la temperatura de Planck, y esta conclusión depende de varios supuestos, algunos de los cuales nunca podrían verificarse experimentalmente. (Véase también la época de Planck .)
Un refinamiento propuesto para evitar esta posible singularidad es desarrollar un tratamiento correcto de la gravedad cuántica . [129]
No se sabe qué pudo haber precedido al estado denso caliente del universo primitivo o cómo y por qué se originó, aunque abundan las especulaciones en el campo de la cosmogonía .
Algunas propuestas, cada una de las cuales conlleva hipótesis no probadas, son:
- Modelos que incluyen la condición sin límite de Hartle-Hawking , en la que todo el espacio-tiempo es finito; El Big Bang representa el límite del tiempo pero sin ninguna singularidad. [130]
- El modelo de celosía del Big Bang, establece que el universo en el momento del Big Bang consiste en una celosía infinita de fermiones , que se mancha sobre el dominio fundamental, por lo que tiene simetría de rotación, traslación y calibre. La simetría es la simetría más grande posible y, por lo tanto, la entropía más baja de cualquier estado. [131]
- Los modelos de cosmología de Brane , en los que la inflación se debe al movimiento de las branas en la teoría de cuerdas ; el modelo pre-Big Bang; el modelo ekpyrotic , en el cual el Big Bang es el resultado de una colisión entre branas; y el modelo cíclico , una variante del modelo ekpyrotic en el cual las colisiones ocurren periódicamente. En este último modelo, el Big Bang fue precedido por un Big Crunch y los ciclos del universo de un proceso a otro. [132] [133] [134] [135]
- Inflación eterna , en la que la inflación universal termina localmente aquí y allá de una manera aleatoria, cada punto final que conduce a un universo de burbujas , expandiéndose desde su propio big bang. [136] [137]
Las propuestas en las dos últimas categorías ven al Big Bang como un evento en un universo mucho más grande y antiguo o en un multiverso .
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