INTRODUCCION

Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del 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 intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.1

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 mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas

BREVE HISTORIA Y DESARROLLO

Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, el físico ucraniano nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.

De acuerdo con la teoría, un universo homogéneo e isótropo lleno de materia ordinaria, podría 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' o un Big Rip o Gran desgarro. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum. Muy recientemente se ha comprobado que actualmente existe una expansión acelerada del universo hecho no previsto originalmente en la teoría y que ha llevado a la introducción de la hipótesis adicional de la energía oscura (este tipo de materia tendría propiedades especiales que permitirían comportar la aceleración de la expansión).

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto 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 exteriores a nuestra Vía Láctea.

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

Entre 1927 y 1930, el sacerdote belga Georges Lemaître2 obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".

En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las 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 originó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.

DESCRIPCION DEL BIG BANG

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.

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.

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 del tiempo 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, 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.

BASE TEORICA

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

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

El principio cosmológico

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 la 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 de 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.

OTRAS TEORIAS ACERCA DEL UNIVERSO

LA TEORIA INFLACIONARIA - ALAN GUTH

Teoría Inflacionaria (cosmología), teoría desarrollada a comienzos de la década de 1980 por el físico estadounidense Alan Guth que trata de explicar los acontecimientos de los primeros momentos del Universo. De acue rdo con la teoría de la Gran Explosión o del Big Bang, generalmente aceptada, el Universo surgió de una explosión inicial que ocasionó la expansión de la materia desde un estado de condensación extrema (véase Cosmología). Sin embargo, en la formulación original de la teoría del Big Bang quedaban varios problemas sin resolver. El estado de la materia en la época de la explosión era tal que no se podían aplicar las leyes físicas normales. El grado de uniformidad observado en el Universo también era difícil de explicar porque, de acuerdo con esta teoría, el Universo se habría expandido con demasiada rapidez para desarrollar esta uniformidad.

LA TEORIA DEL ESTADO ESTACIONARIO –HERMANN BONDI- THOMAS GOLD- FRED HOYLE

De acuerdo con la teoría del estado estacionario, la disminución de la densidad que produce el Universo al expandirse se compensa con una creación continua de materia. Debido a que se necesita poca materia para igualar la densidad del Universo (2 átomos de hidrógeno por cada m³ por cada 1.000 millones de años), esta Teoría no se ha podido demostrar directamente. La teoría del estado estacionario surge de la aplicación del llamado principio cosmológico perfecto, el cual sostiene q ue para cualquier observador el universo debe parecer el mismo en cualquier lugar del espacio. La versión perfecta de este principio incluye el tiempo como

variable por lo cual el universo no solamente presenta el mismo aspecto desde cualquier punto sino también en cualquier instante de tiempo siendo sus propiedades generales constantes tanto en el espacio como en el tiempo.

Los problemas con esta teoría comenzaron a surgir a finales de los años 60, cuando las evidencias observacionales empezaron a mostrar que, de hecho, el Universo estaba cambiando: se encontraron quásares sólo a grandes distancias, no en las galaxias más cercanas. La prueba definitiva vino con el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en 1965, pues en un modelo estacionario, el universo ha sido siempre igual y no hay razón para que se produzca una radiación de fondo con características térmicas. Buscar una explicación requiere la existencia de partículas de longitud milimétrica en el medio intergaláctico que absorba la radiación producida por fuentes galácticas extremadamente luminosas, una hipótesis demasiado forzada.

LA TEORIA DEL UNIVERSO OCCILANTE- RICHARD TOLMAN

Esta hipótesis fue bastante aceptada durante un tiempo (o tal vez sigue siéndolo) por los cosmólogos que pensaban que alguna fuerza debería impedir la formación de singularidades gravitacionales y conecta el big bang y el freson atómico con un anterior big crunch: las singularidades matemáticas que aparecían en los cálculos eran el resultado de sobre idealización matemática y serían resueltas por un tratamiento más cuidadoso. Sin embargo, en los años 1960, Stephen Hawking, Roger Penrose y George Ellis mostraron que las singularidades son una característica universal de las cosmologías que incluyen el big bang sin que puedan ser evitadas con ninguno de los elementos de la relatividad general. Teóricamente, el universo oscilante no se compagina con la segunda ley de la termodinámica: la entropía aumentaría en cada oscilación

de manera que no se regresaría a las condiciones anteriores. Otras medidas sugieren también que el universo no es cerrado. Estos argumentos hicieron que los cosmólogos abandonaran el modelo de universo oscilante.

La teoría ha vuelto a resurgir en la cosmología de branas como un modelo cíclico, que logra evadir todos los argumentos que hicieron desechar la teoría del universo oscilante en los años 1960. Esta teoría es altamente controvertida debido a la ausencia de una descripción satisfactoria en este modelo del rebote con la teoría de cuerdas.

TEORIA DE LAS PULSACIONES- EDWARD LAMAITRE-GEOGE HATON

En cosmología, la teoría de las pulsaciones, es conocida también como Teoría del Big Crunch, lo cual significa la Teoría del Gran Colapso. Esta teoría supone, que después de un proceso de expansión, viene otro de contracción, lo cual es semejante a algunos procesos presentados por algunas estrellas.

Esta teoría propone un universo cerrado, e indica que la expansión del Universo irá frenándose poco a poco, hasta que comiencen nuevamente a acercarse todos los elementos que conforman el Universo, volviendo al punto original, de tal manera se destruirá toda la materia y se obtendrá un único punto de energía, como lo que ocurrió antes de la Gran Explosión o Bing Bang.

La Teoría de las pulsaciones, indica que el punto inicial estaba formado por los restos de un universo anterior. Por lo tanto, en algún momento el movimiento de expansión cesará y se iniciaría otro de contracción que impulsaría la unión de los fragmentos. Las fuerzas de atracción buscarán la concentración inicial, y el “huevo cósmico”, inestable volvería a estallar, con lo cual se reiniciaría el ciclo. Según esta teoría, los dos procesos (de expansión y de contracción) se alternarían periódicamente y en forma indefinida.

¿QUE ES LO QUE PUDO PASAR ANTES DEL BIG BANG?

La primera es la respuesta científica. Es bastante sencilla: antes del big bang no había nada. Es más, no tiene sentido preguntar qué hubo antes del big bang, pues hablamos del origen del tiempo: no puede haber “antes” del principio. Así como no puede preguntarse dónde estaba uno antes de existir, o qué temperaturas hay por debajo del cero absoluto. (La temperatura es el movimiento de las moléculas. Cuando las moléculas están absolutamente quietas, la temperatura es cero kelvin. No puede haber una temperatura inferior.)

La segunda posible respuesta, aunque tiene sus raíces firmemente asentadas en la ciencia, no es una respuesta científica, pues no es posible someterla a prueba Científica, pues no es posible someterla a prueba.

La mecánica cuántica predice que aun el espacio vacío (que no es lo mismo que la nada) tiene cierta energía, la cual sufre constantemente pequeñas fluctuaciones. Se ha comprobado que a partir de estas fluctuaciones pueden surgir pares de partículas (una positiva y una negativa, por ejemplo) cuya suma es cero, y que existen durante unas cuantas fracciones de segundo antes de combinarse nuevamente y desaparecer. El resultado es que todo vuelve a quedar igual.

Pues bien: algunos audaces cosmólogos (estudiosos del origen del Universo) han aventurado que el big bang pudo surgir de fluctuaciones parecidas, sólo que no del vacío, sino de la nada. De alguna manera, una de las fluctuaciones persistió y se “infló” hasta dar origen a todo el Universo.

Una asombrosa consecuencia de esta idea es que continuamente podrían estar surgiendo universos, cada uno en su propio big bang y cada uno con sus propias características (leyes físicas, duración, geometría…).

La idea de que somos sólo una de infinitas “burbujas” que se forman en el océano de la nada, parte de un “multiuniverso”, parece ciencia ficción. Y estrictamente eso es, pues no hay forma de comprobarla. Sin embargo, de hipótesis audaces como ésta —y de preguntas curiosas como la del título— surgen los grandes avances en ciencia.

EVIDENCIAS EXPERIMENTALES DE LA TEORÍA DEL BIG BANG

EXPANSIÓN EXPRESADA EN LA 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:

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.

Telescopio espacial de Hubble

RADIACIÓN CÓSMICA DE FONDO:

Una de las predicciones de la teoría del Big Bang es la existencia de la radiación cósmica de fondo, 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. En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, descubrieron la radiación cósmica de fondo. Ello 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.

Arno Penzias y Robert Wilson

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 parte. 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. Este satélite también refutó varios modelos inflacionistas específicos, pero los resultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.

Los datos de WMAP también han servido para estimar la composición del universo. Se ha deducido que tan sólo el 4 % del universo es materia ordinaria (bariónica),

mientras que el 23 % es materia oscura (quizás materia muy fría o partículas exóticas difíciles de detectar) y el 73 % restante es un tipo totalmente desconocido de energía, lo que se ha venido a denominar "energía oscura".

WMAP da apoyo a las teorías inflacionarias que postulan que poco después del Big Bang hubo una rapidísima expansión. Además, la estimación de la densidad del universo indica que éste tiene una geometría plana, y de ahí se deduce que se expandirá de manera indefinida. Se descartan así las ideas que sugerían la posibilidad de que el universo se expandiese hasta llegar a un límite desde el que comenzaría una contracción que podría terminar en una gran implosión ('Big Crunch').

El 14 de mayo de 2009 la Agencia Espacial Europea (ESA) lanzó desde Kourou en la Guayana Francesa, el telescopio espacial denominado Planck. Con mayor resolución angular, mejor sensibilidad y cobertura en frecuencias mucho más amplias que las de WMAP, se espera que Planck refine los estudios realizados por COBE y WMAP midiendo tanto la amplitud como la polarización de las anisotropías primordiales. Planck está situado a millón y medio de kilómetros de la Tierra (en el punto denominado "L2 de Lagrange") y los primeros datos enviados por el satélite son sumamente prometedores.

Imagen de la radiación de fondo de microondas.

EVOLUCIÓN Y DISTRIBUCIÓN GALÁCTICA

Las observaciones detalladas de la morfología y estructura de las galaxias y quásares proporcionan una fuerte evidencia del Big Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros quásares 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 súper cúmulos. 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 quásares 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.

ABUNDANCIA DE ELEMENTOS PRIMORDIALES

La distribución de los elementos químicos en nuestra galaxia está en correspondencia con la predicción de los elementos pesados en el Big Bang y en las estrellas. Según dicha teoría, los núcleos elementales de hidrógeno se fusionarían para dar lugar a un nuevo elemento, el helio. Los resultados observados ratifican los cálculos de la predicción: la proporción entre el helio y el hidrógeno en el universo está entre el 25 % del primero y el 75 % de hidrógeno.

OTRAS EVIDENCIAS

- Los objetos más antiguos del universo analizados tienen una edad que ronda entre los 10.000 y los 15.000 millones de años, por lo que ninguno por el momento rebasa la estimación dada para el Big Bang. Puesto que los materiales radiactivos se desintegran, vía interacciones débiles, a un ritmo exactamente conocido, es posible predecir la edad de un objeto calculando la abundancia relativa de ciertos materiales radiactivos.

Así mediante el Carbono-14, que se desintegra cada 5.730 años, es posible determinar la edad de los objetos arqueológicos. Mediante el Uranio-238, con una vida media de 4.000 millones de años, nos permite datar las rocas lunares traídas, por ejemplo, por la misión Apolo.

Las rocas y meteoritos más viejos encontrados en la Tierra datan de entre unos 4.000 y 5.000 millones de años, que es la edad aproximada de nuestro sistema solar. Igualmente, por la masa de ciertas estrellas cuya evolución es conocida, podemos demostrar que las estrellas más viejas de nuestra galaxia se remontan alrededor de los 10.000 millones de años atrás.

PROBLEMA DEL SEGUNDO PRINCIPIO DE TERMODINAMICA

El segundo principio: La variación de la entropía es positiva en un sistema aislado.Todo sistema aislado tiende a aumentar su grado de desorden

En el principio había lo que se llama una singularidad espacio-temporal y no la puedes explicar con las leyes de la Termodinámica (no son directamente aplicables) sino con Física Cuántica. Solo después que pasó la primera etapa de la expansión y se estableció la enorme nube de gas puedes empezar a aplicar la física tradicional.

Había solo partículas distribuidas más o menos homogéneamente. Es en la interacción gravitatoria de esas partículas (que ya eran átomos) que se explica la aglomeración en grupos cada vez mayores que generaron galaxias, soles y planetas. Con solo las leyes de gravedad explicas el "orden" del Universo.

Otro problema señalado por Roger Penrose es que la entropía parece haber sido anormalmente pequeña en el estado inicial del universo.

PROBLEMA DEL HORIZONTE:

Ante todo, es preciso comprender el concepto de «horizonte cosmológico»: El «horizonte cosmológico» relativo a un punto O es una superficie esférica con centro en O y radio R igual a la distancia que un fotón imaginario puede haber recorrido desde el Big Bang.

El «horizonte cosmológico» constituye, por tanto, el límite del "universo observable". En la actualidad la DISTANCIA AL HORIZONTE COSMOLÓGICO es R ≈ 45.000 millones de años-luz, mayor que 13.700 millones de años-luz porque durante 13.700 millones de años (edad del universo) el espacio entre nuestra posición y la del hipotético fotón se ha ido expandiendo.

Veamos ahora cómo surge el «problema del horizonte». La radiación cósmica de microondas (CMB) que ahora observamos fue emitida poco después del Big Bang desde puntos del espacio que se encuentran hoy a una distancia aproximadamente igual a la distancia al horizonte cosmológico R. Consideremos fotones de la CMB que llegan hoy a la Tierra desde dos regiones diametralmente opuestas del firmamento A y B. En la actualidad las regiones A y B se encuentran separadas por una distancia 2R ≈ 90.000 millones de años-luz.

Pues bien, de las ecuaciones cosmológicas del BB se deduce que las regiones A y B nunca han podido interactuar mediante ningún proceso físico porque a lo largo de toda la historia cósmica una región ha permanecido fuera del «horizonte cosmológico» de la otra o, de forma equivalente, las "esferas de causalidad" de A y B nunca se superponen. Se dice

que las regiones A y B no han estado nunca en "contacto causal" [ver NOTA final].

Pero entonces hay un problema: si las regiones A y B nunca han estado en contacto causal ¿cómo se explica que tengan casi la misma temperatura T ≈ 2,725 ºK? (como revelaron las observaciones del COBE y del WMAP). El problema es cómo explicar que esas regiones hayan podido alcanzar el equilibrio térmico si no han tenido ocasión de comunicarse entre sí.

En definitiva, la teoría original del Big Bang NO podía explicar la extraordinaria homogeneidad del universo a gran escala, o sea, por qué la radiación de fondo de microondas procedente de regiones opuestas del firmamento tiene la misma temperatura. Éste es el PROBLEMA DEL HORIZONTE

PROBLEMA DE LA PLANITUD

En general, se considera que existen tres tipos de geometrías posibles para nuestro universo según su curvatura espacial: geometría elíptica (curvatura positiva), geometría hiperbólica (negativa) y geometría euclidiana o plana (curvatura nula).

Dicha geometría viene determinada por la cantidad total de densidad de energía del universo (medida mediante el tensor de tensión-energía). Siendo Ω el cociente entre la densidad de energía ρ medida observacionalmente y la densidad crítica ρc, se tiene que para cada geometría las relaciones entre ambos parámetros han de ser :

La densidad en el presente es muy cercana a la densidad crítica, o lo que es lo mismo, el universo hoy es espacialmente plano, dentro de una buena aproximación. Sin embargo, las diferencias con respecto a la densidad crítica crecen con el tiempo, luego en el pasado la densidad tuvo que ser aún más cercana a esta. Se ha medido que en los primeros momentos del universo la densidad era diferente a la crítica tan sólo en una parte en 1015 (una milbillonésima parte). Cualquier desviación mayor hubiese conducido a una muerte térmica o un Big Crunch y el universo no sería como ahora.

Una solución a este problema viene de nuevo de la teoría inflacionaria. Durante el periodo inflacionario el espacio-tiempo 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.

MATERIA OSCURA:

En astrofísica y cosmología física se denomina materia oscura a la hipotética materia que no emite suficiente radiación electromagnética para ser detectada con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia se puede deducir a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas presente en el universo. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.

De acuerdo con las observaciones actuales (2010) de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa del Universo observable y la energía oscura el 70%

Estimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren, consistentemente, que hay mucha más materia de la que es posible observar directamente. Además, la existencia de materia oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa del Universo existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado "problema de la materia oscura" o "problema de la masa desaparecida" y es uno de los más importantes de la cosmología moderna.La cuestión de la existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra existencia en la Tierra pero el hecho de que exista o no afecta al destino último del Universo. Se sabe que el Universo está expandiéndose, por el corrimiento al rojo que muestra la luz de los cuerpos celestes distantes. Si no hubiera materia oscura, esta expansión continuaría para siempre. Si la actual hipótesis de la materia oscura es correcta, y dependiendo de la cantidad de materia oscura que haya, la expansión del Universo podría ralentizarse, detenerse o incluso invertirse (lo que produciría el fenómeno conocido como Big Crunch). Sin embargo, la importancia de la materia oscura para el destino final del Universo se ha relativizado en los últimos años, en que la existencia de una constante cosmológica y de una energía oscura parece tener aún mayor importancia. Según las mediciones realizadas en 2003 y 2006 por el satélite WMAP, la expansión del Universo se está acelerando, y se seguirá acelerando debido a la existencia de la energía oscura, aunque sin causar un Big Rip.

ENERGIA OSCURA:

La materia oscura nunca ha sido observada ni detectada. Sin embargo, se infiere su existencia a partir de ciertas reacciones gravitacionales que se observan en algunas galaxias y planetas y que no pueden ser producto de interacciones materiales conocidas.

La energía oscura tampoco ha sido observada ni detectada. A esta se le confiere la explicación de por qué el universo se expande, de tal manera que se cree que esta realiza presión sobre el espacio a manera de gravedad repulsiva.

En resumen no se sabe que son, pero se piensa que existen porque si no no hay forma de explicar sucesos en el espacio.

En cosmología física, la energía oscura es una forma de materia1 2 3 o energía4que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión que tiende a acelerar la expansión del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva.2 Considerar la existencia de la energía oscura es la manera más frecuente de explicar las observaciones recientes de que el Universo parece estar en expansión acelerada.

La energía oscura se relaciona con una forma de energía que impregna todo el espacio y tiende a acelerar la tasa de expansión del universo. La observación de supernovas sugiere que existe una densidad de energía que causa que el universo se expanda a una tasa más rápida mientras más se expande. El telescopio microonda, llamado "Bumerán" estudió la radiación cósmica de fondo (CMB) dejada por el evento del Big Bang. El espectro de potencia angular mostró un valor pico precisamente en el valor predicho por el modelo inflacionario, dominado por materia oscura fría. Sin la presencia de esta materia oscura, los científicos creen que las galaxias nunca se habrían formado, porque no habría suficiente gravedad para evitar que se apartaran. El universo está ajustado tan finamente que una cantidad precisa de materia oscura mantiene unidas galaxias individuales, mientras que la energía oscura aleja estas galaxias entre sí a una tasa acelerada. Juntas, la materia oscura y la energía oscura dominan el cosmos, constituyendo aproximadamente el 96% de toda la masa y energía

EL FUTURO DEACUERDO AL 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 -273,15 °C). 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.