Big Bang

Big Bang redirige aqu. Para otras acepciones, vaseBig Bang (desambiguacin).

De acuerdo con el modelo del Big Bang, elUniversose expandi a partir de un estado extremadamente denso y caliente y contina expandindose hasta el da de hoy.Cosmologa fsica

(Radiacin de fondo de microondas)

Artculos

Universo primitivoTeora del Big BangInflacin csmicaNucleosntesis primordial

ExpansinExpansin mtrica del espacioExpansin acelerada del UniversoLey de HubbleCorrimiento al rojo

EstructuraForma del universoFilamento galcticoUniverso observableUniversoMateria oscuraEnerga oscura

ExperimentosPlanck (satlite)WMAPCOBE

CientficosAlbert EinsteinEdwin HubbleGeorges LematreStephen HawkingGeorge Gamow

Portales

PrincipalCosmologa

OtrosFsicaAstronomaExploracin espacialSistema Solar

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LateoradelBig Bang(Gran explosinnota 1) es elmodelocosmolgicopredominante para losperodos conocidos ms antiguosdelUniversoy su posterior evolucin a gran escala.234Afirma que el universo estaba en un estado de muy alta densidad y luego seexpandi.56Si las leyes conocidas de la fsica seextrapolanms all del punto donde son vlidas, existe unasingularidad. Mediciones modernas datan este momento aproximadamente a 13,8 mil millones de aos atrs, que sera por tanto laedad del universo.7Despus de la expansin inicial, el universo se enfri lo suficiente para permitir la formacin de laspartculas subatmicasy ms tarde simplestomos. Nubes gigantes de estos elementos primordiales ms tarde se unieron a travs de lagravedadpara formarestrellasygalaxias.A mediados del siglo XX, tres astrofsicos britnicos,Stephen Hawking,George F. R. EllisyRoger Penroseprestaron atencin a la teora de la relatividad y sus implicaciones respecto a nuestras nociones deltiempo. En 1968 y 1979 publicaron artculos en que extendieron lateora de la relatividad generaldeEinsteinpara incluir las mediciones del tiempo y elespacio.89De acuerdo con sus clculos, eltiempo y el espaciotuvieron un inicio finito que corresponde al origen de la materia y la energa.Desde queGeorges Lematreobserv por primera vez, en 1927, que un universo en permanente expansin debera remontarse en el tiempo hasta un nico punto de origen, los cientficos se han basado en su idea de la expansin csmica. Si bien la comunidad cientfica una vez estuvo dividida entre los partidarios de dos teoras diferentes sobre el universo en expansin, el Big Bang y lateora del estado estacionario, la acumulacin deevidencia observacionalproporciona un fuerte apoyo para la primera.10En 1929, a partir de anlisis decorrimiento al rojode las galaxias,Edwin Hubbleconcluy que las galaxias se estaban distanciando, una prueba observacional importante consistente con la hiptesis de un universo en expansin. En 1964 se descubri laradiacin de fondo csmico de microondas, lo que es una prueba crucial en favor del modelo del Big Bang, ya que esta teora predijo la existencia de la radiacin de fondo en todo el universo antes de ser descubierta. Ms recientemente, las mediciones del corrimiento al rojo de lassupernovasindican que laexpansin del universo se est acelerando, observacin atribuida a laenerga oscura.11Lasleyes fsicasconocidas de la naturaleza pueden utilizarse para calcular las caractersticas en detalle del universo del pasado a un estado inicial de extremadensidadytemperatura.121314ndice[ocultar] 1Introduccin 2Breve historia de su gnesis y desarrollo 3Visin general 3.1Descripcin delBig Bang 3.2Base terica 4Evidencias 4.1Expansin expresada en la ley de Hubble 4.2Radiacin csmica de fondo 4.3Abundancia de elementos primordiales 4.4Evolucin y distribucin galctica 4.5Otras evidencias 5Problemas comunes 5.1El problema del segundo principio de la termodinmica 5.2El problema del horizonte 5.3El problema de la planitud 5.4Edad de los cmulos globulares 5.5Monopolos magnticos 5.6Materia oscura 5.7Energa oscura 6El futuro de acuerdo con la teora delBig Bang 7Fsica especulativa ms all delBig Bang 8Interpretaciones filosficas y religiosas 9Vase tambin 10Notas y referencias 11Bibliografa 11.1Introducciones tcnicas 11.2Fuentes de primera mano 11.3Religin y filosofa 11.4Artculos de investigacin 12Enlaces externosIntroduccin[editar]

Imagen proporcionada por el telescopioHubbledel espacio lejano, cuando el universo era ms caliente y ms concentrado de acuerdo con la teora delBig Bang.Curiosamente, la expresinBig Bangproviene a su pesar delastrofsicoinglsFred Hoyle, uno de los detractores de esta teora y, a su vez, uno de los principales defensores de lateora del estado estacionario, quien en1949, durante una intervencin en laBBCdijo, para mofarse, que el modelo descrito era slo unbig bang(gran explosin). En el inicio del Universo ni hubo explosin ni fue grande, pues en rigor surgi de una singularidad infinitamente pequea, seguida de la expansin del propio espacio.15Recientes ingenios espaciales puestos en rbita (COBE) han conseguido observar evidencias de la expansin primigenia.La idea central delBig Banges que la teora de la relatividad general puede combinarse con las observaciones deisotropayhomogeneidada gran escala de la distribucin degalaxiasy los cambios de posicin entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o despus en eltiempo.Una consecuencia de todos los modelos debig banges que, en el pasado, el universo tena unatemperaturams alta y mayordensidady, por tanto, las condiciones del actual son muy diferentes de las condiciones del universo en el pasado. A partir de este modelo,George Gamowen1948predeca que habra evidencias de un fenmeno que ms tarde sera bautizado comoradiacin de fondo de microondasBreve historia de su gnesis y desarrollo[editar]Para llegar al modelo delBig Bang, muchos cientficos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la gnesis de esta explicacin. Los trabajos deAlexander Friedman, del ao1922, y deGeorges Lematre, de1927, utilizaron la teora de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco despus, en1929, el astrnomoestadounidenseEdwin Hubble(1889-1953) descubri galaxias ms all de laVa Lcteaque se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En1948, el fsicoucranianonacionalizado estadounidense,George Gamow(1904-1968), plante que el universo se cre a partir de una gran explosin (big bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en rbita (COBE) han conseguido "or" los vestigios de esta gigantesca explosin primigenia.De acuerdo con la teora, un universo homogneo e istropo lleno de materia ordinaria, podra expandirse indefinidamente o frenar su expansin lentamente, hasta producirse una contraccin universal. El fin de esa contraccin se conoce con un trmino contrario alBig Bang: elBig Cruncho 'Gran Colapso' o unBig RipoGran desgarro. Si el Universo se encuentra en un punto crtico, puede mantenerse establead eternum. Muy recientemente se ha comprobado que actualmente existe unaexpansin acelerada del universohecho no previsto originalmente en la teora y que ha llevado a la introduccin de la hiptesis adicional de laenerga oscura(este tipo de materia tendra propiedades especiales que permitiran comportar la aceleracin de la expansin).La teora delBig Bangse desarroll a partir de observaciones y avances tericos. Por medio de observaciones, en la dcada de1910, el astrnomo estadounidenseVesto Sliphery, despus de l,Carl Wilhelm Wirtz, deEstrasburgo, determinaron que la mayor parte de lasnebulosas espiralesse alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmolgicas de esta observacin, ni tampoco del hecho de que las supuestasnebulosaseran en realidadgalaxiasexteriores a nuestraVa Lctea.Adems, la teora deAlbert Einsteinsobre larelatividad general(segunda dcada delsiglo XX) no admite soluciones estticas (es decir, el Universo debe estar en expansin o en contraccin), resultado que l mismo consider equivocado, y trat de corregirlo agregando laconstante cosmolgica. El primero en aplicar formalmente larelatividada lacosmologa, sin considerar laconstante cosmolgica, fueAlexander Friedman, cuyasecuacionesdescriben elUniversoFriedman-Lematre-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.Entre1927y1930, elsacerdotebelgaGeorges Lematre16obtuvo independientemente las ecuacionesFriedman-Lematre-Robertson-Walkery propuso, sobre la base de larecesinde lasnebulosas espirales, que elUniversose inici con laexplosinde untomoprimigenio, lo que ms tarde se denomin "Big Bang".En1929,Edwin Hubblerealiz observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teora de Lematre. Hubble prob que lasnebulosas espiralessongalaxiasy midi sus distancias observando lasestrellas variables cefeidasengalaxiasdistantes. Descubri que lasgalaxiasse alejan unas de otras avelocidades(relativas a laTierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como laley de Hubble(vaseEdwin Hubble: Marinero de las nebulosas, texto escrito porEdward Christianson).Segn elprincipio cosmolgico, el alejamiento de lasgalaxiassugera que elUniversoest en expansin. Esta idea origin dos hiptesis opuestas. La primera era lateora Big Bang de Lematre, apoyada y desarrollada porGeorge Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de lateora del estado estacionariodeFred Hoyle, segn la cual se genera nuevamateriamientras lasgalaxiasse alejan entre s. En este modelo, elUniversoes bsicamente el mismo en un momento dado en eltiempo. Durante muchos aos hubo un nmero de adeptos similar para cada teora.Con el pasar de los aos, lasevidencias observacionalesapoyaron laideade que elUniversoevolucion a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de laradiacin de fondodemicroondas, en1965, sta ha sido considerada la mejor teora para explicar el origen y evolucin delcosmos. Antes de finales de losaos sesenta, muchoscosmlogospensaban que lasingularidadinfinitamente densa deltiempoinicial en el modelo cosmolgico de Friedman era una sobreidealizacin, y que el Universo se contraera antes de empezar a expandirse nuevamente. sta es la teora deRichard Tolmande unUniverso oscilante. En los aos1960,Stephen Hawkingy otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de lagravedaddeEinstein. Esto llev a la mayora de los cosmlogos a aceptar la teora delBig Bang, segn la cual elUniversoque observamos se inici hace untiempo finito.Prcticamente todos los trabajos tericos actuales encosmologatratan de ampliar o concretar aspectos de la teora delBig Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmologa trata de entender cmo se formaron las galaxias en el contexto delBig Bang, comprender lo que all ocurri y cotejar nuevas observaciones con la teora fundamental.A finales de losaos 1990y principios delsiglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmologa delBig Bangcomo resultado de importantes adelantos entelescopa, en combinacin con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, eltelescopio espacial HubbleyWMAP. Estos datos han permitido a los cosmlogos calcular muchos de los parmetros delBig Banghasta un nuevo nivel de precisin, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo est enaceleracin.Visin general[editar]Descripcin delBig Bang[editar]

ElUniversoilustrado en tresdimensionesespaciales y una dimensin temporal.Michio Kakuha sealado cierta paradoja en la denominacinbig bang(gran explosin): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento delespacio-tiempo, habra sido el mismobig banglo que habra generado lasdimensionesdesde unasingularidad; tampoco es exactamente una explosin en el sentido propio del trmino ya que no se propag fuera de s mismo.Basndose en medidas de la expansin del Universo utilizando observaciones de lassupernovas tipo 1a, en funcin de la variacin de la temperatura en diferentes escalas en la radiacin de fondo de microondas y en funcin de lacorrelacinde las galaxias, laedad del Universoes de aproximadamente 13,7 0,2 miles de millones de aos. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamadomodelo de concordanciaque describe la naturaleza detallada del Universo.El universo en sus primeros momentos estaba llenohomogneaeistropamentede unaenergamuy densa y tena una temperatura y presin concomitantes. Se expandi y se enfri, experimentandocambios de faseanlogos a lacondensacindel vapor o a la congelacin del agua, pero relacionados con laspartculas elementales.Aproximadamente 10-35segundos despus deltiempo de Planckun cambio de fase caus que el Universo se expandiese de formaexponencialdurante un perodo llamadoinflacin csmica. Al terminar lainflacin, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de unplasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en formarelativista. Con el crecimiento en tamao del Universo, la temperatura descendi, y debido a un cambio an desconocido denominadobariognesis, losquarksy losgluonesse combinaron enbarionestales como elprotny elneutrn, produciendo de alguna manera laasimetraobservada actualmente entre lamateriay laantimateria. Las temperaturas an ms bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron lasimetra, as que les dieron su forma actual a lasfuerzas fundamentales de la fsicay a laspartculas elementales. Ms tarde, protones y neutrones se combinaron para formar losncleosdedeuterioy dehelio, en un proceso llamadonucleosntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dej de moverse de forma relativista y su densidad de energa comenz a dominar gravitacionalmente sobre laradiacin. Pasados 300000 aos, loselectronesy los ncleos se combinaron para formar lostomos(mayoritariamente dehidrgeno). Por eso, la radiacin se desacopl de los tomos y continu por el espacio prcticamente sin obstculos. sta es laradiacin de fondo de microondas.Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente ms densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, hacindose ms densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronmicas 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 denominanmateria oscura fra,materia oscura calienteymateria barinica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma ms comn de materia en el universo es lamateria oscura fra. Los otros dos tipos de materia slo representaran el 20 por ciento de la materia del Universo.El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energa conocida comoenerga oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energa del universo actual est en esa forma. Una de las propiedades caractersticas de este componente del universo es el hecho de que provoca que laexpansin del universovare de una relacin lineal entre velocidad y distancia, haciendo que elespacio-tiempose expanda ms rpidamente que lo esperado a grandes distancias. La energa oscura toma la forma de unaconstante cosmolgicaen lasecuaciones de campo de Einsteinde la relatividad general, pero los detalles de estaecuacin de estadoy su relacin con elmodelo estndarde la fsica de partculas continan siendo investigados tanto en el mbito de la fsica terica como por medio de observaciones.Ms misterios aparecen cuando se investiga ms cerca del principio, cuando las energas de las partculas eran ms altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningn modelo fsico convincente para el primer 10-33segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de lateora de la gran unificacin. En el "primer instante", la teora gravitacional de Einstein predice unasingularidaden donde las densidades son infinitas. Para resolver estaparadoja fsica, hace falta una teora de lagravedad cuntica. La comprensin de este perodo de la historia del universo figura entre los mayoresproblemas no resueltos de la fsica.Base terica[editar]En su forma actual, la teora delBig Bangdepende de tres suposiciones:1. La universalidad de las leyes de la fsica, en particular de lateora de la relatividad general2. El principio cosmolgico3. El principio de CoprnicoInicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de lasleyes de la fsicaha sido verificada al nivel de las ms grandes constantes fsicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. Laisotropadel universo que define el principio cosmolgico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar elprincipio de Coprnicoobservando la interaccin entre grupos de galaxias y el CMB por medio delefecto Sunyaev-Zeldovichcon un nivel de exactitud del 1 por ciento.La teora delBig Bangutiliza elpostulado de Weylpara medir sin ambigedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la poca de Planck. Las medidas en este sistema dependen decoordenadas conformales, en las cuales las llamadasdistancias codesplazantesy lostiempos conformalespermiten no considerar la expansin del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmolgico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o lmite del universo se fija por eltiempo codesplazante.Visto as, elBig Bangno es una explosin de materia que se aleja para llenar un universo vaco; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansin la que causa el incremento de la distancia fsica entre dos puntos fijos en nuestro universo.Cuando los objetos estn ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la expansin del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la fsica que los gobiernan son uniformes e independientes delespacio mtrico. Ms an, la expansin del universo en las escalas actuales locales es tan pequea que cualquier dependencia de las leyes de la fsica en la expansin no sera medible con las tcnicas actuales.Evidencias[editar]En general, se consideran tres las evidencias empricas que apoyan la teora cosmolgica delBig Bang. stas son: la expansin del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en elcorrimiento hacia el rojode las galaxias, las medidas detalladas del fondo csmico de microondas, y laabundancia de elementos ligeros. Adems, lafuncin de correlacinde laestructura a gran escala del Universoencaja con la teora delBig Bang.Expansin expresada en la ley de Hubble[editar]Artculo principal:Ley de HubbleDe la observacin de galaxias yquasareslejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan uncorrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que laluzque emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda ms largas. Esto se comprueba tomando elespectrode los objetos y comparando, despus, el patrnespectroscpicode laslneas de emisinoabsorcincorrespondientes a tomos de loselementosque interactan con laradiacin. En este anlisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente alefecto Doppleren la radiacin. Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan unarelacin lineal, conocida comoLey de Hubble:

dondeves lavelocidad recesional,Des la distancia al objeto yH0es laconstante de Hubble, que el satlite WMAP estim en 71 4km/s/Mpc.Radiacin csmica de fondo[editar]Artculo principal:Radiacin de fondo de microondas

Imagen de la radiacin de fondo de microondas.Una de las predicciones de la teora delBig Banges la existencia de la radiacin csmica de fondo,radiacin de fondo de microondaso CMB (Cosmic microwave background). El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habra llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansin, su temperatura habra cado por debajo de 3000 K. Por encima de esta temperatura, los electrones y protones estn separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de los 3000 K se forman los tomos, permitiendo el paso de la luz a travs del gas del universo. Esto es lo que se conoce comodisociacin de fotones.La radiacin en este momento habra tenido el espectro delcuerpo negroy habra viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansin de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3345 K a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiacin, vista desde cualquier punto del universo, parecer provenir de todas las direcciones en el espacio.En1965,Arno PenziasyRobert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnstico con un receptor demicroondaspropiedad de losLaboratorios Bell, descubrieron la radiacin csmica de fondo. Ello proporcion una confirmacin sustancial de las predicciones generales respecto al CMB la radiacin result ser istropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K e inclin la balanza hacia la hiptesis delBig Bang. Penzias y Wilson recibieron elPremio Nobelpor su descubrimiento.En1989, laNASAlanz el COBE (Cosmic background Explorer) y los resultados iniciales, proporcionados en1990, fueron consistentes con las predicciones generales de la teora delBig Bangacerca de la CMB. El COBE hall una temperatura residual de 2,726 K, y determin que el CMB era istropo en torno a una de cada 105partes. Durante la dcada de los 90 se investig ms extensamente la anisotropa en el CMB mediante un gran nmero de experimentos en tierra y, midiendo ladistancia angularmedia (la distancia en el cielo) de las anisotropas, se vio que el universo erageomtricamente plano.A principios de2003se dieron a conocer los resultados de laSonda Wilkinson de Anisotropas del fondo de Microondas(en inglsWilkinson Microwave Anisotropy ProbeoWMAP), mejorando los que hasta entonces eran los valores ms precisos de algunos parmetros cosmolgicos.(Vase tambinexperimentos sobre el fondo csmico de microondas). Este satlite tambin refut variosmodelos inflacionistasespecficos, pero los resultados eran constantes con la teora de la inflacin en general.Abundancia de elementos primordiales[editar]Artculo principal:Nucleosntesis primordialSe puede calcular, usando la teora delBig Bang, la concentracin dehelio-4,helio-3,deuterioylitio-7.1 en el universo como proporciones con respecto a la cantidad dehidrgenonormal, H. Todas las abundancias dependen de un solo parmetro: la razn entrefotonesybariones, que por su parte puede calcularse independientemente a partir de la estructura detallada de la radiacin csmica de fondo. Las proporciones predichas (en masa, no volumen) son de cerca de 0,25 para la razn4He/H, alrededor de 10-3para2He/H, y alrededor de 10-4para3He/H.Estas abundancias medidas concuerdan, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un valor determinado de la razn de bariones a fotones, y se considera una prueba slida en favor delBig Bang, ya que esta teora es la nica explicacin conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay, fuera de la teora delBig Bang, ninguna otra razn obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener ms o menos helio en proporcin al hidrgeno.Evolucin y distribucin galctica[editar]Las observaciones detalladas de lamorfologayestructurade las galaxias y cusares proporcionan una fuerte evidencia delBig Bang. La combinacin de las observaciones con la teora sugiere que los primeros cusares y galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de aos despus delBig Bang, y desde ese momento se han estado formando estructuras ms grandes, como loscmulos de galaxiasy lossupercmulos. 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 ms reciente). Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy diferentes a las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco despus delBig Bang. Estas observaciones son argumentos slidos en contra de la teora del estado estacionario. Las observaciones de laformacin estelar, la distribucin de cusares y galaxias, y las estructuras ms grandes concuerdan con las simulaciones obtenidas sobre la formacin de la estructura en el universo a partir delBig Bang, y estn ayudando a completar detalles de la teora.Otras evidencias[editar]Despus de cierta controversia, la edad del Universo estimada por la expansin Hubble y la CMB (Radiacin csmica de fondo) concuerda en gran medida (es decir, ligeramente ms grande) con las edades de las estrellas ms viejas, ambos medidos aplicando la teora de la evolucin estelar de los cmulos globulares y a travs de la fecha radiomtrica individual en las estrellas de la segunda Poblacin.Problemas comunes[editar]Histricamente, han surgido varios problemas dentro de la teora delBig Bang. Algunos de ellos slo tienen inters histrico y han sido evitados, ya sea por medio de modificaciones a la teora o como resultado de observaciones ms precisas. Otros aspectos, como elproblema de la penumbra en cspidey elproblema de la galaxia enanademateria oscura fra, no se consideran graves, dado que pueden resolverse a travs de un perfeccionamiento de la teora.Existe un pequeo nmero de proponentes decosmologas no estndarque piensan que no hubo unBig Bang. Afirman que las soluciones a los problemas conocidos delBig Bangcontienen modificacionesad hocy agregados a la teora. Las partes ms atacadas de la teora incluyen lo concerniente a lamateria oscura, laenerga oscuray lainflacin csmica. Cada una de estas caractersticas del universo ha sido sugerida mediante observaciones de laradiacin de fondo de microondas, laestructura a gran escala del cosmosy lassupernovas de tipo IA, pero se encuentran en la frontera de lafsica moderna(verproblemas no resueltos de la fsica). Si bien losefectos gravitacionalesde materia y energa oscuras son bien conocidos de forma observacional y terica, todava no han sido incorporados almodelo estndarde lafsica de partculasde forma aceptable. Estos aspectos de la cosmologa estndar siguen sin tener una explicacin adecuada, pero la mayora de los astrnomos y los fsicos aceptan que la concordancia entre la teora delBig Bangy la evidencia observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos bsicos de la teora.Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes delBig Bang.El problema del segundo principio de la termodinmica[editar]Artculo principal:Segundo principio de la termodinmicaEl problema del segundo principio de la termodinmica resulta del hecho de que de este principio se deduce que laentropa, el desorden, aumenta si se deja al sistema (eluniverso) seguir su propio rumbo. Una de las consecuencias de laentropaes el aumento en la proporcin entre radiacin y materia por lo tanto el universo debera terminar en una muerte trmica, una vez que la mayor parte de la materia se convierta en fotones y estos se diluyan en la inmensidad del universo.Otro problema sealado porRoger Penrosees que la entropa parece haber sido anormalmente pequea en el estado inicial del universo. Penrose evala la probabilidad de un estado inicial en aproximadamente:.17De acuerdo con Penrose y otros, la teora cosmolgica ordinaria no explica porqu la entropa inicial del universo es tan anormalmente baja, y propone la hiptesis de curvatura de Weil en conexin con ella. De acuerdo con esa hiptesis unateora cuntica de la gravedaddebera dar una explicacin tanto del porqu el universo se inici en un estado de curvatura de Weil nula y de una entropa tan baja. Aunque todava no se ha logrado una teora de lagravedad cunticasatisfactoria.Por otro lado en la teora estndar el estado entrpico anormalmente bajo, se considera que es producto de una "gran casualidad" justificada por elprincipio antrpico. Postura que Penrose y otros consideran filosficamente insatisfactoria.El problema del horizonte[editar]Artculo principal:Problema del horizonteEl problema del horizonte, tambin llamadoproblema de la causalidad, resulta del hecho de que la informacin no puede viajar ms rpido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distancia mayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no pueden estarcausalmenteconectadas. En este sentido, la isotropa observada de la radiacin de fondo de microondas (CMB) resulta problemtica, debido a que el tamao delhorizonte de partculasen ese tiempo corresponde a un tamao de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansin desde la poca de Planck, no habra mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la misma temperatura.Esta aparente inconsistencia se resuelve con lateora inflacionista, segn la cual un campo de energa escalar istropo domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la poca de Planck. Durante la inflacin, el universo sufre una expansin exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expanden ms all de sus respectivos horizontes. Elprincipio de incertidumbre de Heisenbergpredice que durante la fase inflacionista habrfluctuaciones primordiales, que se simplificarn hasta la escala csmica. Estas fluctuaciones sirven de semilla para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflacin, el universo se expande siguiendo la ley de Hubble, y las regiones que estaban demasiado lejos para afectarse mutuamente vuelven al horizonte. Esto explica la isotropa observada de la CMB. La inflacin predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes segn la escala y que tienen unadistribucin normalo gaussiana, lo cual ha sido confirmado con precisin por medidas de la CMB.En 2003 apareci otra teora para resolver este problema,la velocidad variante de la luzdeJoo Magueijo, que aunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuacin incluyendo la constante cosmolgica para resolver el problema de una forma muy eficaz que tambin ayuda a solucionar el problema de la planitud.El problema de la planitud[editar]Artculo principal:Problema de la planitudEl problema de la planitud (flatness problemen ingls) es un problema observacional que resulta de las consecuencias que la mtrica deFriedmann-Lematre-Robertson-Walkertiene para con lageometra del universo. En general, se considera que existen tres tipos de geometras posibles para nuestro universo segn sucurvaturaespacial:geometra elptica(curvatura positiva),geometra hiperblica(negativa) ygeometra euclidianao plana (curvatura nula).Dicha geometra viene determinada por la cantidad total de densidad de energa del universo (medida mediante eltensor de tensin-energa). Siendo el cociente entre la densidad de energa medida observacionalmente y ladensidad crticac, se tiene que para cada geometra las relaciones entre ambos parmetros han de ser:

La densidad en el presente es muy cercana a la densidad crtica, o lo que es lo mismo, el universo hoy es espacialmente plano, dentro de una buena aproximacin. Sin embargo, las diferencias con respecto a la densidad crtica crecen con el tiempo, luego en el pasado la densidad tuvo que ser an ms cercana a esta. Se ha medido que en los primeros momentos del universo la densidad era diferente a la crtica tan slo en una parte en 1015(una milbillonsima parte). Cualquier desviacin mayor hubiese conducido a unamuerte trmicao unBig Crunchy el universo no sera como ahora.Una solucin a este problema viene de nuevo de lateora inflacionaria. Durante el periodo inflacionario elespacio-tiempose expandi tan rpido que provoc una especie deestiramientodel universo acabando con cualquier curvatura residual que pudiese haber. As la inflacin pudo hacer al universo plano.Edad de los cmulos globulares[editar]A mediados de los aos 90, las observaciones realizadas de loscmulos globularesparecan no concondar con la Teora delBig Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de las poblacionesestelaresde cmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15000 millones de aos, lo que entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13700 millones de aos. El problema qued resuelto a finales de esa dcada, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluan los efectos de la prdida de masa debida a losvientos estelares, indicaron que los cmulos globulares eran mucho ms jvenes. Quedan an en el aire algunas preguntas en cuanto a con qu exactitud se miden las edades de los cmulos, pero est claro que stos son algunos de los objetos ms antiguos del universo.Monopolos magnticos[editar]La objecin de losmonopolos magnticosfue propuesta a finales de ladcada de 1970. Lasteoras de la gran unificacinpredicendefectos topolgicosen el espacio que se manifestaran como monopolos magnticos encontrndose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dado con ningn monopolo. Este problema tambin queda resuelto mediante la inflacin csmica, dado que sta elimina todos los puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce la geometra hacia su forma plana. Es posible que aun as pueda haber monopolos pero se ha calculado que apenas si habra uno por cada universo visible, una cantidad nfima y no observable en todo caso.Materia oscura[editar]En las diversas observaciones realizadas durante las dcadas de los70y80(sobre todo las de lascurvas de rotacin de las galaxias) se mostr que no haba suficiente materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia comn obarinicasino materia oscura. Adems, la asuncin de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia comn llev a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos "inhomogneo" y contiene mucho menosdeuteriode lo que se puede considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polmica, ahora es una parte aceptada de la cosmologa estndar, debido a las observaciones de las anisotropas en el CMB,dispersinde velocidades de loscmulos de galaxias, y en lasestructuras a gran escala, estudios de laslentes gravitacionalesy medidas por medio derayos xde los cmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado nicamente a travs de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna partcula que se le pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia oscura enfsica de partculas(como, por ejemplo, las partculas pesadas y neutras de interaccin dbil oWIMP(Weak Interactive Massive Particles), y se estn llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.Energa oscura[editar]En la dcada de 1990, medidas detalladas de la densidad demasadel universo revelaron que sta sumaba en torno al 30% de ladensidad crtica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo csmico de microondas, quedaba un 70% de densidad de energa sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con otro: las mediciones independientes de lassupernovasdetipo Iahan revelado que la expansin del universo experimenta una aceleracin de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicar esta aceleracin, la relatividad general necesita que gran parte del universo consista en un componente energtico con granpresin negativa. Se cree que esta energa oscura constituye ese 70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios delBig Bang. Los candidatos posibles incluyen unaconstante cosmolgicaescalar y unaquintaesencia. Actualmente se estn realizando observaciones que podran ayudar a aclarar este punto.El futuro de acuerdo con la teora delBig Bang[editar]Antes de las observaciones de la energa oscura, los cosmlogos consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crtica, entonces el Universo alcanzara un tamao mximo y luego comenzara a colapsarse. ste se hara ms denso y ms caliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empez en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crtica, la expansin disminuira su velocidad, pero nunca se detendra. La formacin de estrellas cesara mientras el Universo en crecimiento se hara menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podra acercarse asintticamente alcero absoluto(0Ko -273,15C). Los agujeros negros se evaporaran por efecto de laradiacin de Hawking. Laentropadel universo se incrementara hasta el punto en que ninguna forma de energa podra ser extrada de l, un escenario conocido comomuerte trmica. Ms an, si existe la descomposicin del protn, proceso por el cual un protn decaera a partculas menos masivas emitiendo radiacin en el proceso, entonces todo el hidrgeno, la forma predominante del materia barinica en el universo actual, desaparecera a muy largo plazo, dejando soloradiacin.Las observaciones modernas de la expansin acelerada implican que cada vez una mayor parte deluniverso visibleen la actualidad quedar ms all de nuestrohorizonte de sucesosy fuera de contacto. Se desconoce cul sera el resultado de este evento. Elmodelo Lambda-CMDdel universo contiene energa oscura en la forma de unaconstante cosmolgica(de alguna manera similar a la que haba incluido Einstein en su primera versin de las ecuaciones de campo). Esta teora sugiere que slo los sistemas mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendran juntos, y ellos tambin estaran sujetos a lamuerte trmicaa medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energa oscura-llamadasteoras de la energa fantasmasugieren que los cmulos de galaxias y finalmente las galaxias mismas se desgarrarn por la eterna expansin del universo, en el llamadoBig Rip.Vase tambin:Destino ltimo del universoFsica especulativa ms all delBig Bang[editar]A pesar de que el modelo delBig Bangse encuentra bien establecido en la cosmologa, es probable que se redefina en el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo ms temprano, durante el cual se postula que ocurri la inflacin. Tambin es posible que en esta teora existan porciones del Universo mucho ms all de lo que es observable en principio. En la teora de la inflacin, esto es un requisito: La expansin exponencial ha empujado grandes regiones del espacio ms all de nuestro horizonte observable. Puede ser posible deducir qu ocurri cuando tengamos un mejor entendimiento de la fsica a altas energas. Las especulaciones hechas al respecto, por lo general involucran teoras degravedad cuntica.Algunas propuestas son: Inflacin catica. Cosmologa de branas, incluyendo el modeloekpirtico, en el cual elBig Banges el resultado de una colisin entre membranas. Ununiverso oscilanteen el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva delBig Crunchde un universo similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un nmero infinito debig bangsybig crunches. Elcclico, una extensin del modelo ekpirtico, es una variacin moderna de esa posibilidad. Modelos que incluyen lacondicin de contorno de Hartle-Hawking, en la cual totalidad del espacio-tiempo es finito. Algunas posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En cada una se encuentran involucradas hiptesis an no testeadas.Interpretaciones filosficas y religiosas[editar]Existe un gran nmero de interpretaciones sobre la teora delBig Bangque son completamente especulativas o extra-cientficas. Algunas de estas ideas tratan de explicar la causa misma delBig Bang(primera causa), y fueron criticadas por algunos filsofosnaturalistaspor ser solamente nuevas versiones de lacreacin. Algunas personas creen que la teora delBig Bangbrinda soporte a antiguos enfoques de la creacin, como por ejemplo el que se encuentra en elGnesis(vercreacionismo), mientras otros creen que todas las teoras delBig Bangson inconsistentes con las mismas.ElBig Bangcomo teora cientfica no se encuentra asociado con ningunareligin. Mientras algunas interpretacionesfundamentalistasde las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por la teora delBig Bang, la mayora de las interpretaciones son liberales. A continuacin sigue una lista de varias interpretaciones religiosas de la teora delBig Bang(que son hasta cierto punto incompatibles con la propia descripcin cientfica del mismo): En la Biblia cristiana aparecen dos versculos que hablaran delbig bangy elbig crunch: l est sentado sobre el crculo de la tierra, cuyos moradores son como langostas; l extiende los cielos como una cortina, los despliega como una tienda para morar (Isaas40.22). Y todo el ejrcito de los cielos se disolver, y se enrollarn los cielos como un libro; y caer todo su ejrcito como se cae la hoja de la parra, y como se cae la de la higuera (Isaas 34.4).18 LaIglesia catlicaha aceptado elBig Bangcomo una descripcin del origen del Universo.19Se ha sugerido que la teora delBig Banges compatible con las vas de santoToms de Aquino, en especial con la primera de ellas sobre el movimiento, as como con la quinta.[citarequerida] Algunos estudiantes delKabbalah, eldesmoy otras fes no antropomrficas, concuerdan con la teora delBig Bang, conectndola por ejemplo con la teora de la "retraccin divina"(tzimtzum)como es explicado por el judoMoiss Maimnides. Algunosmusulmanesmodernos creen que elCornhace un paralelo con elBig Bangen su relato sobre la creacin: No ven los no creyentes que los cielos y la Tierra fueron unidos en una sola unidad de creacin, antes de que nosotros los separsemos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua (captulo 21, versculo 30). ElCorntambin parece describir un universo en expansin: Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos expandiendo (52.47). Algunas ramastestasdelhinduismo, tales como las tradicionesvishnuistas, conciben una teora de la creacin con ejemplos narrados en el tercer canto delBhagavata Purana(principalmente, en los captulos 10 y 26), donde se describe un estado primordial se expande mientras el GranVishnobserva, transformndose en el estado activo de la suma total de la materia(prakriti). Elbudismoposee una concepcin del universo en el cual no hay un evento de creacin. Sin embargo, no parece ser que la teora delBig Bangentrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener un universo eterno segn el paradigma. Cierto nmero de populares filsofosZenestuvieron muy interesados, en particular, por el concepto deluniverso oscilante.Vase tambin[editar] Portal:Cosmologa. Contenido relacionado conCosmologa. Agujero blanco Big Bounce Big Crunch Big Freeze Big Rip Cosmos Cronologa de la cosmologa Cronologa del Big Bang Cosmologa Forma del universo Modelo Lambda-CDM Singularidad desnuda Teora del estado estacionario Universo Ylem Flujo oscuro

Notas y referencias[editar]Notas1. Volver arribaElBig Bangno fue unaexplosinen el sentido propio del trmino, ya que no se propag fuera de s mismo. El universo se inici como una singularidad infinitesimalmente pequea. Y no hubo ningn tipo de explosin en el sentido convencional de la palabra, dado que fue la expansin del propio espacio lo que apartaba la materia entre s.1Referencias1. Volver arribaKaku, Michio(2005)El universo de Einstein, pgina 109. Antoni Bosch.En Google Books. Consultado el 1 de abril de 2015.2. Volver arribaJoseph Silk (2009).Horizons of Cosmology. Templeton Press. p.208.3. Volver arribaSimon Singh (2005).Big Bang: The Origin of the Universe. Harper Perennial. p.560.4. Volver arribaWollack, E. J. (10 de diciembre de 2010).Cosmology: The Study of the Universe.Universe 101: Big Bang Theory.NASA.Archivadodesde el original el 14 May 2011. Consultado el 27 de abril de 2011. The second section discusses the classic tests of the Big Bang theory that make it so compelling as the likely valid description of our universe.5. Volver arribaHow The Universe Works 3. Discovery Science. 2014.6. Volver arribaBig-bang model.Encyclopedia Britannica. Consultado el 11 de febrero de 2015.7. Volver arribaPlanck reveals an almost perfect universe.Planck(en ingls).ESA. 21 de marzo de 2013. Consultado el 21 de marzo de 2013.8. Volver arribaHawking, S.; Ellis, G. F. (1968).The Cosmic Black-Body Radiation and the Existence of Singularities in our Universe.Astrophysical Journal, vol. 152, p.25.9. Volver arribaHawking, S.; Penrose, R. (27 January 1970).The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology.Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical & Engineering Sciences(The Royal Society)314(1519): 529548.Bibcode:1970RSPSA.314..529H.doi:10.1098/rspa.1970.0021.Parmetro desconocido|access-date=ignorado (ayuda)10. Volver arribaKragh, H. (1996).Cosmology and Controversy.Princeton University Press. p.318.ISBN0-691-02623-8.11. Volver arribaPeebles, P. J. E. and Ratra, Bharat (2003). The cosmological constant and dark energy.Reviews of Modern Physics75(2): 559606.arXiv:astro-ph/0207347.Bibcode:2003RvMP...75..559P.doi:10.1103/RevModPhys.75.559.12. Volver arribaGibson, C. H. (2001).The First Turbulent Mixing and Combustion.IUTAMTurbulent Mixing and Combustion.13. Volver arribaGibson, C. H. (2001). Turbulence And Mixing In The Early Universe.arXiv:astro-ph/0110012[astro-ph].14. Volver arribaGibson, C. H. (2005). The First Turbulent Combustion.arXiv:astro-ph/0501416[astro-ph].15. Volver arribaMichio Kaku,El Universo de Einstein, p. 109.16. Volver arribaEduardo Riaza (2010).La historia del comienzo. Georges Lematre, padre del Big Bang. Encuentro.ISBN9788499200286.17. Volver arribaR. Penrose, 1996, p.30918. Volver arribaLa conexin del versculo 4 del captulo 34 del libro de Isaas con elBig Crunches, por lo menos, dudosa. De la lectura del captulo se desprende que est hablando de la destruccin definitiva de Edom. En la Biblia es bastante comn el lenguaje simblico y suele utilizarse la expresin cielos como smbolo y sinnimo de gobierno, pues el cielo es lo que est encumbrado, en las alturas, como los reyes y las clases dirigentes. Isaas 14:12 describe a la dinasta de Nabucodonosor como semejante a estrella. Menciona en exclamacin cmo ha cado del cielo el resplandeciente hijo del alba. Al derrocar al reino davdico autorizado por Dios,la dinasta babilonia se ensalz a s misma hasta los cielos, de donde provena la autoridad de estos reinos, segn el contenido bblico (Isaas 14: 13, 14). El derrocamiento del reino davdico se refiere a la primera destruccin del Templo y deJerusalna manos de los babilonios. El versculo 15 indica que se le har descender al sheol, en hebreo: tumba.19. Volver arribaM. Salmern (6 de enero de 2011).La Iglesia Catlica cree en el Big Bang (provocado por Dios, por supuesto).artculo. ecologiablog.com. Consultado el 27 de enero de 2015.Bibliografa[editar] Barrow, John D.,Las constantes de la naturaleza. Crtica. Barcelona (2006).ISBN 978-84-8432-684-7 Green, Brian,El tejido del cosmos. Espacio, tiempo y la textura de la realidad. Crtica. Barcelona (2006).ISBN 978-84-8432-737-0. Gribbin, John,En busca del Big Bang. Coleccin "Ciencia hoy".Madrid: Ediciones Pirmide, 09/1989.ISBN 84-368-0421-XeISBN 978-84-368-0421-8. Hawking, S. W.,Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros. Barcelona: Crculo de Lectores, 09/1991.ISBN 84-226-2715-9eISBN 978-84-226-2715-9. http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf Penrose, Roger,La nueva mente del emperador, Fondo de Cultura Econmica, Mxico D.F. (1996).ISBN 978-968-13-4361-3] Weinberg, Steven,Los tres primeros minutos del universo, Alianza, Madrid (1999).ISBN 978-84-206-6730-0.Introducciones tcnicas[editar] S. Dodelson,Modern Cosmology, Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook. E. W. Kolb and M. S. Turner,The Early Universe, Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for cosmologists. P. J. E. Peebles,Principles of Physical Cosmology, Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong historical focus.Fuentes de primera mano[editar] G. Lematre, "Un Univers homogne de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nbuleuses extragalactiques" (A homogeneous Universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae),Annals of the Scientific Society of Brussels47A(1927):41General Relativity implies the universe has to be expanding. Einstein brushed him off in the same year. Lematre's note was translated inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society91(1931): 483490. G. Lematre,Nature128(1931) suppl.: 704, with a reference to the primeval atom. R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements, "Physical Review73(1948), 803. The so-called paper, in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by protons capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry. G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies,"Physical Review74(1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis. G. Gamow,Nature162(1948), 680.