La teoría del Big Bang.

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De acuerdo con la teoría, un universo homogéneo podría expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce como un término contrario al Big Bang: el Big Crunch. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede está en aceleración.[pic 3]

Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación Big Bang: en cierto modo no puede haber sido grande mantenerse estable.

Se ha comprobado que actualmente existe una expansión acelarada del universo hecho no previsto originalmente en la teoría.

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. En la década de 1910, el astrónomo Vesto Slipher y, Carl Wilhelm, determinaron que las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.

La teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general no admite soluciones estáticas, es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen que el Universo puede expandirse o contraerse.

El sacerdote belga Georges Lemaître propuso 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”.

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 directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble.

A finales de los años 90 se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos en telescopía. Estos datos han permitido calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido que el Universo ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.[pic 4]

Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas y en función de la correlación de las galaxia, la edad del Universo es de aproximadamente 13, 700, 2 miles de millones de años aproximadamente.

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 segundos después del tiempo de Planck un cambio 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 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, 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. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radicación. Pasados 300 000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos. 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.[pic 5]

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 tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. La forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20% de la materia del Universo.[pic 6]

El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70% de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias.

No hay ningún modelo físico convincente para el primer segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el “primer instante”, la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad en donde las densidades son infinitas. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.

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

[pic 7]

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. 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%.

La teoría del