Big Bang

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Este é un dos 1000 artigos que toda Wikipedia debería ter.
Modelo cosmolóxico do Big Bang, a imaxe representa a liña de tempo do Universo
Segundo o modelo do Big Bang, o universo formouse a partir dun estado extremadamente denso e quente. O propio espazo estivo expandíndose dende aquela, arrastrando galaxias (e o resto da materia) con el

Na cosmoloxía física, o termo Big Bang ten tres significados relacionados:

O primeiro fai referencia ós feitos observables que acreditan a evolución do universo, isto é os datos recollidos polos telescopios e demais instrumentos cientificos, coma a radiación de fondo de microondas, ou o corremento ao vermello da luz emitida dende as estrelas e Galaxias.

Un segundo fai referencia ao modelo cosmolóxico explicativo da evolución do universo dende fai 13.800 millóns de anos, a partir dun estado enormemente denso e quente e de dimensión mínima ata a suas dimensions actuais e a sua posterior evolución.

E por último úsase nun senso máis técnico, utilizase para describir a explosión ocorrida uns 10-35 segundos despois do instante cero, tendo en conta que mais aló de 10 -43 segundos despois da singularidade ou momento cero da historia do universo non son aplicabeis as leis físicas coñecidas, sendo iste limite temporal o Tempo de Planck (o tempo que tarda un fotón en percorrer a lonxitude de Planck).

A evidencia observacional do Big Bang inclúe a análise do espectro luminoso das galaxias, que revela un desprazamento cara o vermello proporcional á distancia nunha relación descrita pola lei de Hubble. Combinada coa asunción de que os observadores posicionados en calquera lugar do universo farían observacións similares (principio de Copérnico), isto suxire que o propio espazo estase expandindo (ver espazo métrico). Retrotraéndonos no tempo dedúcese o estado inicial do universo (no tempo 0), o cal é a premisa clave do Big Bang.

O apoio teórico do Big Bang vén de modelos matemáticos, chamados modelos de Friedman, que amosan que un Big Bang é consistente coa relatividade xeral e co principio cosmolóxico, que di que as propiedades do universo deberían ser independentes da posición ou orientación.

A teoría da nucleosíntese do Big Bang predí o paso no cal varios elementos de luz son creados en modelos do universo antigamente e dá resultados que son xeralmente consistentes coas observacións. O modelo do Big Bang, ademais, predí a radiación de fondo cósmico de microondas, un fondo de feble radiación microondas que enche o universo. O descubrimento da radiación do fondo cósmico de microondas en 1964 levou a que os físicos aceptasen, polo xeral, que o Big Bang é o mellor modelo para explicar a orixe e a evolución do universo.

Historia[editar | editar a fonte]

Véxase tamén: Liña de tempo da cosmoloxía e Historia da astronomía

A teoría do Big Bang desenvolveuse a partir de observacións da estrutura do universo e de consideracións teóricas. No 1912 Vesto Slipher mediu o primeiro efecto Doppler dunha "nebolusa espiral" (nebulosa espiral é un termo obsoleto para galaxias espirais), e pronto descubriu que case todas esas nebulosas estaban afastándose da Terra. Non comprendeu as implicación cosmolóxicas deste feito, e naquela época había moita controversia (o Gran Debate entre Shapley e Curtis) sobre se esas nebulosas eran "universos illa" exteriores á Vía Láctea.[1] Dez anos despois, Alexander Friedmann, un cosmoloxista e matemático ruso, obtivo as ecuacións de Friedmann a partir das ecuacións de Einstein da relatividade xeral, mostrando que o universo podería estar expandíndose, en contraposición o modelo de universo estático que defendía Einstein.[2] En 1924, a medición de Edwin Hubble da gran distancia a nebulosa espiral mais próxima mostrou que eses sistemas eran outras galaxias. Derivando ecuacións ata chegar as ecuacións de Friedmann, pero independentemente, en 1927, Georges Lemaître, un sacerdote belga católico, predixo que o retroceso das nebulosas debíase a expansión do universo.[3] En 1931 Lemaître foi máis alá e suxiriu que o universo empezara en forma dun simple "átomo primitivo", facendo eco das anteriores especulacións sobre o ovo cósmico (orixe do universo).[4]

Empezando en 1924, Hubble coidadosamente desenvolveu unha serie de indicadores de distancia, o predecesor da escala de distancias cósmicas, usando o telescopio Hooker de 100 polgadas no Observatorio Monte Wilson. Isto permitiulle estimar as distancias ás galaxias cuxos corrementos ó vermello foran medidos, na súa maior parte por Slipher. En 1929, Hubble descubriu unha relación entre distancia e velocidade de retroceso, agora coñecida como lei de Hubble.[5][6] Lemaître xa mostrara que isto era esperado, dado o principio cosmolóxico.[7]

Representación dun artista do satélite WMAP recollendo datos para axudar os científicos a entender o Big Bang.
Imaxe do fondo de microondas, resultado dos datos do WMAP.

Durante os anos 1930, outras ideas propuxéronse como cosmoloxías non estándares para explicar as observacións de Hubble, incluíndo o modelo de Milne,[8] o universo oscilante (orixinalmente suxerido por Friedmann, pero apoiado por Einstein e Richard Tolman)[9] e a hipótese da luz cansa de Fritz Zwicky.[10]

Trala Segunda Guerra Mundial emerxeron dúas posibilidades: unha era a teoría do estado estacionario de Fred Hoyle, segundo a cal dicíase que a materia creábase mentres o universo parecía expandirse. En este modelo, o universo é máis o menos ou mesmo en calquera lugar no tempo.[11] A outra fora a teoría do Big Bang de Lemaître, defendida e desenvolvida por George Gamow, quen introduciu a nucleosíntese do Big Bang [12] e cuxos asociados, Ralph Alpher e Robert Herman, predeciron a radiación de fondo de microondas.[13] É unha ironía o feito de que fora Hoyle o que acuñou o nome que acabaría sendo aplicado á teoría de Lemaître, referíndose a el sarcasticamente como "esta idea do big bang" durante unha emisión de radio.[14] Por un tempo, ambas teorías foron igualmente apoiadas, pero eventualmente, a evidencia observacional, mais notablemente de contas de fontes de radio, empezaron a favorecer esta última. O descubrimento da radiación de fondo cósmico de microondas en 1964[15] deixou o Big Bang como a mellor teoría sobre a orixe e evolución do cosmos. Gran parte do traballo actual en cosmoloxía *involve o entendemento de como se forman as galaxias no contexto do Big Bang, entendendo a física do universo a tempos máis e máis temperáns, e reconciliando observacións coa teoría básica.

Déronse grandes pasos na cosmoloxía do Big Bang dende os últimos 90, como resultado de avances maiores na tecnoloxía do telescopio, así como da análise dos copiosos datos obtidos de satélites como o COBE,[16] the Hubble Space Telescope e o WMAP.[17] Os cosmoloxistas dispoñen agora mesmo dunha medida bastante precisa de moitos dos parámetros do modelo do Big Bang, e fixeron o insospeitado descubrimento de que a expansión do universo parece acelerarse (ver enerxía escura).

Visión de conxunto[editar | editar a fonte]

Historia do Universo. As ondas gravitacionais postuladas polo modelo da gran inflación foron detectadas polo experimento BICEP2 segundo anunciaron o 17 de marzo de 2014

Singularidade inicial[editar | editar a fonte]

Como xa dixemos, a extrapolación da expansión do universo atrás no tempo usando a relatividade xeral produce unha temperatura e densidade infinitas nun tempo finito no pasado.[18] Esta singularidade sinala o punto de partida da relatividade xeral. Debátese acerca de ata cando podemos extrapolar ata a singularidade - certamente, sempre despois da época de Planck. A primitiva fase (alta temperatura e densidade) é chamada "o Big Bang",[19] e considéraselle o "nacemento" do noso universo. Baseados en medidas da expansión usando supernovas de tipo Ia, medidas das flutuacións térmicas na radiación de fondo cósmico de microondas, e medidas da función de correlación das galaxias, calcúlase que o universo ten unha idade de 1017 segundos.[20] O feito de que tres medidas independentes concorden nos mesmos resultados dá un gran soporte ó modelo Lambda-CDM que describe en detalle os contidos do universo.As primeiras fases do Big Bang están sometidas a moita especulación. Nos modelos más comúns, o universo foi enchido homoxeneamente e isotropicamente cunha densidade enerxética incriblemente alta, enormes temperatura e presión, e moi rapidamente foise expandindo e arrefriando.

A Gran Inflación[editar | editar a fonte]

Aproximadamente ós 10−35 segundos desta expansión, un cambio de estado da materia causou unha inflación cósmica, durante a cal o universo creceu exponencialmente.[21] A inflación xerou dous tipos de ondas, ondas gravitacionais e ondas de densidade, estas ondas fóronse espallando polo espazo-tempo e polarizaron os electróns e fotóns libres, polarizándoos de dous xeitos distintos, a polarización de modo E é xenerada polas ondas de densidade, a polarización de modo B é xenerada exclusivamente polas ondas gravitacionais (que tamén xeneran polarización modo E). Da polarización modo E xa se tiña constancia dende o ano 2000 co experimento BOOMERanG, a polarización modo B foi descuberta polo experimento BICEP2, tal coma se fixo público o 17 de marzo de 2014.

A barioxénese das partículas elementais[editar | editar a fonte]

Despois de que a inflación parara, o universo estaba constituído por plasma quark-gluon, ademais das outras partículas elementais.[22] A temperatura era tan alta que o movemento aleatorio das partículas tiña unha velocidade relativista, e parellas partícula-antipartícula de todos os tipos eran constantemente creadas e destruídas. Nalgún punto unha reacción descoñecida chamada barioxénese violou a conservación do número bariónico, levando a un exceso moi pequeno de quarks e leptóns sobre antiquarks e anti-leptóns, da orde de unha parte en 30 millóns. Isto resultou na predominancia da materia sobre a antimateria no universo presente.[23]

O universo continuou crecendo en tamaño e caendo en temperatura (provocando que a enerxía típica de cada partícula decrecese). As transicións de fase da ruptura de simetría axustaron as forzas fundamentais da física e os parámetros das partículas elementais ós valores actuais.[24] Aproximadamente ós, 10−11 segundos, existe menos especulación, xa que as enerxías das partículas baixan a valores que poden ser conseguidos en experimentos de física de partículas. A aproximadamente 10−6 segundos, os quarks e gluóns combináronse para formar barións como protóns e neutróns. O pequeno exceso de quarks sobre antiquarks levou a un pequeno exceso dos barións sobre os antibarións. A temperatura xa non era alta dabondo como para crear novos pares protón-antiprotón (e de forma similar, tampouco para neutróns-antineutróns), polo que inmediatamente as masas anuláronse, deixando só unha con 1010 protóns e neutróns orixinais, e ningunha das súas antipartículas. Un proceso similar ocorreu aproximadamente ó segundo do big bang, para os electróns e positróns. Tras estas anulacións, os protóns, neutróns e electróns restantes xa non se movían de forma relativística é a densidade de enerxía do universo foi dominada por fotóns (cunha menor contribución dos neutrinos).

A nucleosíntese do Big Bang[editar | editar a fonte]

Uns poucos minutos desde o Big Bang, cando a temperatura era duns mil millóns de Kelvins e a densidade semellante á do aire terrestre, os neutróns combináronse cos protóns para formar os núcleos atómicos do deuterio e helio no universo, nun proceso chamado nucleosíntese do Big Bang.[25] A maioría dos protóns quedaron sin combinar como núcleos de hidróxeno. Mentres o universo foi arrefriando, a densidade de enerxía da masa en repouso comezou a dominar gravitacionalmente á da radiación electromagnética do fotón.

A radiación de fondo cósmico de microondas[editar | editar a fonte]

Tras uns 380 000 anos os electróns e núcleos combináronse en átomos (na súa maior parte hidróxeno); polo que a radiación se desacoplou da materia e continuou polo espazo con poucos impedimentos. Esta antiga radiación é coñecida como radiación de fondo de microondas.[26]

A xeración das estructuras a grande escala do universo. As primeiras estrelas.[editar | editar a fonte]

Co paso do tempo, as rexións lixeiramente máis densas da materia distribuída case uniformemente atraeron a materia próxima e gañaron máis densidade, formando nubes de gas, estrelas, galaxias, e as demais estruturas astronómicas hoxe observables. Os detalles deste proceso dependen na cantidade e tipo de materia no universo. Os tres tipos de materia posibles son coñecidos como materia escura fría, materia escura quente, e materia bariónica. As mellores medidas dispoñibles (do WMAP) amosan que a forma dominante de materia no universo é a materia escura fría. Os outros dous tipos de materia fan menos do 20% da materia total no universo.[17]

Situación actual do universo. A enerxia escura[editar | editar a fonte]

O universo actual está aparentemente dominado por una forma misteriosa de enerxía coñecida como enerxía escura. Aproximadamente o 70% da densidade da enerxía do universo está en esta forma. Esta enerxía escura causa a aceleración da expansión do universo, e que sexa observada cunha lentitude maior á esperada a distancias moi grandes. Na súa máis sinxela formulación, a enerxía escura ten a forma dun término que é unha constante cosmolóxica nas ecuacións do campo de Einstein da relatividade xeral, pero a súa composición é descoñecida, e máis xeralmente, os detalles da súa ecuación de estado e a súa relación co modelo estándar da física de partículas continúan a ser investigados tanto observacionalmente como teoricamente.[7]

As tres observacións poden explicarse polo modelo ΛCDM da cosmoloxía, que é un modelo matemático do Big Bang con seis parámetros libres. Como se notou arriba, non existe un modelo físico convincente para os primeiros 10−11 segundos do universo. Para resolver o paradoxo da singularidade inicial, cómpre unha teoría da gravitación cuántica. Entender este período da historia do universo é un dos maiores problemas sen resolver en física.

Notas[editar | editar a fonte]

  1. V. M. Slipher Vesto Slipher The radial velocity of the Andromeda nebula Lowell Observatory Bulletin volume1 | páxinas 56–57 =http://adsabs.harvard.edu/abs/1913LowOB...2...56S}}
    V. M. Slipher Vesto Slipher Spectrographic observations of nebulae opular Astronomy volume 23 páxinas 21–24 http://adsabs.harvard.edu/abs/1915PA.....23Q..21S
  2. Alexander Alexandrovich Friedman Über die Krümmung des Raumes Z. Phys. volume 10 1922 páxinas 377–386 (tradución inglesa en: AFriedman On the Curvature of Space General Relativity and Gravitation volume 31 1999 1991–2000 http://adsabs.harvard.edu/abs/1999GReGr..31.1991F doi 10.1023/A:1026751225741)
  3. G. | Lemaître Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques Annals of the Scientific Society of Brussels volume 47A 1927 páxina 41 Translated in: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society volume 91 1931 | 483–490 Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae http://adsabs.harvard.edu/abs/1931MNRAS..91..483L
  4. Lemaître, G. The evolution of the universe: discussion Nature volume 128 1931 páxina suppl.: 704
  5. A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae Edwin Hubble Proceedings of the National Academy of Sciences volume 15 páxinas 168–173 1929 http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168
  6. E. Christianson Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae 1995 Farrar Straus & Giroux ISBN 0-374-14660-8
  7. 7,0 7,1 P. J. E. Peebles e Bharat Ratra The cosmological constant and dark energy 2003 Reviews of Modern Physics volume 75 páxinas 559–606 doi 10.1103/RevModPhys.75.559
  8. E. A. Milne Relativity, Gravitation and World Structure Oxford University Press 1935
  9. R. C. Tolman Relativity, Thermodynamics, and Cosmology Oxford Clarendon Press 1934 id=LCCN 340-32023 Reissued (1987) New York: Dover ISBN 0-486-65383-8.
  10. Zwicky F 1929 On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space Proceedings of the National Academy of Sciences volume 15 páxinas 773–779 http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1929PNAS...15..773Z Artigo completo (PDF)
  11. Fred Hoyle A New Model for the Expanding universe Monthly Notices of the Royal Astronomical Society volume 108 1948 páxinas 372 http://adsabs.harvard.edu/abs/1948MNRAS.108..372H
  12. R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamow The Origin of Chemical Elements Physical Review volume 73 1948 páxinas 803 http://adsabs.harvard.edu/abs/1948PhRv...73..803A
  13. R. A. Alpher and R. Herman Evolution of the Universe Nature volume 162 1948 | páxinas 774
  14. http://www.simonsingh.net/Big_Bang.html Big Bang Simon Singh dataacceso=28-05-2007
  15. A. A. Penzias and R. W. Wilson A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s Astrophysical Journal volume 142 1965 páxinas 419 http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..419P
  16. Boggess, N.W., et al. (COBE collaboration)1992 The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch Astrophysical Journal volume 397 páxinas 420, Preprint No. 92-02 doi=10.1086/171797
  17. 17,0 17,1 D. N. Spergel et al. (WMAP collaboration) Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology http://arxiv.org/abs/astro-ph/0603449v2 2006 | dataacceso=2007-05-27
  18. S. W. Hawking and G. F. R. Ellis The large-scale structure of space-time Cambridge Cambridge University Press 1973 ISBN 0-521-20016-4
  19. Non existe un consenso sobre canto durou a fase do Big Bang: para algúns escritores só denota a singularidade inicial, para outros toda a historia do universo. Usualmente polo menos os primeiros minutos, durante os cales o helio era sintetizado, son considerados como "feitos durante o Big Bang".
  20. doi 10.1086/377226 First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters D. N. Spergel et al. The Astrophysical Journal Supplement Series volume 148 2003 páxinas 175—194
  21. Alan Guth The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins Vintage 1998 ISBN 978-0-09-995950-2
  22. Schewe, Phil, and Ben Stein http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.htmlAn Ocean of Quarks Physics News Update, American Institute of Physics volume=728 issue=#1 2005 | dataacceso=2007-05-27
  23. Kolb and Turner (1988), chapter 6
  24. Kolb and Turner (1988), capítulo 7
  25. Kolb and Turner (1988), capítulo 4
  26. Peacock (1999), chapter 9