Usuario:Nethac DIU/Zona de probas

Segúndo o modelo do Big Bang, o universo formouse a partir dun estado extremadamente denso e quente. O propio espazo estivo expandéndose dende aquela, arrastrando galaxias (e o resto da materia) con el

Na cosmoloxía física, o termo Big Bang ten tres significados relacionados. Refírese ós feitos observables da evolución do universo. Tamén é un modelo cosmolóxico no cal o universo estivo expandéndose dende hai 13,7 miles de millóns de anos, a partir dun estado tremendamente denso e quente. Tamén úsase nun senso máis reducido para describir a explosión ocurrida no (ou cerca do) tempo 0 na historia do universo.

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 expandendo (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 ven 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 de microondas, un fondo de feble radiación microondas que enche o universo. O descubrimento da radiación de fondo 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

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

A teoría do Big Bang desenrolouse a partir de observacíons da estrutura do universo e de consideracións teóricas. No 1912 Vesto Slipher mediu o primer efecto Doppler dunha "nebolusa espiral" (nebolusa espiral é un termo obsoleto para galaxias espirais), e pronto descubriu que case todas esas nebulosas estaban alonxándose 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 isla" exteriores á Vía Láctea. Dez anos despois, Alexander Friedmann, un cosmoloxista e matemático ruso, obtivo as ecuacións de Friedmann a partir das ecuacións de Einstein da relativididade xeral, mostrando que o universo podería estar expandéndose, en contraposición o modelo de universo estático que defendía Einstein. En 1924, a medición de Edwin Hubble da gran distancia a nebulosa espiral más cercana mostrou que esos 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. 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).

Empezando en 1924, Hubble cuidadosamente desenrolou unha serie de indicadores de distancia, o predecesor da escala de distancias cósmicas, usando o telescopio Hooker de 100 pulgadas 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. Lemaître xa mostrara que isto era esperado, dado o principio cosmolóxico.

Representación dun artista do satélite WMAP recollendo datos para axudar os científicos a entender o Big Bang.

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

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 mentras o universo parecía expanderse. En este modelo, o universo é maís o menos ou mesmo en calquer lugar no tempo. A outra fora a teoría do Big Bang de Lemaître, defendida e desenvolvida por George Gamow, quen introduxo a nucleosíntese do Big Bang e cuxos asociados, Ralph Alpher e Robert Herman, predeciron a radiación de fondo de microondas. É unha ironía o feito de que fora Hoyle o que acuou o nome que acabaría sendo aplicado á teoría de Lemaître, referíndose a el sarcásticamente como "esta idea do big bang" durante unha emisión de radio. Por un tempo, ambas teorías foron igualmente apoiadas, pero eventualmente, a evidencia observacional, más notablemente de contas de fontes de radios, empezaron a favorecer esta última. O descubrimento da radiación de fondo de microondas en 1964 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 tempranos, e reconciliando observacións coa teoría básica.

Déronse grandes pasos na cosmoloxía do Big Bang dende os tardíos 1990, como resultado de avances maiores na tecnoloxía do telescopio, así como da análise dos copiosos datas obtidos de satélites como o COBE, the Hubble Space Telescope e o WMAP. Os cosmoloxistas dispoñen agora mesmo dunha medida bastante precisa de moitos dos parámetros do modelo do Big Bang, e fixeron o insospeitado descobrimento de que a expansión do universo parece acelerarse (ver enerxía oscura).

Visión de conxunto

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. Esta singularidade sinala o punto de partida da relatividade xeral. Debátese acerca de hasta cando podemos extrapolar ata a singularidade - certamente, sempre despois da época de Planck. O primitiva fase (alta temperatura e densidade) é chamada "o Big Bang", e considéraselle o "nacemento" do noso universo. Basados en medidas de la expansión usando supernovas de tipo Ia, medidas das fluctuaciones térmicas na radiación de fondo de microondas, e medidas da función de correlación das galaxias, calcúlase que o universo ten unha idade de 10¹⁷ segundos. O feito de que tres medidas indepentes concorden nos mesmos resultados da un gran soporte ó modelo Lambda-CDM que describe en detalle os contenidos do universo.

As primeiras fases do Big Bang están sometidas a moita especulación. Nos modelos más comúns, o universo foi cheado homoxéneamente e isotrópicamente cunha densidade enerxética increíblemente alta, enormes temperatura e presión, e moi rápidamente foise expandindo e enfriando. Aproximadamente ós 10⁻³⁵ segundos desta expansión, un cambio de estado da materia causou unha inflación cósmica, durante a cal o universo creceu exponencialmente. Despois de que a inflación parara, o universo estaba constituído por plasma quark-gluon, ademais das outras partículas elementales. 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 destruidas. Nalgún punto unha reacción desconocida chamada barioxénese violou a conservación do número bariónico, levando a un exceso moi pequeno de quarks e leptóns sobre antiquarks e anti-leptóns, do orde de unha parte en 30 millóns. Isto resultou na predominancia da materia sobre a antimateria no universo presente.

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. Aproximadamente ós, 10⁻¹¹ segundos, existe menos especulación, xa que as enerxías das partículas baixan a valores que poden ser consegiudos en experimentos de física de partículas. A aprox. 10⁻⁶ segundos, os quarks e gluones combináronse para formar barións como protones e neutrones. 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, deixnado só unha con 10¹⁰ protóns e neutróns orixinais, e ningunha das súas antipartículas. Un proceso similar ocurriu aproximadamente ó segundo do big bang, para os electrones e positrones. 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).

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 neutóns combináronse cos protóns para formar os núcleos atómicos do deuterio e helio no universo, nun proceso chamado nucleosíntese do Big Bang. A maioría dos protóns quedaron sin combinar como núcleos de hidróxeno. Mentres o universo foi enfriando, a densidade de enerxía da masa en repouso empezou a dominar gravitacionalmente á da radiación electromagnética do fotón. Tras uns 380 000 years os electróns e núcleos combináronse en átomos (na súa maior parte hidróxeno); polo que a radiación desacoplouse (?) da materia e continuou polo espacio con poucos impedimentos. A esta antigua radiacón coñécéselee como radiación de fondo de microondas.

Co paso do tempo, as rexiones lixermanete máis densos da materia distribuida case unifromemente atraeron a materia cercana e gañaron máis densidade, formando nubes de gas, estrelas, galaxias, e as demais estructuras astronómicas hoxe observables. Os detalles deste proceso dependen na cantidade e tipo de materia no universo. Os tres tipos de materia posibles son conocidos como materia oscura fría, materia oscura quente, e materia bariónica. As mellores medidas disponibles (do WMAP) amosan que a forma dominante de materia no universo é a materia oscura fría. Os outros dous tipos de materia fan menos do 20% da materia total no universo.

O universo actual está aparemente dominado por una forma misteriosa de enerxía coñecida comoenerxía oscura. Aproximadamente o 70% da densidade da enerxía do universo está en esta forma. Esta enerxía oscura 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 oscura ten a forma dun término que é unha constante cosmolóxica nas ecuacións do campo de Einstein da relatividade xeral, pero a súa composicón 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 teóricamente.

As tres observacións poden explicarse polo modelo ΛCDM da cosmoloxía, que é un modelo matemático do Big Bang con seix parámetros libres. Como se notou arriba, non existe un modelo físico convincente para os primeiros 10⁻¹¹ segundos do universo. Para resolver a paradoxa 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.