Big Bang
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La teoría del Big Bang es la predominante cosmológica modelo que describe el desarrollo temprano del Universo . Según la teoría, el Big Bang ocurrió hace aproximadamente 13770 millones años, que se considera, pues, la edad del universo . Después de este tiempo, el Universo estaba en un estado extremadamente caliente y denso y empezó en rápida expansión. Después de la expansión inicial, el universo se enfrió suficientemente para permitir que la energía sea convertido en diversos partículas subatómicas, incluidos los protones , neutrones y electrones . Aunque los núcleos atómicos simples podrían tener formado rápidamente, se necesitaron miles de años antes de la aparición de los primeros átomos eléctricamente neutros. El primer elemento producido fue de hidrógeno , junto con trazas de helio y litio . Nubes gigantes de estos elementos primordiales más tarde se unieron a través de la gravedad para formar estrellas y galaxias , y los elementos más pesados se sintetizaron cualquiera dentro de las estrellas o durante las supernovas.
El Big Bang es bien probado un teoría científica y es ampliamente aceptada en la comunidad científica. Ofrece una explicación exhaustiva de una amplia gama de fenómenos observados, incluyendo la abundancia de elementos ligeros, el fondo cósmico de microondas , estructura a gran escala , y el diagrama de Hubble para Escriba supernovas Ia. Las ideas centrales del Big Bang-la expansión, a principios del estado caliente, la formación de helio, y la formación de galaxias, se derivan de estas y otras observaciones que son independientes de cualquier modelo cosmológico. A medida que la distancia entre los cúmulos de galaxias está aumentando hoy, se infiere que todo estaba más cerca en el pasado. Esta idea ha sido considerado en detalle en el tiempo a extremas densidades y temperaturas , y la gran aceleradores de partículas se han construido a experimentar en tales condiciones, lo que resulta en un mayor desarrollo del modelo. Por otro lado, estos aceleradores tienen capacidades limitadas para sondear en tales regímenes de alta energía . Hay poca evidencia con respecto a la primera instantánea absoluta de la expansión. Por lo tanto, la teoría del Big Bang no puede y no dar ninguna explicación de tal condición inicial; más bien, que describe y explica la evolución general del universo en el futuro a partir de ese momento.
Georges Lemaître propuso por primera vez lo que se convirtió en la teoría del Big Bang en lo que él llamó su "hipótesis del átomo primitivo". Con el tiempo, los científicos construyeron en sus ideas iniciales para formar la síntesis moderna. El marco para el modelo del Big Bang depende de Albert Einstein 's la relatividad general y en supuestos simplificadores como homogeneidad y isotropía del espacio. Las ecuaciones que rigen habían sido formuladas por Alexander Friedmann. En 1929, Edwin Hubble descubrió que las distancias de lejos las galaxias eran en general proporcionales a sus desplazamientos al rojo -una idea sugeridas originalmente por Lemaître en 1927. La observación de Hubble fue tomada para indicar que todas las galaxias muy distantes y clusters tienen una velocidad aparente directamente lejos de nuestro punto de vista: cuanto más lejos, más alto es la velocidad aparente.
Si bien la comunidad científica una vez fue dividido entre los partidarios del Big Bang y los de la La teoría del estado estacionario, la mayoría de los científicos se convencieron de que alguna versión del escenario Big Bang mejores observaciones en forma después del descubrimiento de la radiación de fondo de microondas cósmico en 1964, y sobre todo cuando su espectro (es decir, la cantidad de radiación medidos en cada longitud de onda) se encontró para que coincida con la de la radiación térmica de una cuerpo negro. Desde entonces, los astrofísicos han incorporado una amplia gama de complementos observacionales y teóricas en el modelo del Big Bang, y su parametrización como la Modelo Lambda-CDM sirve como marco para las investigaciones en curso de la cosmología teórica.
Visión de conjunto
Cronología del Big Bang
 | Una línea de tiempo gráfica está disponible en Cronología gráfica del Big Bang |
La extrapolación de la expansión del Universo hacia atrás en el tiempo utilizando la relatividad general produce una infinita densidad y temperatura en un tiempo finito en el pasado. Este singularidad señala el desglose de la relatividad general. ¿En qué medida podemos extrapolar hacia la singularidad se debate, ciertamente no más cerca de la final de la Época de Planck. Esta singularidad es a veces llamado "Big Bang", pero el término también puede referirse a la temprana caliente, sí fase densa, lo que puede ser considerado como el "nacimiento" de nuestro Universo. Basado en las mediciones de la expansión que utilizan Escriba supernovas Ia, las mediciones de las fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas , y las mediciones de la función de correlación de las galaxias, el Universo tiene una edad calculada de 13,772 ± 0,059 mil millones años. El acuerdo de estas tres mediciones independientes apoya firmemente la Modelo ΛCDM que describe en detalle el contenido del Universo.
Las primeras fases del Big Bang son objeto de mucha especulación. En los modelos más comunes del Universo estaba lleno homogéneamente y isótropa con una increíblemente alta densidad de energía y enormes temperaturas y presiones y se estaba expandiendo muy rápidamente y refrigeración. Aproximadamente 10 -37 segundos en la expansión, un transición de fase causó una inflación cósmica , durante el cual el Universo creció exponencialmente . Después de la inflación se detuvo, el universo consistía en un plasma de quarks-gluones, así como todos los demás partículas elementales. Las temperaturas eran tan altos que los movimientos aleatorios de las partículas estaban en relativista velocidades, y pares partícula-antipartícula de todo tipo estaban siendo creados y destruidos en colisiones continuamente. En algún momento una reacción desconocida llamada bariogénesis violó la conservación de número de bariones, que conduce a un pequeño exceso de quarks y leptones más de antiquarks y antileptones-del orden de una parte en 30 millones. Esto resultó en el predominio de la materia sobre antimateria en el Universo actual.
Hubble eXtreme Deep Field (XDF)
El Universo siguió disminuyendo en la densidad y la caída de la temperatura, por lo tanto la energía típica de cada partícula estaba disminuyendo. Ruptura de la simetría transiciones de fase ponen el las fuerzas fundamentales de la física y los parámetros de partículas elementales en su forma actual. Después de cerca de 10 -11 segundos, la imagen se vuelve menos especulativo, ya que las energías de las partículas caen a valores que se pueden alcanzar en la física de partículas experimentos. A unos 10 -6 segundos, los quarks y los gluones se combinaron para formar bariones tales como protones y neutrones. El pequeño exceso de quarks más de antiquarks llevó a un pequeño exceso de bariones más antibariones. La temperatura era ahora ya no lo suficientemente alto como para crear nuevos pares protón-antiprotón (de manera similar para neutrones-antineutrones), por lo que una aniquilación masiva siguió inmediatamente, dejando sólo uno de cada 10 10 de los protones y neutrones originales, y ninguno de sus antipartículas. Un proceso similar ocurrió en aproximadamente 1 segundo para los electrones y positrones. Después de estas aniquilaciones, el resto de los protones, neutrones y electrones ya no estaban en movimiento relativista y la densidad de energía del Universo estaba dominada por los fotones (con una contribución menor de neutrinos).
10 9;; prefijo SI A los pocos de la expansión, cuando la temperatura era de unos mil millones (mil millones de minutos giga-) kelvin y la densidad fue de aproximadamente la del aire, los neutrones combinados con los protones para formar el Universo deuterio y helio núcleos en un proceso llamado Nucleosíntesis del Big Bang. La mayoría de los protones se mantuvieron sin combinar como hidrógeno núcleos. Como enfría el Universo, la descansar densidad de energía en masa de la materia llegó a gravitacionalmente dominar la del fotón de radiación . Después de unos 379.000 años los electrones y los núcleos combinados en átomos (mayoritariamente de hidrógeno ); por lo tanto, la radiación desacoplada de la materia y continuó por el espacio casi sin obstáculos. Esta radiación reliquia es conocida como la radiación de fondo de microondas cósmico .
Durante un largo período de tiempo, las regiones ligeramente más densas de la materia cercana materia gravitacionalmente atraído casi uniformemente distribuida y así crecieron aún más densa, formando nubes de gas, estrellas , galaxias y otras estructuras astronómicos observables hoy. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia en el Universo. Los cuatro posibles tipos de materia se conocen como la materia oscura fría, la materia oscura caliente, la materia oscura caliente, y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (de WMAP) muestran que los datos son bien-fit por una Modelo Lambda-CDM en la que se asume la materia oscura a ser frío ( la materia oscura caliente se descartó a principios de reionización), y se estima que representan alrededor del 23% de la materia / energía del universo, mientras que la materia bariónica constituye alrededor del 4,6%. En un "modelo extendido", que incluye la materia oscura caliente en forma de neutrinos, entonces, si la "densidad de bariones física" Ω b h 2 se estima en unos 0.023 (esto es diferente de la "densidad de bariones" Ω b expresa como una fracción de la densidad total de materia / energía, que como se señaló anteriormente se acerca 0.046 ), y el correspondiente frío oscuro Ω densidad de la materia c h 2 es aproximadamente 0,11, el correspondiente 2 se estima en menos de 0,0062 densidad de neutrinos Ω v h.
Líneas independientes de evidencia de Supernovas de tipo Ia y el CMB implica que el universo actual está dominado por una forma misteriosa de energía conocida como la energía oscura, que al parecer impregna todo el espacio. Las observaciones sugieren el 73% de la densidad de energía total del Universo actual es en esta forma. Cuando el universo era muy joven, era probable infundido con la energía oscura, pero con menos espacio y todo lo más juntos, la gravedad tenía la sartén por el mango, y fue lentamente frenando la expansión. Pero con el tiempo, después de numerosas mil millones de años de expansión, la creciente abundancia de energía oscura provocó que la expansión del Universo comience lentamente a acelerar. La energía oscura en su formulación más simple toma la forma de la cosmológica término constante en Ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero su composición y mecanismo son desconocidos y, más en general, los detalles de su ecuación de estado y la relación con el Modelo Estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto por observación y teóricamente.
Toda esta evolución cósmica después de la época inflacionaria puede ser rigurosamente descrita y modelado por la ΛCDM modelo de la cosmología, que utiliza los marcos independientes de la mecánica cuántica y la relatividad general de Einstein. Como se señaló anteriormente, no hay ningún bien soportado-modelo que describe la acción antes de 10 a 15 segundos o así. Al parecer, una nueva teoría unificada de Se necesita la gravitación cuántica de romper esta barrera. La comprensión de esta primera de las épocas en la historia del Universo es actualmente uno de los más grandes problemas sin resolver en la física.
Presunciones subyacentes
La teoría del Big Bang depende de dos supuestos principales: la universalidad de leyes físicas y la principio cosmológico. El principio cosmológico afirma que a grandes escalas del Universo es homogénea y isotrópico.
Estas ideas fueron tomadas inicialmente como postulados, pero hoy en día se están haciendo esfuerzos para poner a prueba cada una de ellas. Por ejemplo, la primera suposición ha sido probado por observaciones que muestran que la mayor desviación posible de la fina estructura constante durante gran parte de la edad del universo es de orden 10 -5. Además, la relatividad general ha pasado estrictos pruebas en la escala del Sistema Solar y las estrellas binarias.
Si el Universo a gran escala aparece isotrópica, como se ve desde la Tierra, el principio cosmológico puede derivarse de la simple Principio de Copérnico, que establece que no hay punto de observador o de vista preferido (o especial). Para este fin, el principio cosmológico ha sido confirmado a un nivel de 10 -5 a través de observaciones del CMB. El Universo se ha medido a ser homogénea en las escalas más grandes a nivel de 10%.
FLRW métrica
La relatividad general describe el espacio-tiempo por un métrica, que determina las distancias que separan a puntos cercanos. Los puntos, que puede ser galaxias, estrellas y otros objetos, ellos mismos se especifican utilizando un coordinar tabla o "grid" que se coloca sobre todo espacio tiempo. El principio cosmológico implica que la métrica debe ser homogénea y isotrópico a grandes escalas, que singularmente destaca los Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker métrica (FLRW métrica). Esta métrica contiene una factor de escala, que describe cómo el tamaño del Universo cambia con el tiempo. Esto permite una elección conveniente de una sistema de coordenadas que se hizo, llamó comóvil coordenadas. En este sistema de coordenadas de la cuadrícula se expande junto con el Universo, y los objetos que se mueven sólo por la expansión del Universo se mantienen en puntos fijos en la parrilla. Mientras que su distancia de coordenadas ( distancia Comovimiento) se mantiene constante, la distancia física entre dos de tales puntos comóviles expande proporcionalmente con el factor de escala del Universo.
El Big Bang no es una explosión de materia moviéndose hacia fuera para llenar un universo vacío. En lugar de ello, el espacio mismo se expande con el tiempo en todas partes y aumenta la distancia física entre dos puntos comóviles. Debido a que el FLRW métrico asume una distribución uniforme de la masa y la energía, se aplica a nuestro Universo sólo a grandes escalas -local concentraciones de materia como nuestra galaxia están unidas gravitacionalmente y, como tal, no experimentan la expansión a gran escala de espacio.
Horizons
Una característica importante del espacio-tiempo del Big Bang es la presencia de horizontes . Puesto que el Universo tiene una edad finita, y la luz viaja a una velocidad finita, puede haber eventos en el pasado, cuya luz no ha tenido tiempo para llegar hasta nosotros. Esto pone un límite o un horizonte más allá de los objetos más distantes que se pueden observar. A la inversa, porque el espacio se está expandiendo, y los objetos más distantes se alejan cada vez más rápido, la luz emitida por nosotros hoy en día puede que nunca "alcanzar" a los objetos muy distantes. Esto define un horizonte de futuro, lo que limita los eventos en el futuro que vamos a ser capaces de influir. La presencia de cualquier tipo de horizonte depende de los detalles del modelo FLRW que describe nuestro Universo. Nuestra comprensión del Universo de nuevo a épocas muy tempranas sugiere que hay un horizonte pasado, aunque en la práctica nuestra opinión también está limitada por la opacidad del universo en los primeros tiempos. Así que nuestra vista no puede ampliar aún más atrás en el tiempo, aunque el horizonte se aleja en el espacio. Si la expansión del Universo continúa acelerar, hay un horizonte futuro.
Historia
Etimología
Fred Hoyle se le atribuye haber acuñado el término Big Bang durante una emisión de 1.949 radio. Se ha informado de que popularmente Hoyle, que favoreció una alternativa " estado estacionario "modelo cosmológico, pretende que esto sea peyorativo, pero Hoyle negó explícitamente esto y dijo que era sólo una imagen llamativa la intención de poner de relieve la diferencia entre los dos modelos.
Desarrollo
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones de la estructura del Universo y de las consideraciones teóricas. En 1912 Vesto Slipher midió el primero Desplazamiento Doppler de un " nebulosa espiral "(nebulosa espiral es el término obsoleto para las galaxias espirales), y pronto descubrió que casi todas estas nebulosas fueron alejando de la Tierra. Él no comprendió las implicaciones cosmológicas de este hecho, y de hecho en el momento en que era altamente controversial si estas nebulosas eran "universos isla" fuera de nuestra Vía Láctea . Diez años más tarde, Alexander Friedmann, un ruso cosmólogo y matemático , deriva las ecuaciones de Friedmann desde Las ecuaciones de Albert Einstein de la relatividad general, que muestran que el Universo podría estar expandiéndose en contraste con el estática modelo de Universo defendida por Einstein en ese momento. En 1924 la medición de Edwin Hubble de la gran distancia a la nebulosa espiral más cercana mostró que estos sistemas eran de hecho otras galaxias. Independientemente derivar ecuaciones de Friedmann en 1927, Georges Lemaître, un belga físico y Católica Romana sacerdote, propuso que la recesión inferido de las nebulosas se debió a la expansión del Universo.
En 1931 Lemaître fue más allá y sugirió que la evidente expansión del universo, si proyecta en el tiempo, significaba que el más lejos en el pasado, el más pequeño es el universo era, hasta que en algún tiempo finito en el pasado se concentró toda la masa del Universo en un solo punto, un "átomo primigenio" donde y cuando el tejido del tiempo y el espacio entró en existencia.
A partir de 1924, el Hubble ha desarrollado cuidadosamente una serie de indicadores de distancia, el precursor de la escalera de distancias cósmicas, utilizando el 100 pulgadas (2.500 mm) Hooker telescopio Observatorio de Monte Wilson. Esto le permitió estimar distancias a las galaxias cuyos desplazamientos al rojo ya se habían medido, en su mayoría por Slipher. En 1929 Hubble descubrió una correlación entre la distancia y la velocidad de recesión, ahora conocida como la ley de Hubble . Lemaître ya había demostrado que esto era de esperar, dada la Principio Cosmológico.
En los años 1920 y 1930 casi todos los principales cosmólogo prefería un eterno estado estacionario Universo, y varios se quejaron de que el principio del tiempo que implica el Big Bang importada conceptos religiosos en la física; esta objeción fue posteriormente repetida por los partidarios de la teoría del estado estacionario. Esta percepción se ve reforzada por el hecho de que el autor de la teoría del Big Bang, monseñor Georges Lemaître, fue un sacerdote católico. Arthur Eddington acordado con Aristóteles que el universo no tuvo un comienzo en el tiempo, a saber., que la materia es eterna. Un comienzo en el tiempo era "repugnante" para él. Lemaître, sin embargo, pensó que
Si el mundo ha comenzado con un solo cuántica , las nociones de espacio y tiempo completo dejarían de tener sentido al principio; que sólo comenzarían a tener un significado sensato cuando la cuantía original había sido dividido en un número suficiente de quanta. Si esta sugerencia es correcta, el principio del mundo ocurrió un poco antes del comienzo del espacio y el tiempo.
Durante el resto de 1930 las ideas fueron propuestas como cosmologías no estándar para explicar las observaciones de Hubble, incluyendo la Modelo de Milne, la oscilatoria Universo (sugirió originalmente por Friedmann, pero abogó por Albert Einstein y Richard Tolman) y Fritz Zwicky de hipótesis luz cansada.
Después de la Segunda Guerra Mundial , surgieron dos posibilidades distintas. Uno era Fred Hoyle modelo de estado estacionario, en el que la nueva materia se crearía como el Universo parecía expandirse. En este modelo el Universo es aproximadamente el mismo en cualquier punto en el tiempo. La otra era la teoría del Big Bang de Lemaître, abogó y desarrollado por George Gamow, que introdujo gran nucleosíntesis Bang (BBN) y cuyos socios, Ralph Alpher y Robert Herman, predijo la radiación del fondo cósmico de microondas (CMB). Irónicamente, fue Hoyle quien acuñó la frase que llegó a ser aplicado a la teoría de Lemaître, refiriéndose a ella como "esta gran idea bang" durante una BBC Radio emite en marzo de 1949. Durante un tiempo, el apoyo se divide entre estas dos teorías. Finalmente, la evidencia observacional, sobre todo de la radio recuentos de origen, comenzaron a favorecer Big Bang sobre el estado estacionario. El descubrimiento y la confirmación de la radiación cósmica de fondo de microondas en 1964 aseguraron el Big Bang como la mejor teoría del origen y evolución del cosmos. Gran parte del trabajo actual en cosmología incluye la comprensión de cómo se forman las galaxias en el contexto del Big Bang, la comprensión de la física del Universo en épocas anteriores y anteriores, y la conciliación de las observaciones con la teoría básica.
Se han logrado avances significativos en cosmología del Big Bang desde finales de 1990 como resultado de los avances de la telescopio tecnología, así como el análisis de los datos de los satélites como COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Los cosmólogos tienen ahora bastante mediciones precisas y exactas de muchos de los parámetros del modelo del Big Bang, y han hecho el descubrimiento inesperado de que la expansión del universo parece estar acelerándose.
La evidencia observacional
"[L] a Gran Explosión es demasiado firmemente basada en los datos de todas las áreas para probarse la invalidez en sus características generales."
Los tipos más tempranos y más directos de pruebas observacionales son la expansión de tipo Hubble observa en los desplazamientos al rojo de las galaxias, las mediciones detalladas del fondo cósmico de microondas , la abundancia relativa de los elementos de luz producidos por Nucleosíntesis del Big Bang, y hoy también la distribución a gran escala y aparente evolución de las galaxias prevé que se produzcan debido al crecimiento de la gravedad de la estructura de la teoría estándar. Éstos a veces se llaman "los cuatro pilares de la teoría del Big Bang".
Modelos modernos precisos del Big Bang apelan a diversos fenómenos físicos exóticos que no se han observado en los experimentos de laboratorio terrestres o incorporados en el Modelo Estándar de la física de partículas . Por estas características, la materia oscura se somete actualmente a las investigaciones de laboratorio más activos. Cuestiones pendientes incluyen la problema y el halo cuspy problema galaxia enana de la materia oscura fría. La energía oscura es también un área de gran interés para los científicos, pero no está claro si la detección directa de la energía oscura será posible. La inflación y bariogénesis permanecen características más especulativos de los actuales modelos de Big Bang. Todavía se están buscando, explicaciones cuantitativas viables para este tipo de fenómenos. Estos son actualmente problemas sin resolver en la física.
La ley de Hubble y la expansión del espacio
Las observaciones de galaxias distantes y cuásares muestran que estos objetos son desplazados hacia el rojo -la luz emitida por ellos se ha desplazado hacia longitudes de onda más largas. Esto se puede ver mediante la adopción de una espectro de frecuencia de un objeto y que coincide con el espectroscópico patrón de líneas de emisión o líneas de absorción correspondientes a átomos de los elementos químicos que interactúan con la luz. Estos desplazamientos hacia el rojo son uniformemente isotrópico, distribuidos uniformemente entre los objetos observados en todas las direcciones. Si el desplazamiento hacia el rojo se interpreta como un Desplazamiento Doppler, la recessional la velocidad del objeto se puede calcular. Para algunas galaxias, es posible estimar distancias a través de la escalera cósmica distancia. Cuando las velocidades de recesión se representan frente a estas distancias, una relación lineal conocida como la ley de Hubble se observa:
- v = H 0 D,
donde
- v es la recessional velocidad de la galaxia u otro objeto distante,
- D es el comóvil distancia al objeto, y
- H 0 es la constante de Hubble , medida a ser 70,4 1,3
-1,4 km / s / Mpc por el Sonda WMAP.
La ley de Hubble tiene dos posibles explicaciones. O nos encontramos en el centro de una explosión de galaxias, que es insostenible dado el Principio-o copernicana del universo es ampliando de manera uniforme en todas partes. Esta expansión universal se predice a partir de la relatividad general por Alexander Friedmann en 1922 y Georges Lemaître en 1927, mucho antes de Hubble hizo su análisis y observaciones de 1929, y sigue siendo la piedra angular de la teoría del Big Bang como desarrollado por Friedmann, Lemaitre, Robertson y Walker.
La teoría requiere la relación v = HD para mantener en todo momento, donde D es el comóvil distancia, v es la velocidad de recesión, y v, H y D varían como se expande el Universo (de ahí escribimos H 0 para denotar la actual Hubble "constante"). Para distancias mucho más pequeñas que el tamaño del universo observable , el corrimiento al rojo de Hubble puede ser pensado como el desplazamiento Doppler correspondiente a la velocidad de recesión v. Sin embargo, el desplazamiento hacia el rojo no es un verdadero desplazamiento Doppler, sino más bien el resultado de la expansión del Universo entre el tiempo que la luz fue emitida y el momento en que se detectó.
Que espacio está en expansión métrica se muestra por la evidencia observacional directa de la Principio cosmológico y el principio de Copérnico, que junto con la ley de Hubble no tienen otra explicación. Astronómicas corrimientos al rojo son extremadamente isotrópico y homogénea, que apoya el principio cosmológico que el universo se ve igual en todas las direcciones, junto con mucha otra evidencia. Si los desplazamientos hacia el rojo fueron el resultado de una explosión de un centro distante de nosotros, no serían tan similares en diferentes direcciones.
Las mediciones de los efectos de la radiación cósmica de fondo de microondas en la dinámica de los sistemas astrofísicos distantes en 2000 demostró el principio de Copérnico, que, en una escala cosmológica, la Tierra no está en una posición central. La radiación del Big Bang fue demostrablemente más caliente en épocas anteriores en todo el Universo. El enfriamiento uniforme del fondo cósmico de microondas durante miles de millones de años es explicable sólo si el Universo está experimentando una expansión métrica, y excluye la posibilidad de que estamos cerca del centro único de una explosión.
La radiación de fondo de microondas cósmico
En 1964 Arno Penzias y Robert Wilson casualidad descubrió la radiación cósmica de fondo, una señal omnidireccional en el banda de microondas. Su descubrimiento proporcionó la confirmación sustancial de las predicciones generales CMB: la radiación se encontró que era consistente con una casi perfecta espectro de cuerpo negro en todas las direcciones; este espectro se ha desplazado hacia el rojo por la expansión del universo, y en la actualidad corresponde a aproximadamente 2.725 K. Esto inclinó la balanza de la evidencia a favor del modelo del Big Bang, y Penzias y Wilson recibieron un Premio Nobel en 1978.
La superficie de la última dispersión correspondiente a la emisión de la CMB se produce poco después de recombinación, la época cuando el hidrógeno neutro se estabiliza. Antes de esto, el universo compuesto por un denso mar de plasma fotón-barión caliente donde los fotones fueron rápidamente dispersada por las partículas cargadas libres. Alcanzando un máximo de alrededor de 372 ± 14 ka, el recorrido libre medio de un fotón se vuelve lo suficientemente largo para llegar a nuestros días y el universo se vuelve transparente.
En 1989 la NASA lanzó el Satélite Cosmic Background Explorer (COBE). Sus hallazgos fueron consistentes con las predicciones sobre la CMB, encontrar una temperatura residual de 2.726 K (mediciones más recientes han revisado esta cifra ligeramente inferior a 2.725 K) y proporcionando la primera evidencia de fluctuaciones (anisotropías) en el CMB, a un nivel de alrededor de una parte en 10 5. John C. Mather y George Smoot fueron galardonados con el Premio Nobel por su liderazgo en este trabajo. Durante la década siguiente, anisotropías del CMB se investigaron más por un gran número de experimentos en tierra y en globo. En 2000-2001 varios experimentos, sobre todo BOOMERanG, encontró el forma del Universo sea espacialmente casi plano midiendo el tamaño angular típica (el tamaño en el cielo) de las anisotropías.
A principios de 2003 los primeros resultados de la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) fueron puestos en libertad, dando lo que eran en el momento de los valores más exactos para algunos de los parámetros cosmológicos. Los resultados refutaron varios específicas inflación cósmica modelos, pero son consistentes con la teoría de la inflación en general. La Sonda espacial Planck fue lanzado en mayo de 2009. Otro terreno y balón basa cósmico de microondas de fondo experimentos están en curso.
Abundancia de elementos primordiales
Usando el modelo Big Bang es posible calcular la concentración de helio-4, helio-3, deuterio, y de litio-7 en el universo como proporciones a la cantidad de hidrógeno ordinario. Las abundancias relativas dependen de un solo parámetro, la relación de fotones a bariones. Este valor puede calcularse independientemente de la estructura detallada de CMB fluctuaciones. Las proporciones previstas (en masa, no por número) son aproximadamente 0,25 para 4 Él / H, alrededor del 10 -3 para 2 H / H, alrededor del 10 -4 para 3 El / H y unos 10 -9 para 7 Li / H.
Las abundancias medidos todos están de acuerdo, al menos, aproximadamente con los predichos a partir de un único valor de la relación baryon a fotón. El acuerdo es excelente para el deuterio, cerca pero formalmente discrepante para 4 Él, y por un factor de dos 7 Li; en los dos últimos casos no son sustanciales incertidumbres sistemáticas. Sin embargo, la consistencia en general con abundancias predichas por la nucleosíntesis del Big Bang es una fuerte evidencia de la gran explosión, como la teoría es la única explicación conocida para la abundancia relativa de los elementos de luz, y es prácticamente imposible "afinar" el Big Bang para producir mucho más o menos del 20-30% de helio. De hecho no hay ninguna razón obvia fuera del Big Bang que, por ejemplo, el joven Universo (es decir, antes de la formación de estrellas, como se determina mediante el estudio de la materia supuestamente libre de productos de nucleosíntesis estelar) deben tener más de helio de deuterio o más deuterio que el 3 Él, y en proporciones constantes, también.
Evolución y distribución galáctica
Las observaciones detalladas de la morfología y distribución de galaxias y cuásares están de acuerdo con el estado actual de la teoría del Big Bang. Una combinación de observaciones y la teoría sugiere que los primeros cuásares y galaxias se formaron alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde entonces las estructuras más grandes se han estado formando, como cúmulos de galaxias y supercúmulos. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, por lo que las galaxias distantes (que se observan como lo fueron en los inicios del universo) parecen muy diferentes de las galaxias cercanas (observados en un estado más reciente). Por otra parte, las galaxias que se formaron hace relativamente poco tiempo aparecen marcadamente diferente de las galaxias se formaron a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son fuertes argumentos en contra del modelo de estado estacionario. Observaciones de la formación de estrellas, galaxias y cuásares distribuciones y estructuras más grandes concuerdan bien con las simulaciones del Big Bang de la formación de la estructura en el Universo y están ayudando a completar detalles de la teoría.
Nubes de gas Primordiales
En 2011 los astrónomos encontraron lo que ellos creen que las nubes prístinas de gas primordial, mediante el análisis de las líneas de absorción en los espectros de cuásares distantes. Antes de este descubrimiento, se han observado todos los otros objetos astronómicos para contener los elementos pesados que se forman en las estrellas. Estas dos nubes de gas no contienen elementos más pesados que el hidrógeno y deuterio. Dado que las nubes de gas no tienen elementos pesados, que probablemente se formó en los primeros minutos después del Big Bang, durante Nucleosíntesis del Big Bang. Su composición coincide con la composición prevista de la nucleosíntesis del Big Bang. Esto proporciona evidencia directa de que hubo un período en la historia del universo antes de la formación de las primeras estrellas, cuando existía la materia más común en forma de nubes de hidrógeno neutro.
Otras líneas de evidencia
La edad del Universo según las estimaciones de la expansión Hubble y elCMBestá en buen acuerdo con otras estimaciones utilizando las edades de las estrellas más viejas, tanto como se mide mediante la aplicación de la teoría de laevolución estelar delos cúmulos globularesy por medio dela datación radiométrica de individuoPoblación II estrellas.
La predicción de que la temperatura del CMB fue mayor en el pasado ha sido experimental apoyado por observaciones de las líneas de absorción de temperatura muy bajos en las nubes de gas con alto corrimiento al rojo. Esta predicción también implica que la amplitud del efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxias no depende directamente de corrimiento al rojo. Las observaciones han encontrado que esto es más o menos cierto, pero este efecto depende de las propiedades de racimo que no cambian con el tiempo cósmico, haciendo mediciones precisas difícil.
Temas relacionados en la física
Asimetría bariónica
Todavía no se entiende por qué el universo tiene más materia que antimateria. En general se supone que cuando el universo era joven y muy caliente, que estaba en equilibrio estadístico y contenía el mismo número de bariones y antibariones. Sin embargo, las observaciones sugieren que el Universo, incluyendo sus partes más distantes, se hace casi en su totalidad de la materia. Un proceso llamado bariogénesis se planteó la hipótesis para explicar la asimetría. Para que se produzca bariogénesis, las condiciones de Sakharov deben cumplirse. Estos requieren que el número bariónico no se conserva, que C-simetría y CP-simetría son violados y que el Universo salen de equilibrio termodinámico. Todas estas condiciones se producen en el modelo estándar , pero el efecto no es lo suficientemente fuerte como para explicar el presente asimetría bariónica.
Energía oscura
Las mediciones del desplazamiento hacia el rojo - relación de magnitud de las supernovas de tipo Ia indican que la expansión del Universo se ha acelerado desde que el universo tenía la mitad de su edad actual. Para explicar esta aceleración, la relatividad general requiere que gran parte de la energía en el Universo consta de un componente con una gran presión negativa, llamada " energía oscura ". La energía oscura, aunque especulativa, resuelve numerosos problemas. Las mediciones de la radiación cósmica de fondo indican que el Universo es casi espacialmente plano, y por lo tanto, de acuerdo con la relatividad general el Universo debe tener casi exactamente la densidad crítica de masa / energía. Sin embargo, la densidad de masa del Universo se puede medir a partir de su agrupación gravitacional, y se encuentra que tiene sólo alrededor de 30% de la densidad crítica. Desde la teoría sugiere que la energía oscura no agrupar de la forma habitual es la mejor explicación de la "falta" densidad de energía. La energía oscura también ayuda a explicar dos medidas geométricas de la curvatura general del Universo, uno usando la frecuencia de las lentes gravitacionales, y el otro utilizando el patrón característico de la estructura a gran escala como un gobernante cósmico.
Se cree que la presión negativa de ser una propiedad de la energía del vacío, pero la naturaleza exacta y la existencia de la energía oscura sigue siendo uno de los grandes misterios de la Gran Explosión. Candidatos posibles incluyen una constante cosmológica y la quinta esencia. Los resultados del equipo de WMAP en 2008 están en conformidad con un universo que se compone de 73% de energía oscura, 23% de la materia oscura, la materia ordinaria 4,6% y menos del 1% neutrinos. Según la teoría, la densidad de energía en la materia disminuye con la expansión del Universo, pero la densidad de la energía oscura se mantiene constante (o casi) como se expande el Universo. Por lo tanto la materia formada por una mayor fracción de la energía total del Universo en el pasado que en la actualidad, pero su contribución fraccional caerá en el futuro lejano como la energía oscura se vuelve aún más dominante.
Materia oscura
Durante los años 1970 y 1980, varias observaciones mostraron que no hay suficiente materia visible en el universo para explicar la aparente fortaleza de las fuerzas gravitacionales dentro y entre las galaxias. Esto llevó a la idea de que hasta el 90% de la materia en el universo es materia oscura que no emite luz o interactuar con normalidad materia bariónica. Además, la suposición de que el universo es principalmente materia normal llevado a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el Universo de hoy es mucho más abultada y contiene mucho menos deuterio que puede explicarse sin la materia oscura. Mientras que la materia oscura siempre ha sido motivo de controversia, se infiere por varias observaciones: las anisotropías en el CMB, dispersiones de velocidad racimo de galaxias, las distribuciones de la estructura a gran escala, los estudios de lente gravitacional, y las mediciones de rayos X de los cúmulos de galaxias.
La evidencia indirecta de la materia oscura viene de su influencia gravitatoria sobre otro asunto, ya que no hay partículas de materia oscura se han observado en los laboratorios. Muchos de física de partículas se han propuesto candidatos para la materia oscura, y varios proyectos para detectarlas son directamente marcha.
Edad globular clúster
A mediados de la década de 1990 observaciones de cúmulos globulares parecían ser incompatibles con la teoría del Big Bang. Las simulaciones por ordenador que coincidían con las observaciones de los estelares poblaciones de cúmulos globulares sugirieron que eran cerca de 15 mil millones de años, lo que entraba en conflicto con la edad 13770000000 años del Universo. Este problema se resolvió parcialmente a finales de 1990 cuando las nuevas simulaciones por ordenador, que incluyen los efectos de la pérdida de masa debido a los vientos estelares, indicaron una edad mucho más joven de los cúmulos globulares. Quedan algunas preguntas en cuanto a cómo se miden con exactitud la edad de los racimos, pero está claro que las observaciones de los cúmulos globulares ya no parecen coincidir con la teoría del Big Bang.
Problemas
No se consideran generalmente como tres problemas pendientes con la teoría del Big Bang: el problema del horizonte, el problema de la planitud y el problema monopolo magnético. La respuesta más común a estos problemas es la teoría inflacionaria ; sin embargo, ya que esto crea nuevos problemas, se han propuesto otras opciones, tales como la hipótesis de curvatura de Weyl.
Problema Horizonte
El problema del horizonte resulta de la premisa de que la información no puede viajar más rápido que la luz. En un universo de edad finita esto establece un límite del horizonte de partículas -en la separación de las dos regiones del espacio que están en contacto causal. La isotropía observada de la CMB es problemático en este sentido: si el Universo había estado dominada por la radiación o la materia en todo momento hasta la época de la última dispersión, el horizonte de partículas en ese momento correspondería a cerca de 2 grados en el cielo. Entonces habría ningún mecanismo para causar más amplias regiones tengan la misma temperatura.
Una solución a este aparente inconsistencia es ofrecido por la teoría inflacionaria en el que un campo de energía escalar homogéneo e isótropo domina el universo en algún período muy temprano (antes bariogénesis). Durante la inflación, el universo sufre expansión exponencial, y el horizonte de partículas se expande mucho más rápidamente de lo que se suponía anteriormente, por lo que las regiones actualmente en lados opuestos del Universo observable están bien dentro del horizonte de la otra partícula. La isotropía observada de la CMB entonces se deduce del hecho de que esta región más grande estaba en contacto causal antes del comienzo de la inflación.
Principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionista habrá fluctuaciones térmicas cuánticos, que se magnifican a escala cósmica. Estas fluctuaciones sirven como las semillas de toda la estructura actual del Universo. La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariante en escala y de Gauss , que ha sido confirmado con precisión por mediciones de la CMB.
Si se produce la inflación, la expansión exponencial empujaría grandes regiones del espacio más allá de nuestro horizonte observable.
Problema de planitud
El problema de planeidad (también conocido como el problema de vejez) es un problema de observación asociada con una métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. El universo puede tener positivo, negativo o cero espacial curvatura en función de su densidad de energía total. La curvatura es negativa si su densidad es menor que la densidad crítica, positivo si es mayor, y cero en la densidad crítica, en la que se dice espacio caso de ser plana . El problema es que cualquier pequeña desviación de la densidad crítica crece con el tiempo, y sin embargo, el Universo hoy sigue siendo muy cerca de plana. Teniendo en cuenta que una escala de tiempo natural para salida de planitud podría ser el tiempo de Planck, 10 -43 segundos, el hecho de que el Universo ha llegado ni una muerte térmica ni un Big Crunch después de miles de millones de años requiere alguna explicación. Por ejemplo, incluso en la relativamente tardía edad de unos minutos (el tiempo de la nucleosíntesis), la densidad del universo debe haber sido dentro de una parte en 10 14 de su valor crítico, o no existiría como lo hace hoy.
Una solución a este problema es ofrecido por la teoría inflacionaria . Durante el período de inflación, el espacio-tiempo se expandió hasta un grado tal que su curvatura se habría suavizado. Por lo tanto, se teoriza que la inflación condujo el Universo a un estado casi espacialmente plano, con casi exactamente la densidad crítica.
Monopolos magnéticos
La objeción monopolo magnético se elevó a finales de 1970. teorías de gran unificación predicen defectos topológicos en el espacio que se manifiestan como monopolos magnéticos. Estos objetos se producirían de manera eficiente en el caliente Universo temprano, lo que resulta en una densidad mucho mayor que es consistente con las observaciones, ya que las búsquedas no han encontrado ningún monopolos. Este problema también se resuelve por la inflación cósmica , que elimina todos los defectos puntuales desde el Universo observable de la misma manera que impulsa la geometría para planitud.
El futuro de acuerdo con la teoría del Big Bang
Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos escenarios para el futuro del Universo. Si la masa de densidad del Universo eran mayor que la densidad crítica, entonces el Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comienzan a derrumbarse. Se convertiría más denso y más caliente nuevamente, terminando con un estado similar a aquel en el que comenzó, un Big Crunch. Alternativamente, si la densidad en el Universo fuera igual o inferior a la densidad crítica, la expansión sería más lento, pero nunca se detiene. La formación de estrellas cesaría con el consumo de gas interestelar en cada galaxia; estrellas quemarían a cabo dejando enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros . Muy poco a poco, las colisiones entre éstas darían lugar a la acumulación de masa en los agujeros negros más grandes y más grandes. La temperatura media del Universo podría acercarse asintóticamente al cero absoluto -a gran congelación. Por otra parte, si el protón fuera inestable, entonces la materia bariónica desaparecería, dejando sólo la radiación y los agujeros negros. Con el tiempo, los agujeros negros se evaporaría mediante la emisión de radiación de Hawking . La entropía del universo se incrementaría hasta el punto en ninguna forma organizada de energía podría ser extraída de él, un escenario conocido como muerte térmica.
Observaciones modernas de la aceleración de la expansión implican que cada vez más del Universo visible actualmente pasará más allá de nuestro horizonte de sucesos y fuera de contacto con nosotros. El resultado final no se conoce. La ΛCDM modelo del universo contiene energía oscura en forma de un constante cosmológica. Esta teoría sugiere que sólo los sistemas gravitacionalmente consolidados, como galaxias, permanecerán juntos, y ellos también estarán sujetos a calentar la muerte como se expande Universo y se enfría. Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de la energía fantasma, sugieren que en última instancia, de galaxias clusters, estrellas, planetas, átomos, núcleos, y la materia en sí será destrozado por la creciente expansión en el llamado Big Rip.
La física especulativa más allá de la teoría del Big Bang
Mientras que el modelo del Big Bang está bien establecida en la cosmología, es probable que ser refinado en el futuro. Poco se sabe sobre los primeros momentos de la historia del Universo. Las ecuaciones de la clásica relatividad general indican una singularidad en el origen del tiempo cósmico, aunque esta conclusión depende de varios supuestos. Por otra parte, la relatividad general debe romper antes de que el universo llegue a la temperatura de Planck, y un tratamiento correcto de la gravedad cuántica puede evitar el aspirante a la singularidad.
Algunas propuestas, cada una de las cuales conlleva hipótesis no probadas, son:
- Modelos como la condición sin límite Hartle-Hawking en el que la totalidad del espacio-tiempo es finito; el Big Bang hace representar el límite de tiempo, pero sin la necesidad de una singularidad.
- Modelo de celosía Big Bang afirma que el Universo en el momento del Big Bang se compone de una retícula infinita de fermiones que se unta sobre el dominio fundamental por lo que tiene tanto de rotación, traslación, y medir la simetría. La simetría es la mayor simetría posible y, por tanto, la entropía más baja de cualquier estado.
- Modelos de cosmología de branas en el que la inflación se debe al movimiento de branas en la teoría de cuerdas ; la pre Big-modelo Bang; la ecpirótico modelo, en el que el Big Bang es el resultado de una colisión entre branas; y la modelo cíclico, una variante del modelo ecpirótico en el que las colisiones se producen periódicamente. En este último modelo del Big Bang fue precedida por un Big Crunch y el universo sin fin ciclos de un proceso a otro.
- La inflación eterna, en la que la inflación universal, termina localmente aquí y allá de forma aleatoria, cada punto final que conduce a ununiverso burbujaen expansión de su propio Big Bang.
Propuestas en las dos últimas categorías ver el Big Bang como un evento, ya sea en un universo mucho más grande y más viejo, o en unmultiverso.
Interpretaciones religiosas y filosóficas
Como teoría relevante para el origen del universo, el Big Bang tiene incidencia significativa en la religión y la filosofía. Como resultado, se ha convertido en una de las zonas más animadas de la discurso entre la ciencia y la religión. Algunos creen que el Big Bang implica un creador, mientras que otros sostienen que la cosmología del Big Bang hace que la noción de un creador superfluo.
