El Big 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). No obstante, hay que tener en cuenta que 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.5La 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 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 desarrolloPara 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 Lematre6obtuvo 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.Descripcin delBig Bang

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 300.000 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 unasingularidad gravitacionalen 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 tericaEn 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

Segn la teora delBig Bang, elUniversose origin en unasingularidad espaciotemporaldedensidadinfinitamatemticamenteparadjica. El universo se ha expandido desde entonces, por lo que los objetos astrofsicos se han alejado unos respecto de los otros.