Big-bang

O big-bang (en lingua inglesa 'grande explosión'), ten tres significados relacionados na cosmoloxía física:
O primeiro fai referencia ós feitos observables que acreditan a evolución do universo, isto é os datos recollidos polos telescopios e demais instrumentos científicos, 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 hai 13800 millóns de anos, a partir dun estado enormemente denso e quente e de dimensión mínima ata as súas dimensións actuais e a súa posterior evolución.
Por último, nun senso máis técnico, utilizase para describir a explosión ocorrida uns 10-35 segundos despois do instante cero, tendo en conta que máis aló de 10-43 segundos despois da singularidade ou momento cero da historia do universo non son aplicábeis as leis físicas coñecidas, sendo este límite 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 ao 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 súa posición ou orientación.
A teoría da nucleosíntese do big-bang predí o paso no que 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 de 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. Big-bang ou estado estacionario
A demostración da expansión do universo de Edwin Hubble proba que este non é estático. Nos primeiros tempos, a teoría do estado estacionario foi a máis popular, malia que o fenómeno da creación de materia non estaba xustificada por consideracións físicas pola consideración de que o universo é eterno, sen conflito entre a idade do universo e a idade dun obxecto celeste calquera. Na hipótese do big-bang, o universo ten unha idade finita. Algúns métodos de datación da Terra indicaban que era máis vella que a idade do universo estimado a partir da súa taxa de expansión. Os modelos do tipo big-bang tiñan dificultades por mor destas observacións. Estas dificultades desapareceron cunha nova avaliación máis precisa da taxa de expansión do universo. Historia
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 "nebulosa 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. 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 ó modelo de universo estático que defendía Einstein. En 1924, a medición de Edwin Hubble da gran distancia á nebulosa espiral máis próxima mostrou que eses sistemas eran outras galaxias. Derivando ecuacións ata chegar ás ecuacións de Friedmann, pero independentemente, en 1927, Georges Lemaître, un sacerdote belga católico, predixo que o retroceso das nebulosas debíase á expansión do universo. En 1931 Lemaître foi máis alá e suxeriu 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 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. Lemaître xa mostrara que isto era esperado, dado o principio cosmolóxico. Durante os anos 1930, outras ideas propuxéronse como cosmoloxías non estándares para explicar as observacións 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 se creaba mentres o universo parecía expandirse. Neste modelo, o universo é máis ou menos o mesmo en calquera lugar no tempo. A outra fora a teoría do big-bang de Lemaître, defendida e desenvolvida por George Gamow, quen introduciu a nucleosíntese do big-bang e cuxos asociados, Ralph Alpher e Robert Herman, predixeron a radiación de fondo de microondas. 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.
Por un tempo, ámbalas dúas 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 deixou o big-bang como a mellor teoría sobre a orixe e evolución do cosmos. Gran parte do traballo actual en cosmoloxía inclúe 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 as observacións coa teoría básica.
Déronse grandes pasos na cosmoloxía do big-bang dende a década de 1990, como resultado de avances maiores na tecnoloxía do telescopio, así como da análise dos copiosos datos obtidos de satélites como o COBE, o 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 descubrimento de que a expansión do universo parece acelerarse (ver enerxía escura). Visión de conxunto
Singularidade inicial
Como xa se dixo, 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 ata cando se pode extrapolar ata a singularidade -certamente, sempre despois da época de Planck. A primitiva fase (alta temperatura e densidade) é chamada "o big-bang", 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. 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 máis comúns, o universo foi enchido homoxeneamente e isotropicamente cunha densidade enerxética incriblemente alta, enormes temperatura e presión, e foise expandindo e arrefriando moi rapidamente.
A Gran Inflación
Aproximadamente ós 10−35 segundos desta expansión, un cambio de estado da materia causou unha inflación cósmica, durante a cal o universo creceu exponencialmente. 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 xerada polas ondas de densidade, a polarización de modo B é xerada exclusivamente polas ondas gravitacionais (que tamén xeran 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
Despois de que a inflación parara, o universo estaba constituído por plasma quark-gluon, ademais das outras partículas elementais. 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 dunha 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 conseguidos en experimentos de física de partículas. A aproximadamente 10−6 segundos, os quarks e gluóns combináronse para formaren 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 relativista é a densidade de enerxía do universo foi dominada por fotóns (cunha menor contribución dos neutrinos).
A nucleosíntese do big-bang
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 formaren os núcleos atómicos do deuterio e helio no universo, nun proceso chamado nucleosíntese do big-bang. A maioría dos protóns quedaron sen 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
Tras uns 380. 000 anos os electróns e núcleos combináronse en átomos (na súa maior parte hidróxeno); polo que a radiación se desensamblou da materia e continuou polo espazo con poucos impedimentos. Esta antiga radiación é coñecida como radiación de fondo de microondas.
A xeración das estruturas a grande escala do universo. As primeiras estrelas.
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.
Situación actual do universo. A enerxía escura
O universo actual está aparentemente dominado por unha forma misteriosa de enerxía coñecida como enerxía escura. Aproximadamente o 70% da densidade da enerxía do universo está nesta 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 termo 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.
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. Evidencias
En xeral, considéranse tres as evidencias empíricas que apoian a teoría cosmolóxica do big-bang. Estas son: a expansión do universo que se expresa na Lei de Hubble e que se pode apreciar no corremento cara ao vermello das galaxias, as medidas detalladas do fondo cósmico de microondas, e a abundancia de elementos lixeiros. Amais, a función de correlación da estrutura a grande escala do Universo encaixa coa teoría do big-bang.
Expansión expresada na lei de Hubble
Da observación de galaxias e quásares afastados despréndese a idea de que estes obxectos experimentan un desprazamento cara ao vermello, o que quere dicir que a luz que emiten se desprazou proporcionalmente cara a lonxitudes de onda máis longas. Isto compróbase tomando o espectro dos obxectos e comparando, despois, o patrón espectroscópico das liñas de emisión ou absorción correspondentes a átomos dos elementos que interactuar coa radiación. Nesta análise pódese apreciar certo corremento cara ao vermello, o que se explica por unha velocidade recesional correspondente ao efecto Doppler na radiación. Ao representar estas velocidades recesionais fronte ás distancias respecto aos obxectos, obsérvase que gardan unha relación lineal, coñecida como Lei de Hubble: v
H 0 ⋅ D {\displaystyle v
H_{0}\cdot D\, } onde v é a velocidade recesional, D é a distancia ao obxecto e H0 é a constante de Hubble, que o satélite WMAP estimou en 71 ±4 km/s/Mpc.
Radiación cósmica de fondo
Unha das predicións da teoría do big-bang é a existencia da radiación cósmica de fondo, radiación de fondo cósmico de microondas ou CMB (Cosmic microwave background). O universo temperán, debido á súa alta temperatura, teríase enchido de luz emitida polos seus outros compoñentes. Mentres o universo se arrefriaba debido á expansión, a súa temperatura tería caído por debaixo de 3000 K. Por enriba desta temperatura, os electróns e protóns están separados, facendo o universo opaco á luz. Por debaixo dos 3000 K fórmanse os átomos, permitindo o paso da luz a través do gas do universo. Isto é o que se coñece como disociación de fotóns.
A radiación neste momento tería tido o espectro do corpo negro e tería viaxado libremente durante o resto de vida do universo, sufrindo un desprazamento cara ao vermello como consecuencia da expansión de Hubble. Isto fai variar o espectro do corpo negro de 3345 K a un espectro do corpo negro cunha temperatura moito menor. A radiación, vista dende calquera punto do universo, parecerá provir de todas as direccións no espazo.
En 1965, Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson, mentres desenvolvían unha serie de observacións de diagnóstico cun receptor de microondas propiedade dos Laboratorios Bell, descubriron a radiación cósmica de fondo. Iso proporcionou unha confirmación substancial das predicións xerais respecto ao CMB — a radiación resultou ser isótropa e constante, cun espectro do corpo negro de preto de 3 K— e inclinou a balanza cara á hipótese do big-bang. Penzias e Wilson recibiron o Premio Nobel polo seu descubrimento.
En 1989, a NASA lanzou o COBE (Cosmic background Explorer) e os resultados iniciais, proporcionados en 1990, foron consistentes coas predicións xerais da teoría do big-bang acerca da CMB. O COBE achou unha temperatura residual de 2, 726 K, e determinou que oCMB era isótropo en torno a unha de cada 105 partes. Durante a década dos 90 investigouse máis extensamente a anisotropía no CMB mediante un gran número de experimentos en terra e, medindo a distancia angular media (a distancia no ceo) das anisotropías, viuse que o universo era xeometricamente plano.
A principios de 2003 déronse a coñecer os resultados da Sonda Wilkinson de Anisotropías do fondo de Microondas (en inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ou WMAP), mellorando os que até entón eran os valores máis precisos dalgúns parámetros cosmolóxicos. (Vexa tamén experimentos sobre o fondo cósmico de microondas). Este satélite tamén refutou varios modelos inflacionistas específicos, pero os resultados eran constantes coa teoría da inflación en xeral.
Abundancia de elementos primordiais
Pódese calcular, empregando a teoría do big-bang, a concentración de helio-4, helio-3, deuterio e litio-7. 1 no universo como proporcións con respecto á cantidade de hidróxeno normal, H. Todas as abundancias dependen dun só parámetro: a razón entre fotóns e barións, que pola súa banda pode calcularse independentemente a partir da estrutura detallada da radiación cósmica de fondo. As proporcións preditas (en masa, non volume) son de preto de 0, 25 para a razón 4He/H/H, ao redor de 10−3 para 2He/H/H, e ao redor de 10−4 para 3He/H/H.
Estas abundancias medidas concordan, polo menos aproximadamente, coas preditas a partir dun valor determinado da razón de barións a fotóns, e considérase unha proba sólida en favor do big-bang, xa que esta teoría é a única explicación coñecida para a abundancia relativa de elementos lixeiros. De feito non hai, fóra da teoría do big-bang, ningunha outra razón obvia pola que o universo debese, por exemplo, ter máis ou menos helio en proporción ao hidróxeno.
Evolución e distribución galáctica
As observacións detalladas da morfoloxía e estrutura das galaxias e quásares proporcionan unha forte evidencia do big-bang. A combinación das observacións coa teoría suxire que os primeiros quásares e galaxias se formaron hai ao redor de mil millóns de anos despois do big-bang, e dende ese momento se estiveron a formar estruturas máis grandes, como os cúmulos de galaxias e os supercúmulos. As poboacións de estrelas foron envellecendo e evolucionando, de modo que as galaxias afastadas (que se observan tal e como eran no principio do universo) son moi diferentes ás galaxias próximas (que se observan nun estado máis recente). Por outro lado, as galaxias formadas fai relativamente pouco son moi diferentes ás galaxias que se formaron a distancias similares pero pouco despois do big-bang. Estas observacións son argumentos sólidos en contra da teoría do estado estacionario. As observacións da formación estelar, a distribución de quásares e galaxias, e as estruturas máis grandes concordan coas simulacións obtidas sobre a formación da estrutura no universo a partir do big-bang, e están a axudar a completar detalles da teoría.
Outras evidencias
Despois de certa controversia, a idade do Universo estimada pola expansión Hubble e a CMB (Radiación cósmica de fondo) concorda en boa medida (é dicir, lixeiramente máis grande) coas idades das estrelas máis vellas, ambos os dous medidos aplicando a teoría da evolución estelar dos cúmulos globulares e a través da data radiométrica individual nas estrelas da segunda Poboación. Problemas comúns
Historicamente, xurdiron varios problemas dentro da teoría do big-bang. Algúns deles só teñen interese histórico e foron evitados, xa sexa por medio de modificacións á teoría ou como resultado de observacións máis precisas. Outros aspectos, como o problema da penumbra en cumio e o problema da galaxia anana de materia escura fría, non se consideran graves, dado que poden resolverse a través dun perfeccionamento da teoría.
Existe un pequeno número de propoñentes de cosmoloxías non estándar que pensan que non houbo un big-bang. Afirman que as solucións aos problemas coñecidos do big-bang conteñen modificacións ad hoc e agregados á teoría. As partes máis atacadas da teoría inclúen o concernente á materia escura, a enerxía escura e a inflación cósmica. Cada unha destas características do universo foi suxerida mediante observacións da radiación de fondo de microondas, a estrutura a grande escala do cosmos e as supernovas de tipo IA, pero atópanse na fronteira da física moderna (ver problemas por solucionar na física). Se ben os efectos gravitacionais de materia e enerxía escuras son ben coñecidos de forma observacional e teórica, aínda non foron incorporados ao modelo estándar da física de partículas de forma aceptábel. Estes aspectos da cosmoloxía estándar seguen sen ter unha explicación axeitada, pero a maioría dos astrónomos e os físicos aceptan que a concordancia entre a teoría do big-bang e a evidencia observacional é tan próxima que permite estabelecer con certa seguridade case todos os aspectos básicos da teoría.
Críticas dos científicos
As conviccións ou as reticencias dos autores que participaron na emerxencia do concepto tiveron un papel no proceso de maduración, e díxose a miúdo que as conviccións relixiosas de Lemaître o levaran a propoñer o modelo do big-bang, aínda que non houbese probas tanxíbeis. Á inversa, a idea segundo a cal todo o universo puidese ser creado nun só instando parecía a Frío Hoyle moito máis criticable que a súa hipótese de creación lenta pero continúa de materia segundo a teoría do estado estacionario, o cal é sen lugar a dúbidas a orixe do seu rexeitamento da teoría do big-bang. Coñécense moitos máis exemplos de reticencias de personalidades do mundo científico, en particular: Hannes Alfvén, Premio Nobel de Física 1970 polos seus traballos sobre a física de plasmas, que rexeitou totalmente o big-bang, e considerou máis propor a súa propia teoría, o Universo plasma, baseada na preeminencia dos fenómenos electromagnéticos sobre os fenómenos gravitacionais a grande escala, que hoxe foi abandonada completamente.
Edward Milne, propón cosmoloxías newtonianas, e foi ademais o primeiro que o fixo (aínda que despois da formulación da relatividade xeral), dentro das cales a expansión era interpretada como movementos de galaxias dentro dun espazo estático e minkowkià (vexa universo de Milne).
Wilson, especialmente, declarou non ter tido a certeza da pertinencia da interpretación cosmolóxica do seu descubrimento: «Arno e eu, seguro, estabamos moi contentos de ter unha resposta, de calquera natura que fose, ao noso problema. Calquera explicación razoábel nos tería satisfeito. [. .. ] Habituarámonos á idea dunha cosmoloxía do estado estacionario. [. .. ] Filosoficamente, eu estimábame máis a cosmoloxía do estado estacionario. Mesmo, pensei que tiñamos que presentar o noso resultado coma unha simple medida: polo menos a medida podía restar verdadeira aínda que a cosmoloxía que había detrás se tivese por falsa».
Tamén hoxe, e a pesar do éxito innegábel, o big-bang atopa aínda unha oposición moi feble dunha parte do mundo científico, e entre algúns astrónomos. De entre estes pódense salientar os seus opostos históricos como Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle e Jayant Narlikar, que despois de finalmente abandonar a teoría do estado estacionario, propuxeron unha versión modificada, sempre baseada na creación de materia, pero nunha sucesión de fases de expansión e de contracción, a teoría do estado caseestacionario, que non chegou a ter éxito pola súa incapacidade para facer predicións precisas e compatíbeis cos datos observacionais actuais, especialmente coas do fondo difundido cosmolóxico. Unha das críticas recorrentes do big-bang é a incoherencia entre a idade do universo, máis novo que aquela que se atribúe a certos obxectos afastados, como no caso das galaxias Abell 1835 IR1916 ou HUDF-JD2, pero a maior parte destes problemas de idade son o resultado de máis estimacións da idade destes obxectos (vexa os artigos correspondentes), e tamén dunha infravaloración do erro nas medidas.
O problema da segunda lei da termodinámica
O problema do segundo principio da termodinámica resulta do feito de que deste principio se deduce que a entropía, a desorde, aumenta se se deixa ao sistema (o universo) seguir o seu propio rumbo. Unha das consecuencias da entropía é o aumento na proporción entre radiación e materia polo tanto o universo debería rematar nunha morte térmica, unha vez que a maior parte da materia se converta en fotóns e estes se dilúan na inmensidade do universo.
Outro problema sinalado por Roger Penrose é que a entropía parece ter sido anormalmente pequena no estado inicial do universo. Penrose avalía a probabilidade dun estado inicial en aproximadamente 1010123 {\displaystyle 10^{10^{123}}} unidades naturais de volume no espazo das fases. De acordo con Penrose e outros, a teoría cosmolóxica ordinaria non explica porqué a entropía inicial do universo é tan anormalmente baixa, e propón a hipótese de curvatura de Weil en conexión con ela. De acordo con esa hipótese unha teoría cuántica da gravidade debería dar unha explicación tanto do porqué o universo iniciouse nun estado de curvatura de Weil nula e dunha entropía tan baixa. Aínda que aínda non se logrou unha teoría da gravidade cuántica satisfactoria.
Por outro lado na teoría estándar o estado entrópico anormalmente baixo, considérase que é produto dunha "gran casualidade" xustificada polo principio antrópico. Postura que Penrose e outros consideran filosoficamente insatisfactoria.
O problema do horizonte
O problema do horizonte, tamén chamado problema da causalidade, resulta do feito de que a información non pode viaxar máis rápido que a luz, de maneira que dúas rexións no espazo separadas por unha distancia maior que a velocidade da luz multiplicada pola idade do universo non poden estar causalmente conectadas. Neste sentido, a isotropía observada da radiación de fondo de microondas (CMB) resulta problemática, debido a que o tamaño do horizonte de partículas nese tempo corresponde a un tamaño de preto de dous graos no ceo. Se o universo tivese tido a mesma historia de expansión dende a época de Planck, non habería mecanismo que puidese facer que estas rexións tivesen a mesma temperatura.
Esta aparente inconsistencia resólvese coa teoría inflacionista, segundo a cal un campo de enerxía escalar isótropo domina o universo ao transcorrer un tempo de Planck logo da época de Planck. Durante a inflación, o universo sofre unha expansión exponencial, e rexións que se afectan mutuamente expándense máis alá dos seus respectivos horizontes. O principio de indeterminación de Heisenberg predí que durante a fase inflacionista haberá flutuacións primordiais, que se simplificarán até a escala cósmica. Estas flutuacións serven de semente para toda a estrutura actual do universo. Ao pasar a inflación, o universo expándese seguindo a lei de Hubble, e as rexións que estaban demasiado lonxe para afectarse mutuamente volven ao horizonte. Isto explica a isotropía observada da CMB. A inflación predí que as flutuacións primordiais son case invariantes segundo a escala e que teñen unha distribución normal ou gaussiana, o cal foi confirmado con precisión por medidas da CMB.
En 2003 apareceu outra teoría para resolver este problema, a velocidade variante da luz de João Magueijo, que aínda que co tempo contradí a relatividade de Einstein usa a súa ecuación incluíndo a constante cosmolóxica para resolver o problema dunha forma moi eficaz que tamén axuda a solucionar o problema da planidade.
O problema da planidade
O problema da planidade (flatness problem en inglés) é un problema observacional que resulta das consecuencias que a métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker ten para coa xeometría do universo. En xeral, considérase que existen tres tipos de xeometrías posíbeis para o noso universo segundo a súa curvatura espacial: xeometría elíptica (curvatura positiva), xeometría hiperbólica (negativa) e xeometría euclidiana ou plana (curvatura nula).
A devandita xeometría vén determinada pola cantidade total de densidade de enerxía do universo (medida mediante o tensor de tensión-enerxía). Sendo o cociente entre a densidade de enerxía medida observacionalmente e a densidade crítica pc, tense que para cada xeometría as relacións entre ambos os dous parámetros han de ser: { Ω > 1 Curvatura positiva Ω
1 Curvatura nula Ω < 1 Curvatura negativa {\displaystyle \left\{{\begin{array}{l}\Omega >1{\text{ Curvatura positiva}}\\\Omega
1{\text{ Curvatura nula}}\\\Omega <1{\text{ Curvatura negativa}}\end{array}}\right. } A densidade no presente é moi próxima á densidade crítica, ou o que é o mesmo, o universo hoxe é espacialmente plano, dentro dunha boa aproximación. Non obstante, as diferenzas con respecto á densidade crítica crecen co tempo, logo no pasado a densidade tivo que ser aínda máis próxima a esta. Mediuse que nos primeiros momentos do universo a densidade era diferente á crítica tan só nunha parte en 1015 (unha mil billonésima parte). Calquera desviación maior tería conducido a unha morte térmica ou un Big Crunch e o universo non sería como agora.
Unha solución a este problema vén de novo da teoría inflacionaria. Durante o período inflacionario o espazo-tempo expandiuse tan rápido que provocou unha especie de estiramento do universo acabando con calquera curvatura residual que puidese haber. Así a inflación puido facer o universo plano.
Idade dos cúmulos globulares
A mediados dos anos 90, as observacións realizadas dos cúmulos globulares parecían non concordar coa Teoría do big-bang. As simulacións realizadas por ordenador de acordo coas observacións das poboacións estelares de cúmulos de galaxias suxeriron unha idade de preto de 15000 millóns de anos, o que entraba en conflito coa idade do universo, estimada en 13700 millóns de anos. O problema ficou resolto a finais desa década, cando as novas simulacións realizadas, que incluían os efectos da perda de masa debida aos ventos estelares, indicaron que os cúmulos globulares eran moito máis novos. Fican aínda no aire algunhas preguntas en canto a con que exactitude se miden as idades dos cúmulos, pero está claro que estes son algúns dos obxectos máis antigos do universo.
Monopolos magnéticos
A obxección dos monopolos magnéticos foi proposta a finais da década de 1970. As teorías da grande unificación predín defectos topolóxicos no espazo que se manifestarían como monopolos magnéticos encontrándose no espazo cunha densidade moito maior á observada. De feito, ata agora, non se deu con ningún monopolo. Este problema tamén queda resolto mediante a inflación cósmica, dado que esta elimina todos os puntos defectuosos do universo observábel da mesma forma que conduce a xeometría cara á súa forma plana. É posíbel que aínda así poida haber monopolos pero calculouse que apenas se habería un por cada universo visíbel, unha cantidade ínfima e non observábel en todo caso.
Materia escura
Nas diversas observacións realizadas durante as décadas dos 70 e 80 (sobre todo as das curvas de rotación das galaxias) mostrouse que non había suficiente materia visíbel no universo para explicar a intensidade aparente das forzas gravitacionais que se dan en e entre as galaxias. Isto conduciu á idea de que ata un 90% da materia no universo non é materia común ou bariónica senón materia escura. Amais, a asunción de que o universo estivese composto na súa maior parte por materia común levou a predicións que eran fortemente inconsistentes coas observacións. En particular, o universo é moito menos "inhomoxéneo" e contén moito menos deuterio do que se pode considerar sen a presenza de materia escura. Mentres que a existencia da materia escura era inicialmente polémica, agora é unha parte aceptada da cosmoloxía estándar, debido ás observacións das anisotropías no CMB, dispersión de velocidades dos cúmulos de galaxias, e nas estruturas a grande escala, estudos das lentes gravitacionais e medidas por medio de raios x dos cúmulos de galaxias. A materia escura detectouse unicamente a través da súa pegada gravitacional; non se observou no laboratorio ningunha partícula que se lle poida corresponder. Non obstante, hai moitos candidatos a materia escura en física de partículas (coma, por exemplo, as partículas pesadas e neutras de interacción feble ou WIMP (Weak Interactive Massive Particles), e estanse a levar a cabo diversos proxectos para detectala.
Enerxía escura
Na década de 1990, medidas detalladas da densidade de masa do universo revelaron que esta sumaba en torno ao 30% da densidade crítica. Posto que o universo é plano, como indican as medidas do fondo cósmico de microondas, ficaba un 70% de densidade de enerxía sen contar. Este misterio aparece agora conectado con outro: as medicións independentes das supernovas de tipo Ia revelaron que a expansión do universo experimenta unha aceleración de tipo non lineal, en vez de seguir estritamente a Lei de Hubble. Para explicar esta aceleración, a relatividade xeral necesita que gran parte do universo consista nun compoñente enerxético con gran presión negativa. Cre que esta enerxía escura constitúe ese 70% restante. A súa natureza segue sendo un dos grandes misterios do big-bang. Os candidatos posíbeis inclúen unha constante cosmolóxica escalar e unha quintaesencia. Actualmente estanse a realizar observacións que poderían axudar a aclarar este punto. O futuro segundo a teoría do big-bang
Denantes das observacións da enerxía escura, os cosmólogos consideraron dous posíbeis escenarios para o futuro do universo. Se a densidade de masa do Universo se atopa sobre a densidade crítica, entón o Universo acadaría un tamaño máximo e logo comezaría a colapsarse. Este faríase máis denso e máis quente novamente, rematando nun estado similar ao estado no cal empezou nun proceso chamado Big Crunch. Por outro lado, se a densidade no Universo é igual ou menor á densidade crítica, a expansión diminuiría a súa velocidade, pero nunca se detería. A formación de estrelas cesaría mentres o Universo en crecemento se faría menos denso cada vez. A media da temperatura do universo podería achegarse asintoticamente ao cero absoluto (0 K ou -273, 15 °C). Os buratos negros evaporaríanse por efecto da radiación de Hawking. A entropía do universo incrementaríase até o punto en que ningunha forma de enerxía podería ser extraída del, un escenario coñecido como morte térmica. Máis aínda, se existe a descomposición do protón, proceso polo cal un protón decaería a partículas menos masivas emitindo radiación no proceso, entón todo o hidróxeno, a forma predominante do materia bariónica no universo actual, desaparecería a moi longo prazo, deixando só radiación.
As observacións modernas da expansión acelerada implican que cada vez unha maior parte do universo observábel na actualidade ficará máis alá do noso horizonte de sucesos e fóra de contacto. Descoñécese cal sería o resultado deste evento. O modelo Lambda-CMD do universo contén enerxía escura na forma dunha constante cosmolóxica (dalgún xeito similar ao que incluíra Einstein na súa primeira versión das ecuacións de campo). Esta teoría suxire que só os sistemas mantidos gravitacionalmente, como as galaxias, se manterían xuntos, e eles tamén estarían suxeitos á morte térmica a medida que o universo se arrefriase e expandise. Outras explicacións da enerxía escura-chamadas teorías da enerxía pantasma suxiren que os cúmulos de galaxias e finalmente as galaxias mesmas se esgazarán pola eterna expansión do universo, no chamado Big Rip. Física especulativa alén do big-bang
A pesar de que o modelo do big-bang se atopa ben estabelecido na cosmoloxía, é probábel que se redefina no futuro. Tense moi pouco coñecemento sobre o universo máis temperán, durante o cal se postula que aconteceu a inflación. Tamén é posíbel que nesta teoría existan porcións do Universo moito máis alá do que é observábel en principio. Na teoría da inflación, isto é un requisito: A expansión exponencial empurrou grandes rexións do espazo alén do noso horizonte observábel. Pode ser posíbel deducir que aconteceu cando teñamos un mellor entendemento da física a altas enerxías. As especulacións feitas ao respecto, polo xeral involucran teorías de gravidade cuántica.
Algunhas propostas son: Inflación caótica.
Cosmoloxía de branas, incluíndo o modelo ekpirótico, no cal o big-bang é o resultado dunha colisión entre membranas.
Un universo oscilante no cal o estado primitivo denso e quente do universo temperán deriva do Big Crunch dun universo similar ao noso. O universo puido atravesar un número infinito de big bangs e big crunches. O cíclico, unha extensión do modelo ekpirótico, é unha variación moderna desa posibilidade.
Modelos que inclúen a condición de contorno de Hartle-Hawking, na cal totalidade do espazo-tempo é finito. Algunhas posibilidades son compatíbeis cualitativamente unhas con outras. En cada unha atópanse involucradas hipóteses aínda non testadas. Interpretacións filosóficas e relixiosas
Existe un gran número de interpretacións sobre a teoría do big-bang que son completamente especulativas ou extracientíficas. Algunhas destas ideas tratan de explicar a causa mesma do big-bang (primeira causa), e foron criticadas por algúns filósofos naturalistas por ser soamente novas versións da creación. Algunhas persoas cren que a teoría do big-bang brinda soporte a antigos enfoques da creación, como por exemplo o que se encontra no Xénese (ver creacionismo), mentres outros cren que todas as teorías do big-bang son inconsistentes con estas.
O big-bang como teoría científica non se acha asociado con ningunha relixión. Mentres algunhas interpretacións fundamentalistas das relixións entran en conflito coa historia do universo postulada pola teoría do big-bang, a maioría das interpretacións son liberais. A continuación segue unha lista de varias interpretacións relixiosas da teoría do big-bang (que son até certo punto incompatíbeis coa propia descrición científica deste): Na Biblia cristiá aparecen dous versículos que falarían do big-bang e o big-crunch: «El está sentado sobre o círculo da terra, cuxos moradores son como lagostas; el estende os ceos como unha cortina, os desprega como unha tenda para morar» (Isaías 40. 22). «E todo o exército dos ceos se disolverá, e enrolaranse os ceos coma un libro; e caerá todo o seu exército como cae a folla da parra, e como cae a da figueira» (Isaías 34. 4).
A Igrexa católica aceptou o big-bang como unha descrición da orixe do Universo. Suxeriuse que a teoría do big-bang é compatíbel coas vías de santo Tomé de Aquino, en especial coa primeira delas sobre o movemento, así como coa quinta.
Algúns estudantes do Kabbalah, o deísmo e outras fes non antropomórficas, concordan coa teoría do big-bang, conectándoa por exemplo coa teoría da "retracción divina" (tzimtzum) como é explicado polo xudeu Maimónides.
Algúns musulmáns modernos cren que o Corán fai un paralelo co big-bang no seu relato sobre a creación: «Non ven os non crentes que os ceos e a Terra foron unidos nunha soa unidade de creación, antes de que nós os separásemos á forza? Creamos todos os seres viventes a partir da auga» (capítulo 21, versículo 30). O Corán tamén parece describir un universo en expansión: «Construímos o ceo con poder, e estámolo expandindo» (52. 47).
Algunhas ramas teístas do hinduísmo, tales como as tradicións vishnuistas, conciben unha teoría da creación con exemplos narrados no terceiro canto do Bhagavata Purana (principalmente, nos capítulos 10 e 26), onde se describe un estado primordial expándese mentres o Gran Vishnu observa, transformándose no estado activo da suma total da materia (prakriti).
O budismo posúe unha concepción do universo no cal non hai un evento de creación. Porén, non parece ser que a teoría do big-bang entrase en conflito con esta, xa que existen formas de obter un universo eterno segundo o paradigma. Certo número de populares filósofos Cen estiveron moi interesados, en particular, polo concepto do universo oscilante.