Big Bang

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Teoría del Big Bang

Es la teoría de que el universo comenzó en un estado caliente y denso y desde entonces se ha expandido y enfriado. El big bang es la teoría cosmológica generalmente aceptada sobre el origen, las propiedades y la evolución del universo. Véase también: Cosmología; Universo

A grandes rasgos, la teoría del big bang describe cómo el universo comenzó en un estado caliente y denso que, desde entonces, se ha expandido y enfriado a lo largo de los últimos 13.300 a 13.800 millones de años; la edad calculada depende de las observaciones particulares y del modelo científico del universo que se utilice.Entre las Líneas En las primeras fracciones de segundo del despliegue del Big Bang, las fuerzas y partículas fundamentales de la naturaleza tomaron forma. A continuación, se formaron los primeros átomos de hidrógeno y helio en unos 380.000 años de la historia del universo, lo que hizo que éste fuera transparente a las partículas de luz llamadas fotones. Esta luz, el “resplandor” del Big Bang, baña ahora la Tierra como un resplandor uniforme de radiación conocido como radiación cósmica de fondo. Las primeras estrellas y galaxias se desarrollaron entonces bajo la influencia de la gravedad, aproximadamente varios cientos de millones de años después del Big Bang. La posterior evolución de las estructuras y la expansión nos han dado el universo que observamos a través de eones de historia cósmica y hasta nuestros días. Véase también: Átomo; Radiación cósmica de fondo; Partícula elemental; Interacciones fundamentales; Galaxia; Formación y evolución de galaxias; Helio; Hidrógeno; Nucleosíntesis; Estrella; Población estelar

Esta narración general de la historia del universo, de acuerdo con la teoría del big bang, se apoya en numerosas líneas de evidencia observacional, que incluyen:

• la expansión del universo,
• la existencia de la radiación cósmica de fondo de microondas,
• las abundancias de los elementos químicos más ligeros, en particular el hidrógeno y el helio, y
• la edad de las estrellas más antiguas conocidas.

Sin embargo, la teoría del big bang sigue siendo una descripción incompleta de la realidad, con varios problemas que aún no se han resuelto del todo. Por ejemplo, las versiones de la teoría del big bang que incorporan la “inflación”, que postula que el universo experimentó un aumento exponencial de tamaño muy al principio de su existencia, explican potencialmente la desconcertante uniformidad de la temperatura del fondo cósmico de microondas, así como la planitud geométrica del universo. Otro aspecto no resuelto del Big Bang es el desequilibrio cósmico entre materia y antimateria. Los modelos del big bang que mejor se ajustan a las observaciones también deben incluir la materia y la energía oscuras como constituyentes dominantes del universo, que representan alrededor del 95% de su composición. Aunque estas sustancias aún no han sido identificadas, su existencia está ampliamente aceptada. Véase también: Antimateria; Abundancia cósmica de elementos; Cosmoquímica; Energía oscura; Materia oscura; Elemento (química); Tabla periódica

Los científicos teóricos y observacionales siguen debatiendo la teoría del Big Bang y sus implicaciones. El marco de la teoría se apoya en otras teorías fundamentales de la física moderna, como la relatividad general y la mecánica cuántica. La primera, la teoría de la gravitación que prevalece y que el físico teórico Albert Einstein propuso originalmente en Alemania en 1916, describe la realidad macroscópica -del orden de las escalas planetaria, galáctica y cósmica- con extrema precisión. Esta última teoría describe la realidad en sus escalas más pequeñas de partículas fundamentales y tres de las cuatro fuerzas de la naturaleza, plasmadas en el modelo estándar de la física de partículas. Véase también: Gravitación; Mecánica cuántica; Relatividad; Modelo estándar

Cronología del universo primitivo

Los trabajos teóricos modernos y la unión de la física de partículas con la cosmología han rastreado el universo a través de sus fracciones de segundo de existencia iniciales.

Las teorías actuales no pueden remontarse más allá de unos 10-43 s después del momento inicial del origen del universo en el big bang. El estado inmensamente caliente y denso de este primer universo físicamente descriptible se conoce como la época de Planck, en honor al físico alemán Max Planck. Antes de esta época, la relatividad de Einstein predice una singularidad de densidad infinita, que representa una ruptura de la teoría.Entre las Líneas En cambio, se cree que la época de Planck implica una interpretación mecánico-cuántica de la gravitación -gravedad cuántica- cuando las cuatro fuerzas de la naturaleza se unieron, pero esa “teoría unificada” aún no se ha articulado completamente. La temperatura de la época de Planck fue de un mínimo de 1032 K -aproximadamente un billón de billones de grados K, o Celsius, o Fahrenheit, más o menos un orden de magnitud. Véase también: Gravitación cuántica

Época de la gran unificación

Alrededor de 10-36 s en la línea de tiempo del big bang, la gravitación se separó de las otras tres interacciones fundamentales, que son la fuerte, la débil y la electromagnética. Estas tres interacciones quedaron teóricamente unificadas en una época de “gran unificación”. Los físicos siguen buscando teorías de gran unificación (GUT) que transmitan matemáticamente la conjunción de las tres fuerzas a tremendas temperaturas de unos 1029 K y energías de unos 1016 gigaelectronvoltios. Las GUT se basan en el éxito de la unificación de las fuerzas débil y electromagnética como la interacción electrodébil, demostrada experimentalmente en las décadas de 1970 y 1980. Aproximadamente una diezmilésima de segundo después, a los 10-32 s, la interacción electrodébil pasó a existir por primera vez en distinción de una fuerza GUT, a veces llamada fuerza electrofuerte, cuando la interacción fuerte se separó, un fenómeno conocido como ruptura de simetría en física. Véase también: Electromagnetismo; Electronvoltio; Interacción electrodébil; Interacciones fundamentales; Teorías de gran unificación; Rotura de simetría; Leyes de simetría (física); Interacciones nucleares débiles

Época inflacionaria

La época que va de 10-33 a 10-32 s es también la época en la que muchos físicos teorizan que el universo sufrió una expansión repentina y exponencial, aumentando su tamaño del orden de 1026 veces. Las teorías cosmológicas que describen esta transformación del universo se denominan inflación. Propuestas por primera vez por el físico estadounidense Alan Guth hacia 1980 y ampliamente desarrolladas a partir de entonces, las cosmologías del universo inflacionario resuelven cuestiones clave de la teoría del big bang. Entre ellas se encuentran el problema del horizonte (relacionado con la uniformidad del fondo cósmico de microondas), el problema de la planitud y el problema del monopolo magnético (referido a la extrema rareza de las hipotéticas partículas elementales con cargas magnéticas únicas). Estos problemas se explican en detalle en el artículo “Cosmología del universo inflacionario”. Véase también: Cosmología del universo inflacionario; Monopolos magnéticos

Época de los quarks

En las proximidades de 10-12 s, dadas las temperaturas y energías del cosmos primitivo, gran parte de su contenido se encuentra en un estado conocido como plasma de quarks-gluones. Las partículas elementales llamadas quarks aún no pueden unirse a través de la fuerza fuerte, llevada por los gluones, en partículas compuestas llamadas hadrones, que son familiares como los protones y neutrones que componen los núcleos atómicos. El acelerador de partículas más potente construido hasta la fecha, el Gran Colisionador de Hadrones de la Organización Europea para la Investigación Nuclear (CERN), puede alcanzar energías suficientes para devolver la materia brevemente a un estado de plasma de quarks. Véase también: Núcleo atómico; Gran Colisionador de Hadrones (LHC); Gluones; Neutrón; Protón; Quark; Plasma de quark-gluón; Interacciones nucleares fuertes

Época de los hadrones y aniquilación de la antimateria

Cuando el universo tenía 1 s de antigüedad, se había enfriado lo suficiente como para permitir la formación de hadrones. Inicialmente, en el big bang, deberían haberse creado teóricamente cantidades iguales de materia y antimateria -como la materia, pero con propiedades opuestas de carga y número cuántico-. Sin embargo, una ligera asimetría entre estas sustancias permitió que sólo sobreviviera la materia. Ni la teoría del Big Bang ni el modelo estándar de la física de partículas pueden explicar adecuadamente la naturaleza de esta asimetría. Hasta la fecha se han descubierto algunas asimetrías pequeñas, pero insuficientes, entre la materia y la antimateria, descritas por la violación de la carga-paridad (CP). Los investigadores siguen sondeando experimentalmente la antimateria, que se genera a través de procesos naturales como la desintegración radiactiva, y su homóloga en la materia en busca de extensiones de la asimetría. Véase también: Simetría CP y su violación; Carga eléctrica; Números cuánticos

La nucleosíntesis del Big Bang

Al enfriarse la temperatura a mil millones de K (2 mil millones de F), comenzó la nucleosíntesis, aproximadamente 10 s después del big bang. Los núcleos iniciales de hidrógeno y helio del universo se formaron en los siguientes minutos durante este proceso. Las mediciones de la relación cósmica entre el hidrógeno y el helio coinciden con las predicciones de la teoría del big bang y son una prueba clave que corrobora el marco cosmológico, y las mediciones de la fracción de deuterio (hidrógeno pesado) dan un valor de la densidad de la materia que coincide con el valor actualmente aceptado. Véase también: Núcleo atómico; Nucleosíntesis

Recombinación

Los átomos no pudieron formarse hasta aproximadamente 378.000 años después del big bang, cuando el universo se enfrió a 3000 K (5000°F). Los protones y los electrones podían ahora combinarse para formar átomos de hidrógeno, un proceso llamado recombinación. Por primera vez, el universo se volvió transparente a las partículas de luz, conocidas como fotones. La radiación de cuerpo negro del gas formado en el momento de la recombinación ha viajado libremente por el espacio desde entonces, y hasta nuestros telescopios, como la radiación cósmica de fondo. Véase también: Cuerpo negro; Radiación térmica; Fotón

Estudio del fondo cósmico de microondas

El descubrimiento del fondo cósmico de microondas en 1965 fue un momento decisivo para la aceptación general de la cosmología del Big Bang. Las observaciones de su espectro realizadas por la nave espacial Cosmic Background Explorer (COBE) entre 1989 y 1993 coincidieron plenamente con una curva de cuerpo negro a 2.728 K (-454,7°F). Los escaneos del fondo cósmico de microondas realizados por instrumentos de última generación, a saber, la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP), obtenida entre 2003 y 201, y la misión Planck, entre 2009 y 2013, proporcionaron mediciones aún más detalladas a una escala espacial más fina y estuvieron muy de acuerdo. La radiación es muy uniforme, pero con algunas fluctuaciones, en gran medida de naturaleza estadística. Se cree que estas fluctuaciones funcionaron como las “semillas” primordiales a partir de las cuales se formaron las galaxias. Véase también: Radiación cósmica de fondo; misión Planck; Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

Los resultados de WMAP y Planck han demostrado además que el contenido del universo es principalmente materia y energía oscuras. Se cree que la primera consiste en una partícula (o partículas) desconocida que interactúa como mínimo con la materia “normal” a través de la gravitación, pero no a través del electromagnetismo. Las principales pruebas de la existencia de la materia oscura proceden de la observación de los movimientos de las galaxias en los cúmulos, las curvas de rotación de las galaxias, el gas caliente en las galaxias elípticas y los cúmulos, y el fenómeno de las lentes gravitacionales.Entre las Líneas En todo el mundo se sigue buscando partículas de materia oscura; entre las candidatas se encuentran las partículas masivas de interacción débil (WIMP) y los axiones. La energía oscura, por su parte, es un motor poco conocido de la expansión cósmica acelerada. Uno de los principales candidatos a la energía oscura es la constante cosmológica, en esencia una energía inherente al vacío del espacio que actúa como una presión negativa en las escalas cosmológicas. Véase también: Universo en aceleración; Constante cosmológica; Energía oscura; Materia oscura; Lente gravitacional; Partícula masiva de interacción débil (WIMP)

Otras pruebas del Big Bang

Expansión del universo

En la década de 1920 quedó claro que las “nebulosas espirales”, nubes de gas con brazos que salen en espiral de un núcleo, observadas por los astrónomos eran galaxias externas a escala de la Vía Láctea. El astrónomo estadounidense Edwin Hubble estableció este hecho en 1925 al observar estrellas variables cefeidas (un tipo especial de estrella variable cuyo periodo de variación está ligado a su brillo intrínseco) en varias galaxias, lo que permitió determinar las distancias a estas galaxias con cierta precisión. Las distancias a las estrellas variables cefeidas, y por tanto la precisión de la escala de distancias cósmicas, está siendo mejorada por las mediciones de paralaje realizadas desde la nave espacial Gaia de la ESA. Véase también: Estrella variable cefeida; Cosmología; Misión Gaia; Galaxia; Galaxia de la Vía Láctea; Estrella variable

Años antes, a partir de 1912, los espectros tomados de muchas de estas nebulosas espirales mostraban grandes desplazamientos al rojo. Según el efecto Doppler, estos grandes desplazamientos al rojo corresponden a grandes velocidades de recesión desde la Tierra. Las estimaciones de las distancias a estos objetos realizadas por Hubble y sus colegas establecieron una relación directa entre la distancia a una galaxia externa y su velocidad de recesión. El paradigma de un universo en expansión es el que mejor se ajusta a los datos. Véase también: Efecto Doppler; Desplazamiento al rojo; Espectroscopia; Espectro

Un debate científico actual se centra en la velocidad de esta expansión, conocida como la constante de Hubble. Las observaciones del telescopio espacial Hubble de supernovas distantes, junto con las variables cefeidas más cercanas, limitan la velocidad a unos 73 (km/s)/Mpc, siendo un “Mpc” un megaparsec, o 3,26 millones de años luz. Sin embargo, las observaciones de la radiación cósmica de fondo de microondas realizadas por Planck y WMAP limitan la constante de Hubble a 67 (km/s)/Mpc. Esta discrepancia podría apuntar a una nueva física y a modificaciones significativas de la teoría del big bang. Los datos de Gaia, así como una medida alternativa de la constante de Hubble mediante ondas gravitacionales, podrían ayudar a resolver el debate. Véase también: Constante de Hubble; Radiación gravitacional; Año-luz; LIGO (Observatorio de Ondas Gravitacionales del Interferómetro Láser); Parsec; Física; Supernova

Edad de las estrellas

El universo debe ser, por supuesto, más antiguo que cualquiera de sus objetos evolucionados, como las estrellas. Los estudios sobre el Sol y otras estrellas han dado lugar a un sólido paradigma teórico sobre la evolución estelar. Los gráficos de luminosidad (brillo) y color (temperatura) de las estrellas, reunidos en el diagrama de Hertzsprung-Russell, por ejemplo, permiten a los astrónomos determinar la edad y el estado evolutivo de las estrellas, observadas individualmente o en conjunto en estudios de galaxias lejanas. De estas investigaciones se desprende que las estrellas más antiguas del universo tienen edades superiores a los 13.000 millones de años, de acuerdo con la cronología del desarrollo del universo prescrita por la teoría del big bang. Véase también: Diagrama de Hertzsprung-Russell; Estrella; Evolución estelar; Población estelar; Sol

Evolución cósmica tras la recombinación

Según la cosmología del big bang, tras la recombinación y la emisión de la radiación cósmica de fondo de microondas, cuando el universo tenía 378.000 años, el universo siguió enfriándose y expandiéndose. Las primeras estrellas de hidrógeno primordial no se formaron hasta decenas de millones de años. Sin más fuentes de luz que la radiación de fondo sobrante y el hidrógeno radiante, el universo atravesó una época comúnmente llamada la Edad Media.

Durante los siguientes cientos de millones de años, la formación de las primeras estrellas y galaxias primitivas, incluidos los cuásares con agujeros negros supermasivos que se alimentan activamente en sus centros, suministró la radiación que ionizó el gas ambiental en todo el cosmos. Este periodo se conoce como reionización. Véase también: Agujero negro; Formación y evolución de galaxias; Cuásar; Agujeros negros supermasivos

En los 13.000 millones de años siguientes se han producido múltiples generaciones de estrellas, el crecimiento galáctico y el dominio de la energía oscura que ha acelerado la expansión cósmica durante los últimos 5.000 millones de años. El Sol y nuestro sistema solar de planetas, asteroides y cometas se formaron hace aproximadamente 4.600 millones de años. Véase también: Universo en aceleración; Asteroide; Cometa; Tierra; Planeta; Sistema solar

Perspectivas

El “modelo estándar” de la cosmología del big bang que ha surgido en las últimas décadas se conoce como lambda CDM, en el que una lambda mayúscula (la letra del alfabeto griego) denota energía oscura y el CDM significa materia oscura fría, una variedad de materia oscura de movimiento lento que se ajusta mejor a las observaciones mediante simulaciones. Se sigue investigando para detectar y explicar la materia oscura, la energía oscura, la violación del CP, la inflación, el verdadero índice de la constante de Hubble y otros aspectos aparentes de nuestro universo a través de la teoría del big bang. Véase también: Cosmología

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Datos verificados por: Thompson

Big Bang

El modelo del big-bang, teoría muy extendida sobre la evolución del universo. Su característica esencial es la aparición del universo a partir de un estado de temperatura y densidad extremadamente elevadas, el llamado big bang, ocurrido hace 13.800 millones de años. Aunque este tipo de universo fue propuesto por el matemático ruso Aleksandr Friedmann y el astrónomo belga Georges Lemaître en la década de 1920, la versión moderna fue desarrollada por el físico estadounidense de origen ruso George Gamow y sus colegas en la década de 1940.

El modelo del big-bang se basa en dos supuestos. La primera es que la teoría general de la relatividad de Albert Einstein describe correctamente la interacción gravitatoria de toda la materia. El segundo supuesto, denominado principio cosmológico, afirma que la visión del universo de un observador no depende ni de la dirección en la que mira ni de su ubicación. Este principio sólo se aplica a las propiedades a gran escala del universo, pero implica que el universo no tiene bordes, de modo que el origen del big-bang no se produjo en un punto concreto del espacio, sino en todo el espacio al mismo tiempo. Estos dos supuestos permiten calcular la historia del cosmos a partir de una determinada época denominada tiempo de Planck. Los científicos aún no han determinado qué era lo que prevalecía antes del tiempo de Planck.

Según el modelo del big-bang, el universo se expandió rápidamente a partir de un estado primordial muy comprimido, lo que provocó una importante disminución de la densidad y la temperatura. Poco después, el predominio de la materia sobre la antimateria (como se observa hoy en día) puede haberse establecido mediante procesos que también predicen la desintegración de los protones. Durante esta etapa pueden haber estado presentes muchos tipos de partículas elementales. Después de unos segundos, el universo se enfrió lo suficiente como para permitir la formación de ciertos núcleos. La teoría predice que se produjeron cantidades definidas de hidrógeno, helio y litio. Sus abundancias coinciden con lo que se observa hoy en día. Aproximadamente un millón de años después, el universo se enfrió lo suficiente como para que se formaran átomos. La radiación que también llenaba el universo era entonces libre para viajar por el espacio. Este remanente del universo primitivo es la radiación cósmica de fondo de microondas -la radiación de fondo de “tres grados” (en realidad 2,728 K)- descubierta en 1965 por los físicos estadounidenses Arno A. Penzias y Robert W. Wilson.

Además de dar cuenta de la presencia de materia ordinaria y radiación, el modelo predice que el universo actual también debería estar lleno de neutrinos, partículas fundamentales sin masa ni carga eléctrica. Existe la posibilidad de que se descubran otras reliquias del universo primitivo.

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Datos verificados por: Brite
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¿Cómo se define? Concepto de Big Bang en Economía

[rtbs name=”home-economia”]Significado de big bang: Se denominó así, en 1987, a la implantación de un sistema electrónico integral para las transacciones programme trading en la Bolsa de Londres(1)

Recursos

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Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Big Bang: Big Bang.

Véase También

Principio antrópico – Principio filosófico
Big Bounce – Modelo cosmológico hipotético del origen del universo conocido
Big Crunch – Escenario teórico del destino final del universo
Big Bang frío – Designación de una temperatura cero absoluta al comienzo del Universo
Calendario cósmico – Método para visualizar la cronología del universo
Cosmogonía – Rama de la ciencia o teoría relativa al origen del universo
Eureka: Un poema en prosa – Larga obra de no ficción del autor estadounidense Edgar Allan Poe, una especulación sobre el Big Bang
Futuro de un universo en expansión – Escenario futuro que supone que la expansión del universo puede continuar para siempre o llegar a un punto en el que empiece a contraerse.
Muerte por calor del universo – Posible “destino” del universo.. También conocido como el Gran Enfriamiento y el Gran Congelamiento
Forma del universo – Geometría local y global del universo
Modelo de estado estacionario – Modelo de la evolución del universo, una teoría desacreditada que negaba el Big Bang y postulaba que el universo siempre había existido.
Cosmología física
Modelación científica
Matemáticas, Ciencia, Física, Estrellas, Sistema Solar, Espacio Exterior, Vuelos Espaciales

Bibliografía

Recursos

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Notas

1. Basado en una definición de big bang de Cambó (2007)

Véase También

Bibliografía

• Información acerca de “Big Bang” en el Diccionario de Economía y Empresa, Manuel Ahijado Quintillan y otros, Ediciones Pirámide, Madrid, España

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