¿Cómo surgió nuestro universo? ¿Cómo se convirtió en un espacio aparentemente interminable? ¿Y en qué se convertirá después de muchos millones y miles de millones de años? Estas preguntas atormentaron (y continúan atormentando) las mentes de filósofos y científicos, al parecer, desde el principio de los tiempos, al tiempo que dieron lugar a muchas teorías interesantes y, a veces, incluso locas. Hoy en día, la mayoría de los astrónomos y cosmólogos han llegado a un acuerdo general de que el Universo tal como lo conocemos apareció como resultado de una explosión gigante que generó no solo la mayor parte de la materia, sino que fue la fuente de las leyes físicas básicas según las cuales existe el cosmos que nos rodea. Todo esto se llama teoría del Big Bang.
Los conceptos básicos de la teoría del Big Bang son relativamente simples. En resumen, según ella, toda la materia que existía y existe ahora en el Universo apareció al mismo tiempo, hace unos 13.800 millones de años. En ese momento, toda la materia existía en forma de una bola (o punto) abstracta muy compacta con densidad y temperatura infinitas. Este estado se llamó singularidad. De repente, la singularidad comenzó a expandirse y generó el universo tal como lo conocemos.
Vale la pena señalar que la teoría del Big Bang es solo una de las muchas hipótesis propuestas sobre el origen del Universo (por ejemplo, también existe la teoría de un Universo estacionario), pero ha recibido el mayor reconocimiento y popularidad. No solo explica la fuente de toda la materia conocida, las leyes de la física y la gran estructura del universo, también describe las razones de la expansión del universo y muchos otros aspectos y fenómenos.
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Cronología de eventos en la teoría del Big Bang
Con base en el conocimiento del estado actual del Universo, los científicos sugieren que todo debería haber comenzado desde un solo punto con densidad infinita y tiempo finito, que comenzó a expandirse. Después de la expansión inicial, dice la teoría, el universo pasó por una fase de enfriamiento que permitió que aparecieran partículas subatómicas y luego átomos simples. Nubes gigantes de estos elementos antiguos más tarde, gracias a la gravedad, comenzaron a formar estrellas y galaxias.
Todo esto, según los científicos, comenzó hace unos 13.800 millones de años, y por tanto este punto de partida se considera la edad del universo. A través del estudio de varios principios teóricos, experimentos que involucran aceleradores de partículas y estados de alta energía, así como a través de estudios astronómicos de los rincones distantes del Universo, los científicos derivaron y propusieron una cronología de eventos que comenzaron con el Big Bang y llevaron finalmente al Universo al estado de evolución cósmica, que tiene lugar ahora.
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Los científicos creen que los primeros períodos del nacimiento del universo, que duran de 10 a 43 a 10-11 segundos después del Big Bang, siguen siendo objeto de controversia y discusión. Teniendo en cuenta que las leyes de la física que ahora conocemos no podrían existir en este momento, es muy difícil entender cómo se regulaban los procesos en este Universo primitivo. Además, aún no se han realizado experimentos que utilicen esos posibles tipos de energías que pudieran estar presentes en ese momento. Sea como fuere, muchas teorías sobre el origen del universo coinciden en última instancia en que en algún momento hubo un punto de partida a partir del cual todo comenzó.
La era de la singularidad
También conocida como la era de Planck (o era de Planck), se considera que es el período más antiguo conocido en la evolución del universo. En ese momento, toda la materia estaba contenida en un solo punto de densidad y temperatura infinitas. Durante este período, los científicos creen que los efectos cuánticos de la interacción gravitacional dominaron lo físico, y ninguna de las fuerzas físicas fue igual en fuerza a la gravedad.
La era de Planck supuestamente duró de 0 a 10-43 segundos y se llama así porque su duración solo puede medirse con el tiempo de Planck. Debido a las temperaturas extremas y la densidad infinita de la materia, el estado del universo durante este período de tiempo fue extremadamente inestable. A esto le siguieron períodos de expansión y enfriamiento que llevaron al surgimiento de las fuerzas fundamentales de la física.
Aproximadamente en el período de 10-43 a 10-36 segundos, tuvo lugar el proceso de colisión de estados de temperaturas de transición en el Universo. Se cree que fue en este momento cuando las fuerzas fundamentales que gobiernan el universo actual comenzaron a separarse unas de otras. El primer paso en este departamento fue la aparición de fuerzas gravitacionales, interacciones nucleares fuertes y débiles y electromagnetismo.
En el período de aproximadamente 10-36 a 10-32 segundos después del Big Bang, la temperatura del Universo se volvió lo suficientemente baja (1028 K), lo que llevó a la separación de las fuerzas electromagnéticas (interacción fuerte) y la interacción nuclear débil (interacción débil).
La era de la inflación
Con la aparición de las primeras fuerzas fundamentales en el Universo, comenzó la era de la inflación, que duró de 10 a 32 segundos según el tiempo de Planck hasta un punto desconocido en el tiempo. La mayoría de los modelos cosmológicos asumen que el universo se llenó uniformemente con energía de alta densidad durante este período, y que temperaturas y presiones increíblemente altas llevaron a su rápida expansión y enfriamiento.
Comenzó a los 10-37 segundos, cuando la fase de transición, que provocó la separación de fuerzas, fue seguida por una expansión exponencial del Universo. En el mismo período de tiempo, el Universo se encontraba en un estado de bariogénesis, cuando la temperatura era tan alta que el movimiento desordenado de las partículas en el espacio se producía a una velocidad cercana a la de la luz.
En este momento, se forman pares de partículas: antipartículas y colisionan inmediatamente, lo que se cree que llevó al dominio de la materia sobre la antimateria en el Universo moderno. Después del final de la inflación, el Universo consistió en plasma de quarks-gluones y otras partículas elementales. A partir de ese momento, el Universo comenzó a enfriarse, la materia comenzó a formarse y combinarse.
La era del enfriamiento
Con una disminución de la densidad y la temperatura dentro del Universo, comenzó a ocurrir una disminución de la energía en cada partícula. Este estado de transición duró hasta que las fuerzas fundamentales y las partículas elementales volvieron a su forma actual. Dado que la energía de las partículas ha caído a valores que se pueden alcanzar hoy en día en el marco de los experimentos, la posible presencia real de este período de tiempo provoca mucha menos controversia entre los científicos.
Por ejemplo, los científicos creen que 10-11 segundos después del Big Bang, la energía de las partículas ha disminuido significativamente. Aproximadamente a los 10-6 segundos, los quarks y gluones comenzaron a formar bariones: protones y neutrones. Los quarks comenzaron a predominar sobre los antiquarks, lo que a su vez provocó el predominio de bariones sobre antibariones.
Dado que la temperatura ya no era lo suficientemente alta como para crear nuevos pares protón-antiprotón (o pares neutrón-antineutrón), siguió la destrucción masiva de estas partículas, lo que llevó al resto de solo 1/1010 del número de protones y neutrones originales y a la completa desaparición de sus antipartículas. Un proceso similar tuvo lugar aproximadamente 1 segundo después del Big Bang. Sólo las "víctimas" esta vez fueron electrones y positrones. Después de la destrucción masiva, los protones, neutrones y electrones restantes detuvieron su movimiento aleatorio y la densidad de energía del universo se llenó de fotones y, en menor medida, de neutrinos.
Durante los primeros minutos de la expansión del Universo, comenzó el período de nucleosíntesis (síntesis de elementos químicos). Debido a la caída de temperatura a mil millones de kelvin y la disminución de la densidad de energía a valores equivalentes a la densidad del aire, los neutrones y protones comenzaron a mezclarse y a formar el primer isótopo estable de hidrógeno (deuterio), así como átomos de helio. Sin embargo, la mayoría de los protones del universo permanecieron como núcleos incoherentes de átomos de hidrógeno.
Aproximadamente 379.000 años después, los electrones se combinaron con estos núcleos de hidrógeno y formaron átomos (de nuevo, principalmente hidrógeno), mientras que la radiación se separó de la materia y continuó expandiéndose casi sin obstáculos a través del espacio. Esta radiación generalmente se llama radiación reliquia y es la fuente de luz más antigua del Universo.
Con la expansión, el CMB perdió gradualmente su densidad y energía y actualmente su temperatura es de 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C), y la densidad de energía es de 0.25 eV (o 4.005 × 10-14 J / m³; 400-500 fotones / cm³). La radiación de la reliquia se extiende en todas las direcciones y sobre una distancia de aproximadamente 13,8 mil millones de años luz, pero las estimaciones de su propagación real dicen que unos 46 mil millones de años luz desde el centro del universo.
Edad de la estructura (edad jerárquica)
Durante los siguientes miles de millones de años, las regiones más densas de materia, distribuidas casi uniformemente en el Universo, comenzaron a atraerse entre sí. Como resultado, se volvieron aún más densos, comenzaron a formar nubes de gas, estrellas, galaxias y otras estructuras astronómicas que podemos observar en la actualidad. Este período se llama era jerárquica. En este momento, el Universo que vemos ahora comenzó a tomar forma. La materia comenzó a unirse en estructuras de varios tamaños: estrellas, planetas, galaxias, cúmulos galácticos, así como supercúmulos galácticos, separados por barreras intergalácticas que contienen solo unas pocas galaxias.
Los detalles de este proceso se pueden describir de acuerdo con la idea de la cantidad y tipo de materia distribuida en el Universo, la cual se representa en forma de materia oscura fría, cálida, caliente y materia bariónica. Sin embargo, el modelo cosmológico estándar actual del Big Bang es el modelo Lambda-CDM, según el cual las partículas de materia oscura se mueven más lentamente que la velocidad de la luz. Se eligió porque resuelve todas las contradicciones que aparecían en otros modelos cosmológicos.
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Según este modelo, la materia oscura fría representa aproximadamente el 23 por ciento de toda la materia / energía del universo. La proporción de materia bariónica es de aproximadamente 4,6 por ciento. Lambda CDM se refiere a la llamada constante cosmológica: una teoría propuesta por Albert Einstein que caracteriza las propiedades del vacío y muestra el equilibrio entre masa y energía como una cantidad estática constante. En este caso, está asociado con la energía oscura, que sirve como acelerador de la expansión del universo y mantiene las estructuras cosmológicas gigantes en gran medida homogéneas.
Predicciones a largo plazo sobre el futuro del universo
Las hipótesis de que la evolución del universo tiene un punto de partida naturalmente llevan a los científicos a cuestionarse sobre el posible punto final de este proceso. Si el Universo comenzó su historia desde un pequeño punto con densidad infinita, que de repente comenzó a expandirse, ¿significa esto que también se expandirá infinitamente? ¿O un día se quedará sin fuerza expansiva y comenzará un proceso de compresión inversa, cuyo resultado final será el mismo punto infinitamente denso?
Las respuestas a estas preguntas han sido el principal objetivo de los cosmólogos desde el comienzo del debate sobre qué modelo cosmológico del Universo es el correcto. Con la adopción de la teoría del Big Bang, pero en gran parte gracias a la observación de la energía oscura en la década de 1990, los científicos llegaron a un acuerdo sobre dos escenarios más probables para la evolución del universo.
Según el primero, denominado "gran compresión", el Universo alcanzará su tamaño máximo y comenzará a colapsar. Este escenario será posible si solo la densidad de masa del Universo se vuelve mayor que la densidad crítica en sí. En otras palabras, si la densidad de la materia alcanza un cierto valor o llega a ser superior a este valor (1-3 × 10-26 kg de materia por m³), el Universo comenzará a contraerse.
Una alternativa es otro escenario, que establece que si la densidad en el Universo es igual o inferior a la densidad crítica, entonces su expansión se ralentizará, pero nunca se detendrá por completo. Esta hipótesis, denominada "muerte térmica del universo", continuaría expandiéndose hasta que la formación de estrellas deje de consumir gas interestelar dentro de cada una de las galaxias circundantes. Es decir, la transferencia de energía y materia de un objeto a otro se detendrá por completo. Todas las estrellas existentes en este caso se quemarán y se convertirán en enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros.
Gradualmente, los agujeros negros colisionarán con otros agujeros negros, lo que conducirá a la formación de agujeros cada vez más grandes. La temperatura media del Universo se acercará al cero absoluto. Los agujeros negros eventualmente se "evaporarán", liberando su última radiación de Hawking. Eventualmente, la entropía termodinámica en el Universo será máxima. Llegará la muerte por calor.
Las observaciones modernas que tienen en cuenta la presencia de energía oscura y su efecto en la expansión del espacio han llevado a los científicos a concluir que con el tiempo, más y más espacio en el universo pasará más allá de nuestro horizonte de eventos y se volverá invisible para nosotros. Los científicos aún no conocen el resultado final y lógico de esto, pero la "muerte por calor" bien puede ser el punto final de tales eventos.
Existen otras hipótesis sobre la distribución de la energía oscura, o mejor dicho, sus posibles tipos (por ejemplo, energía fantasma). Según ellos, los cúmulos galácticos, las estrellas, los planetas, los átomos, los núcleos de los átomos y la materia misma se romperán como resultado de su expansión sin fin. Este escenario evolutivo se denomina "gran brecha". Según este escenario, la propia expansión es la causa de la muerte del Universo.
Historia de la teoría del Big Bang
La primera mención del Big Bang se remonta a principios del siglo XX y está asociada con observaciones del espacio. En 1912, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher realizó una serie de observaciones de galaxias espirales (que originalmente parecían ser nebulosas) y midió su corrimiento al rojo Doppler. En casi todos los casos, las observaciones han demostrado que las galaxias espirales se están alejando de nuestra Vía Láctea.
En 1922, el destacado matemático y cosmólogo ruso Alexander Fridman derivó las llamadas ecuaciones de Friedman a partir de las ecuaciones de Einstein para la teoría general de la relatividad. A pesar del avance de la teoría de Einstein a favor de una constante cosmológica, el trabajo de Friedmann mostró que el universo se estaba expandiendo bastante.
En 1924, las mediciones de Edwin Hubble de la distancia a la nebulosa espiral más cercana mostraron que estos sistemas son de hecho otras galaxias. Al mismo tiempo, Hubble comenzó a desarrollar una serie de métricas de sustracción de distancia utilizando el telescopio Hooker de 2.5 metros en el Observatorio Mount Wilson. En 1929, Hubble había descubierto una relación entre la distancia y la velocidad de retroceso de las galaxias, que más tarde se convirtió en la Ley de Hubble.
En 1927, el matemático, físico y sacerdote católico belga Georges Lemaitre llegó de forma independiente a los mismos resultados que muestran las ecuaciones de Friedmann, y fue el primero en formular la relación entre la distancia y la velocidad de las galaxias, ofreciendo la primera estimación del coeficiente de esta relación. Lemaitre creía que en algún momento del pasado, toda la masa del universo estaba concentrada en un punto (átomo).
Estos descubrimientos y suposiciones provocaron mucha controversia entre los físicos de los años 20 y 30, la mayoría de los cuales creían que el universo estaba en un estado estacionario. De acuerdo con el modelo establecido en ese momento, junto con la expansión infinita del Universo se crea nueva materia, distribuyéndose uniforme e igualmente en densidad en toda su extensión. Entre los eruditos que lo apoyaban, la idea del Big Bang parecía más teológica que científica. Lemaitre ha sido criticado por prejuicios basados en prejuicios religiosos.
Cabe señalar que existieron otras teorías al mismo tiempo. Por ejemplo, el modelo del Universo de Milne y el modelo cíclico. Ambos se basaron en los postulados de la teoría de la relatividad general de Einstein y, posteriormente, recibieron el apoyo del propio científico. Según estos modelos, el universo existe en una corriente interminable de ciclos repetidos de expansión y colapso.
Después de la Segunda Guerra Mundial, estalló un acalorado debate entre los defensores de un modelo estacionario del universo (que en realidad fue descrito por el astrónomo y físico Fred Hoyle) y los defensores de la teoría del Big Bang, que estaba ganando popularidad rápidamente entre la comunidad científica. Irónicamente, fue Hoyle quien acuñó la frase "big bang", que más tarde se convirtió en el nombre de la nueva teoría. Ocurrió en marzo de 1949 en la radio británica BBC.
Con el tiempo, más investigaciones científicas y observaciones hablaron cada vez más a favor de la teoría del Big Bang y cuestionaron cada vez más el modelo de un universo estacionario. El descubrimiento y la confirmación del CMB en 1965 finalmente solidificó el Big Bang como la mejor teoría del origen y evolución del universo. Desde finales de la década de 1960 hasta la de 1990, los astrónomos y cosmólogos realizaron aún más investigaciones sobre el Big Bang y encontraron soluciones a muchos de los problemas teóricos que se interponen en el camino de esta teoría.
Estas soluciones incluyen, por ejemplo, el trabajo de Stephen Hawking y otros físicos que han demostrado que la singularidad era el innegable estado inicial de la relatividad general y el modelo cosmológico del Big Bang. En 1981, el físico Alan Guth desarrolló una teoría que describe el período de rápida expansión cósmica (época inflacionaria), que resolvió muchas preguntas y problemas teóricos no resueltos.
En la década de 1990, hubo un mayor interés en la energía oscura, que se consideró la clave para resolver muchos problemas sin resolver en cosmología. Además del deseo de encontrar una respuesta a la pregunta de por qué el universo está perdiendo su masa junto con la madre oscura (la hipótesis fue propuesta en 1932 por Jan Oort), también era necesario encontrar una explicación de por qué el universo todavía se está acelerando.
El avance de la investigación se debe a la creación de telescopios, satélites y modelos informáticos más avanzados que han permitido a los astrónomos y cosmólogos profundizar en el universo y comprender mejor su verdadera edad. El desarrollo de telescopios espaciales y la aparición de, por ejemplo, Cosmic Background Explorer (o COBE), el telescopio espacial Hubble, la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) y el observatorio espacial de Planck, también han hecho una contribución invaluable al estudio de la cuestión.
Hoy en día, los cosmólogos pueden medir varios parámetros y características del modelo de la teoría del Big Bang con una precisión bastante alta, sin mencionar los cálculos más precisos de la edad del espacio que nos rodea. Pero todo comenzó con la observación habitual de objetos espaciales masivos ubicados a muchos años luz de nosotros y que lentamente continúan alejándose de nosotros. Y aunque no tenemos idea de cómo terminará todo esto, no tomará mucho tiempo según los estándares cosmológicos para resolverlo.
