Evidencias
En general, se
consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del
Big Bang. Estas son: la expansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede
apreciar en el corrimiento hacia el rojo de las galaxias, las medidas
detalladas del fondo cósmico de microondas, y la abundancia de elementos
ligeros. Además, la función de correlación de la estructura a gran escala del
Universo encaja con la teoría del Big Bang.
Expansión.- De la observación de galaxias y quasares
lejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan un corrimiento
hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado
proporcionalmente hacia longitudes de onda más largas. Esto se comprueba
tomando el espectro de los objetos y comparando, después, el patrón espectroscópico
de las líneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos
que interactúan con la radiación.
Radiación cósmica de fondo.-
Una de las predicciones de la teoría del Big Bang es la existencia de la
radiación cósmica de fondo, radiación de fondo de microondas o CMB (Cosmic
microwave background). El universo temprano, debido a su alta temperatura,
se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el
universo se enfriaba debido a la expansión, su temperatura habría caído por
debajo de 3.000 K. Por encima de esta temperatura, los electrones y protones
están separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de los 3.000 K
se forman los átomos, permitiendo el paso de la luz a través del gas del
universo. Esto es lo que se conoce como disociación de fotones.
La radiación en
este momento habría tenido el espectro del cuerpo negro y habría viajado
libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento
hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el
espectro del cuerpo negro de 3.345 K a un espectro del cuerpo negro con una
temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del
universo, parecerá provenir de todas las direcciones en el espacio. En 1965, Arno
Penzias y Robert Wilson, mientras desarrollaban una serie de observaciones de
diagnóstico con un receptor de microondas propiedad de los Laboratorios Bell,
descubrieron la radiación cósmica de fondo. Ello proporcionó una confirmación
sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultó
ser isótropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e
inclinó la balanza hacia la hipótesis del Big Bang
Abundancia de elementos primordiales
Se puede calcular,
usando la teoría del Big Bang, la concentración de helio-4, helio-3, deuterio y
litio-7.1 en el universo como proporciones con respecto a la cantidad de hidrógeno
normal, H. Todas las abundancias dependen de un solo parámetro: la razón entre fotones
y bariones, que por su parte puede calcularse independientemente a partir de la
estructura detallada de la radiación cósmica de fondo. Las proporciones
predichas (en masa, no volumen) son de cerca de 0,25 para la razón 4He/H,
alrededor de 10-3 para 2He/H, y alrededor de 10-4
para 3He/H.
Estas abundancias
medidas concuerdan, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un
valor determinado de la razón de bariones a fotones, y se considera una prueba
sólida en favor del Big Bang, ya que esta teoría es la única explicación
conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay,
fuera de la teoría del Big Bang, ninguna otra razón obvia por la que el
universo debiera, por ejemplo, tener más o menos helio en proporción al
hidrógeno.
Las observaciones
detalladas de la morfología y estructura de las galaxias y cuásares
proporcionan una fuerte evidencia del Big Bang. La combinación de las
observaciones con la teoría sugiere que los primeros cuásares y galaxias se
formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde
ese momento se han estado formando estructuras más grandes, como los cúmulos de
galaxias y los supercúmulos. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo
y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se observan tal y como
eran en el principio del universo) son muy diferentes a las galaxias cercanas
(que se observan en un estado más reciente). Por otro lado, las galaxias
formadas hace relativamente poco son muy diferentes a las galaxias que se
formaron a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas
observaciones son argumentos sólidos en contra de la teoría del estado
estacionario. Las observaciones de la formación estelar, la distribución de
cuásares y galaxias, y las estructuras más grandes concuerdan con las
simulaciones obtenidas sobre la formación de la estructura en el universo a
partir del Big Bang, y están ayudando a completar detalles de la teoría.
Otras evidencias
Después de cierta
controversia, la edad del Universo estimada por la expansión Hubble y la CMB (Radiación cósmica de
fondo) concuerda en gran medida (es decir, ligeramente más grande) con las
edades de las estrellas más viejas, ambos medidos aplicando la teoría de la
evolución estelar de los cúmulos globulares y a través de la fecha radiométrica
individual en las estrellas de la segunda Población. En cosmología física, la
teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que
trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de
una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, este modelo se basa en una
colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados
modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big
Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que
se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de
Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico
que explica el origen y la evolución del mismo.
Problemas comunes
Históricamente,
han surgido varios problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de ellos
sólo tienen interés histórico y han sido evitados, ya sea por medio de
modificaciones a la teoría o como resultado de observaciones más precisas.
Otros aspectos, como el problema de la penumbra en cúspide y el problema de la
galaxia enana de materia oscura fría, no se consideran graves, dado que pueden
resolverse a través de un perfeccionamiento de la teoría. Los siguientes son
algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang
El problema del
segundo principio de la termodinámica resulta del hecho de que de este
principio se deduce que la entropía, el desorden, aumenta si se deja al sistema
(el universo) seguir su propio rumbo. Una de las consecuencias de la entropía
es el aumento en la proporción entre radiación y materia por lo tanto el
universo debería terminar en una muerte térmica, una vez que la mayor parte de
la materia se convierta en fotones y estos se diluyan en la inmensidad del
universo.
El problema del
horizonte, también llamado problema de la causalidad, resulta del hecho de que
la información no puede viajar más rápido que la luz, de manera que dos
regiones en el espacio separadas por una distancia mayor que la velocidad de la
luz multiplicada por la edad del universo no pueden estar causalmente
conectadas. En este sentido, la isotropía observada de la radiación de fondo de
microondas (CMB) resulta problemática, debido a que el tamaño del horizonte de
partículas en ese tiempo corresponde a un tamaño de cerca de dos grados en el
cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansión desde la
época de Planck, no habría mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran
la misma temperatura.
Esta aparente
inconsistencia se resuelve con la teoría inflacionista, según la cual un campo
de energía escalar isótropo domina el universo al transcurrir un tiempo de
Planck luego de la época de Planck. Durante la inflación, el universo sufre una
expansión exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expanden más
allá de sus respectivos horizontes. El principio de incertidumbre de Heisenberg
predice que durante la fase inflacionista habrá fluctuaciones primordiales, que
se simplificarán hasta la escala cósmica. Estas fluctuaciones sirven de semilla
para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflación, el universo
se expande siguiendo la ley de Hubble, y las regiones que estaban demasiado
lejos para afectarse mutuamente vuelven al horizonte.
El problema de la
planitud (flatness problem en inglés) es un problema observacional que
resulta de las consecuencias que la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker
tiene para con la geometría del universo. En general, se considera que existen
tres tipos de geometrías posibles para nuestro universo según su curvatura
espacial: geometría elíptica (curvatura positiva), geometría hiperbólica
(negativa) y geometría euclidiana o plana (curvatura nula). Una solución a este
problema viene de nuevo de la teoría inflacionaria. Durante el periodo
inflacionario el espacio-tiempo se expandió tan rápido que provocó una especie
de estiramiento del universo acabando con cualquier curvatura residual
que pudiese haber. Así la inflación pudo hacer al universo plano
La objeción de los
monopolos magnéticos fue propuesta a finales de la década de 1970. Las teorías
de la gran unificación predicen defectos topológicos en el espacio que se
manifestarían como monopolos magnéticos encontrándose en el espacio con una
densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dado con
ningún monopolo. Este problema también queda resuelto mediante la inflación
cósmica, dado que ésta elimina todos los puntos defectuosos del universo observable
de la misma forma que conduce la geometría hacia su forma plana.
En las diversas
observaciones realizadas durante las décadas de los 70 y 80 (sobre todo las de
las curvas de rotación de las galaxias) se mostró que no había suficiente
materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las
fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la
idea de que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia común o bariónica
sino materia oscura. Además, la asunción de que el universo estuviera compuesto
en su mayor parte por materia común llevó a predicciones que eran fuertemente
inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos
"inhomogéneo" y contiene mucho menos deuterio de lo que se puede
considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la existencia de la
materia oscura era inicialmente polémica, ahora es una parte aceptada de la
cosmología estándar, debido a las observaciones de las anisotropías en el CMB, dispersión
de velocidades de los cúmulos de galaxias, y en las estructuras a gran escala,
estudios de las lentes gravitacionales y medidas por medio de rayos x de los
cúmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado únicamente a través de
su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna partícula
que se le pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia
oscura en física de partículas (como, por ejemplo, las partículas pesadas y
neutras de interacción débil o WIMP (Weak Interactive Massive Particles), y se
están llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.
En los años 90, medidas detalladas de la
densidad de masa del universo revelaron que ésta sumaba en torno al 30% de la densidad
crítica. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo
cósmico de microondas, quedaba un 70% de densidad de energía sin contar. Este
misterio aparece ahora conectado con otro: las mediciones independientes de las
supernovas de tipo Ia han revelado que la expansión del universo experimenta
una aceleración de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicar
esta aceleración, la relatividad general necesita que gran parte del universo
consista en un componente energético con gran presión negativa. Se cree que
esta energía oscura constituye ese 70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno
de los grandes misterios del Big Bang. Los candidatos posibles incluyen una constante
cosmológica escalar y una quintaesencia. Actualmente se están realizando
observaciones que podrían ayudar a aclarar este punto.
