La historia del universo se inició con el Big Bang. Mil millones de años después del Big Bang, los átomos de hidrógeno fueron misteriosamente destrozados en una sopa de iones. Crédito: grandunificationtheory.com
¿Cómo se creó nuestro Universo? ¿Cómo llegó a ser el lugar tan aparentemente infinito que conocemos hoy en día? ¿Y qué será de él, que pasará a partir de ahora? Estas son preguntas que han sido desconcertantes para filósofos y estudiosos desde el comienzo de los tiempos, y dieron lugar a algunas teorías bastante curiosas e interesantes. Hoy en día, el consenso entre los científicos, astrónomos y cosmólogos es que el Universo como lo conocemos se creó en una explosión masiva que no sólo creó la mayor parte de la materia, sino las leyes físicas que gobiernan nuestro cosmos en constante expansión.
Esto se conoce como la Teoría del Big Bang. Durante casi un siglo, el término ha circulado por los académicos y no académicos por igual. Esto no debería ser una sorpresa, ya que que es la teoría más aceptada de nuestros orígenes.
Pero, ¿qué significa? ¿Cómo fue nuestro universo concebido en forma de una explosión masiva, ¿qué prueba hay de esto, y qué es lo que la teoría dice sobre el futuro a largo plazo para nuestro Universo?
Los fundamentos de la teoría son bastante simples. En resumen, la hipótesis del Big Bang afirma que toda la materia actual y pasada en el universo llegó a existir al mismo tiempo, hace aproximadamente 13.8 mil millones de años. En ese momento, toda la materia se compactó en una bola muy pequeña, con una densidad infinita y calor intenso llamado Singularidad. De repente, la Singularidad comenzó a expandirse, y el universo tal como lo conocemos empezó.
Si bien esta no es la única teoría moderna de cómo el universo llegó a existir - por ejemplo, existe la teoría del estado estacionario o la teoría del universo oscilante - que es la más ampliamente aceptada y popular. No sólo el modelo explica el origen de toda la materia conocida, las leyes de la física, y la estructura a gran escala del Universo, sino que también da cuenta de la expansión del Universo y una amplia gama de otros fenómenos.
Línea de tiempo:
Si vamos hacia atrás en el tiempo desde el estado actual del Universo, los científicos han teorizado que debe tener su origen en un punto de densidad infinita y que el tiempo finito comenzó a expandirse. Después de la expansión inicial, la teoría sostiene que universo se enfrió lo suficiente para permitir la formación de partículas subatómicas, y más tarde átomos simples. Más tarde nubes gigantes de estos elementos primordiales se unieron a través de la gravedad para formar estrellas y galaxias.
Todo esto comenzó hace aproximadamente 13.8 mil millones años, y por lo tanto se considera que esa es la edad del universo. A través de las pruebas de principios teóricos y experimentos que involucran a los aceleradores de partículas y los estados de alta energía, y estudios astronómicos que han observado el universo profundo, los científicos han construido una línea de tiempo de eventos que comenzó con el Big Bang y ha llevado a la situación actual de la evolución cósmica.
Sin embargo, los primeros tiempos del Universo - que duraron de aproximadamente 10 -43 a 10 -11 segundos después del Big Bang - son objeto de una amplia especulación. Dado que las leyes de la física, se sabe que no podrían haber existido en ese momento, es difícil imaginar cómo podría haber sido dirigido el Universo. Es más, aún no se han llevado a cabo experimentos que pueden crear los tipos de energías involucradas. Aún así, muchas teorías prevalecen en cuanto a lo que sucedió en este instante inicial en el tiempo, muchos de los cuales son compatibles.
Singularidad:
También conocida como la Época de Planck (o era Planck ), este fue el período más antiguo conocido del Universo. En este momento, toda la materia se condensó en un solo punto de densidad infinita y calor extremo. Durante este período, se cree que los efectos cuánticos de la gravedad dominaron las interacciones físicas y que no había otras fuerzas físicas de igual fuerza que la gravitación.
Este período de tiempo de Planck se extiende desde el punto 0 a aproximadamente 10 -43 segundos y se llama así porque sólo se puede medir en tiempo de Planck. Debido al extremo calor y la densidad de la materia, el estado del universo era altamente inestable. Por lo tanto, comenzó a expandirse y enfriarse, lo que lleva a la manifestación de las fuerzas fundamentales de la física.
Aproximadamente 10 -43 segundo y 10 -36, el universo comenzó a experimentar temperaturas de transición. Es aquí donde se cree que las fuerzas fundamentales que gobiernan el Universo se comenzaron a separar la una de la otra. El primer paso en esta era la fuerza de la gravitación se separó de las fuerzas medibles, que representan la fuerza nuclear fuerte y débil y el
electromagnetismo.
Luego, a partir de 10 -36 a 10 -32 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo era lo suficientemente baja (1028 K) para que las fuerzas del electromagnetismo (fuerza fuerte) y las fuerzas nucleares débil (interacción débil) fueran capaces de separarse así, formando dos fuerzas distintas.
Época de inflación:
Con la creación de las primeras fuerzas fundamentales del universo, la Época de la inflación comenzó, con una duración de 10 -32 segundos en tiempo de Planck a un punto desconocido. La mayoría de los modelos cosmológicos sugieren que el Universo en este punto se llenó de forma homogénea con una densidad de alta energía, y que las increíblemente altas temperaturas y presiones dieron lugar a una rápida expansión y enfriamiento.
Esto comenzó a los 10 -37 segundos en la transición de fase que causó la separación de fuerzas y también condujo a un período en que el universo creciera exponencialmente. Fue también en este punto en el tiempo que ocurrió la bariogénesis, que se refiere a un evento hipotético donde las temperaturas eran tan altas que los movimientos aleatorios de partículas se produjeron a velocidades relativistas.
Como resultado de esto, los pares de partícula-antipartícula de todo tipo estaban siendo creadas y destruidas en colisiones, lo que se cree que llevaron al predominio de la materia sobre la antimateria continuamente en el universo actual. Después de que la inflación se detuviera, el universo consistía en un plasma de quarks y gluones, así como todas las otras partículas elementales. Desde este punto en adelante, el Universo comenzó a enfriarse y la materia se unió y formó.
Época de Enfriamiento:
A medida que el universo continuó disminuyendo en densidad y temperatura, la energía de cada partícula comenzó a disminuir y las transiciones de fase continuaron hasta que las fuerzas fundamentales de la física y de las partículas elementales se transformaron en su forma actual. Las energías de las partículas hubieran caído a valores que pueden ser medidos por los instrumentos de física de partículas. Desde este período en adelante está sujeto a menos especulación.
Por ejemplo, los científicos creen que cerca de 10 -11 segundos después del Big Bang, las energías de las partículas se redujo considerablemente. A unos 10.6 segundos, quarks y gluones se combinaron para formar bariones tales como protones y neutrones, y un pequeño exceso de quarks sobre antiquarks llevaron a un pequeño exceso de bariones y más antibariones.
Dado que las temperaturas no eran lo suficientemente altas como para crear nuevos pares de protón-antiprotón (o pares de neutrones anitneutron), inmediatamente siguió a este proceso una aniquilación masiva , dejando sólo uno de cada 10 10 de los protones y neutrones originales y ninguno de sus antipartículas. Un proceso similar ocurrió en aproximadamente 1 segundo
después del Big Bang para los electrones y positrones. Después de estas aniquilaciones, el resto de los protones, neutrones y electrones ya no estaban en movimiento relativista y la densidad de energía del universo estaba dominada por fotones - y en menor medida, los neutrinos.
A los pocos minutos de la expansión, también comenzó el período conocido como nucleosíntesis del Big Bang. Gracias a temperaturas que descendieron a mil millones de grados kelvin y las densidades de energía que cayeron en aproximadamente el
equivalente del aire. Entonces neutrones y protones comenzaron a combinarse para formar primero el universo de deuterio (un isótopo estable de hidrógeno) y los átomos de helio. Sin embargo, la mayoría de los protones del Universo quedaron sin combinar como núcleos de hidrógeno.
Después de unos 379.000 años, los electrones combinados con estos núcleos formaron átomos (de nuevo, sobre todo de hidrógeno), mientras que la radiación se separó de la materia y continuó expandiéndose a través del espacio, en gran parte sin obstáculos. Esta radiación es ahora conocida por ser lo que constituye el Fondo Cósmico de Microondas (CMB), que hoy es la luz más antigua del Universo.
A medida que el CMB se expandió, fue perdiendo densidad y energía, y se estima actualmente que tiene una temperatura de 2,7260 ± 0,0013 K (-270.424 ° C / -454.763 ° F) y una densidad de energía de 0.25 eV / cm 3 (o 4.005 × 10 -14 J / m 3; 400-500 fotones / cm 3). El CMB se puede ver en todas las direcciones a una distancia de aproximadamente 13,8 mil millones años luz, pero las estimaciones de su lugar real en la distancia es de unos 46.000 millones de años luz desde el centro del Universo.
Estructura Época:
A lo largo de los miles de millones de años que siguieron, las regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida del Universo comenzaron a ser atraídas gravitacionalmente entre sí. Por lo tanto, crecieron aún más en densidad, formando nubes de gas, estrellas, galaxias y otras estructuras astronómicas que observamos habitualmente hoy día.
Esto es lo que se conoce como la estructura de Época, ya que fue durante este tiempo que el Universo moderno comenzó a tomar forma. Esta consiste en la materia visible distribuida en las estructuras de diferentes tamaños, que van desde las estrellas y los planetas a las galaxias, cúmulos de galaxias y supercúmulos - donde se concentra la materia - que está separada por grandes extensiones de espacio que contienen pocas galaxias.
Los detalles de este proceso depende de la cantidad y tipo de materia en el universo, con la materia oscura fría, la materia oscura caliente, la materia oscura caliente y materia bariónica siendo los cuatro tipos sugeridos. Sin embargo, el modelo de Materia Lambda Oscura Fría (Lambda-CDM), en el que las partículas de materia oscura se movían lentamente en comparación con la velocidad de la luz, es el considerado como el modelo estándar de la cosmología del Big Bang, ya que mejor se ajusta a los datos disponibles.
En este modelo, el frío de la materia oscura se estima que representa alrededor del 23% de la materia / energía del universo, mientras que la materia bariónica constituye alrededor del 4,6%. El Lambda se refiere a la constante cosmológica, una teoría propuesta originalmente por Albert Einstein que intentó demostrar que el balance de masa-energía en el universo era estático.
En este caso, se asocia con la energía oscura, que sirvió para acelerar la expansión del universo y mantener su estructura a gran escala en gran medida uniforme.
Las predicciones a largo plazo:
La hipótesis de que el Universo tuvo un punto de partida da naturalmente lugar a preguntas sobre un posible punto final. Si el Universo comenzó como un punto de densidad infinita que comenzó a expandirse desde lo diminuto, ¿significa que seguirá expandiéndose indefinidamente? ¿O será un día se queda sin fuerza expansiva, y comenzará a retraerse hacia el interior hasta que toda la materia se junte de nuevo en una pequeña bola?
Responder a esta pregunta ha sido debate importante de los cosmólogos sobre cuál es cuál modelo del Universo en los inicios es el correcto. Con la aceptación de la teoría del Big Bang, pero antes de la observación de la energía oscura en la década de 1990, los cosmólogos habían llegado a un acuerdo sobre dos escenarios más probables del futuro de nuestro Universo.
En el primero, conocido comúnmente como el escenario de "Big Crunch", el universo alcanzará un tamaño máximo y luego comenzará a colapsar sobre sí mismo. Esto sólo será posible si la densidad de la masa del Universo es mayor que la densidad crítica. En otras palabras, siempre que la densidad de la materia se mantenga en o por encima de un cierto valor (1-3 × 10 -26 kg de materia por m 3), el Universo eventualmente se contraerá.
Alternativamente, si la densidad en el universo fuera igual o inferior a la densidad crítica, la expansión sería más lenta, pero nunca se detendría. En este escenario, conocido como el "Big Freeze", el Universo continuaría hasta que la formación de estrellas, finalmente cesaría con el consumo de todo el gas interestelar en cada galaxia. Mientras tanto, todas las estrellas
existentes se quemerían y se convertirían en enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros.
Muy poco a poco, las colisiones entre estos agujeros negros darían lugar a la acumulación de masa en agujeros negros más grandes y más grandes. La temperatura media del universo se acercaría al cero absoluto, y los agujeros negros se evaporarían después de emitir la última de su radiación de Hawking. Por último, la entropía del universo se incrementaría hasta el punto en que ninguna forma organizada de energía podría ser extraída de ella (a escenarios conocidos como "muerte térmica").
Observaciones modernas, que incluyen la existencia de la energía oscura y su influencia en la expansión cósmica, han llevado a la conclusión de que más y más del universo actualmente visible pasará más allá de nuestro horizonte de sucesos (es decir, la CMB, el borde de lo que podemos ver) y llegará a ser invisible para nosotros. El resultado final de esto no se conoce actualmente, pero la "muerte térmica" se considera también un punto final probable en este escenario.
Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de la energía fantasma, sugieren que en última instancia, de los clusters de galaxias, estrellas, planetas, átomos, núcleos, y la materia en sí será destrozada por la creciente expansión.
Este escenario es conocido como el "Big Rip", en el que la expansión del Universo mismo con el tiempo será su perdición.
Historia de la Teoría del Big Bang:
Los primeros indicios de la gran explosión (Big-Bang) se produjo como resultado de observaciones del espacio profundo realizadas en el siglo 20. En 1912, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher realizó una serie de observaciones de las galaxias espirales (que se cree que son nebulosas) y midieron su efecto Doppler Redshift. En casi todos los casos, se observaron que las galaxias espirales se están alejando de la nuestra.
En 1922, el cosmólogo ruso Alexander Friedmann desarrolló lo que se conoce como las ecuaciones de Friedmann, que se derivan de las ecuaciones de Einstein de la relatividad general. Contrariamente a Einstein en aquellos tiempos estaba defendiendo su constante cosmológica. El trabajo de Friedmann demostró que el universo era probable que estuviera en estado de expansión.
En 1924, la medición de Edwin Hubble a gran distancia de la nebulosa espiral más cercana mostró que estos sistemas eran de hecho otras galaxias. Al mismo tiempo, el Hubble comenzó a desarrollar una serie de indicadores de distancia utilizando el telescopio Hooker 2,5 m en el Observatorio Monte Wilson. Y en 1929, Hubble descubrió una correlación entre la distancia y la
velocidad de recesión - que ahora se conoce como la ley de Hubble.
Y luego, en 1927, Georges Lemaitre, un físico belga y sacerdote católico, deriva de forma independiente los mismos resultados que las ecuaciones de Friedmann y propuso que la recesión inferida de las galaxias se debió a la expansión del universo. En 1931, fue más allá, en un tiempo el Universo sería el más pequeño. El padre vino y se fue. En algún momento en el pasado,
según él, toda la masa del universo se habría concentrado en un único punto desde que se originó la trama misma de espacio y tiempo.
Estos descubrimientos provocaron un debate entre los físicos a lo largo de la década de 1920 y años 30, con la mayoría defendió que el universo estaba en un estado de equilibrio. En este modelo, la nueva materia se crea continuamente a medida que el universo se expande, preservando así la uniformidad y la densidad de la materia en el tiempo. Entre estos científicos,
la idea de un Big Bang parecía más teológica que científica, y las acusaciones de sesgo se hicieron contra Lemaitre basada en su experiencia religiosa.
La historia del Universo, desde el Big Bang hasta la época actual. Crédito: bicepkeck.orgThis
Otras teorías se defendieron durante este tiempo, así como el modelo de Milne y el modelo Universo oscilante. Ambas teorías se basaban en la teoría de la relatividad general de Einstein (siendo esta última de la aprobación Einstein), y sostuvo que el universo sigue, ciclos autosustentables infinitos o indefinidos.
Después de la Segunda Guerra Mundial, el debate llegó a un punto entre los defensores del modelo del Estado Estacionario (que habían llegado a ser formalizados por el astrónomo Fred Hoyle) y los defensores de la teoría del Big Bang - que fue creciendo en popularidad. Irónicamente, fue Hoyle quien acuñó la frase "Big Bang", durante un programa de la BBC Radio 3 1949, la cual fue considerada por algunos como una desestimación peyorativa (que Hoyle negó).
Con el tiempo, la evidencia observacional comenzó a favorecer al Big Bang sobre el estado estacionario. El descubrimiento y la confirmación de la radiación cósmica de fondo de microondas en 1965 aseguraron el Big Bang como la mejor teoría del origen y evolución del universo. Desde finales de los 60 hasta la década de 1990, astrónomos y cosmólogos hicieron más caso al Big Bang mediante la resolución de algunos problemas teóricos que planteaba.
Estos trabajos presentados por Stephen Hawking y otros físicos, mostraron que las singularidades eran una condición inicial inevitable de la relatividad general y un modelo del Big Bang de la cosmología. En 1981, el físico Alan Guth teorizó sobre un período de rápida expansión cósmica (aka. La Época "La inflación") que resolvió otros problemas teóricos.
La década de 1990 también vio el ascenso de la energía oscura como un intento de resolver las cuestiones pendientes en la cosmología. Además de proporcionar una explicación de la masa faltante del universo (junto con la materia oscura, propuesta originalmente en 1932 por Jan Oort), sino que también proporciona una explicación de por qué el universo se sigue acelerando, además de ofrecer una resolución para la constante cosmológica de Einstein.
Se hizo un progreso significativo gracias a los avances en los telescopios, satélites y simulaciones por ordenador, que han permitido a los astrónomos y cosmólogos ver más del universo y obtener una mejor comprensión de su verdadera edad. La construcción de los telescopios espaciales - como el Cosmic Background Explorer (COBE), el Telescopio Espacial Hubble, WMAP (WMAP) y el Observatorio de Planck - también han sido de un valor incalculable.
Hoy en día, los cosmólogos obtienen mediciones bastante precisas y exactas de muchos de los parámetros del modelo del Big Bang, por no hablar de la edad del Universo mismo. Y todo comenzó con la observación señalada de que objetos estelares masivos, a muchos años luz de distancia, se movían lentamente lejos de nosotros. Y aunque todavía no estamos seguros de cómo va a terminar todo, sí sabemos que en una escala cosmológica, no va a ser por un largo, largo tiempo!
Fuente: UniverseToday
