Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos
consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo. Si la
densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crítica,
entonces el Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a
colapsarse. Éste se haría más denso y más caliente nuevamente,
terminando en un estado similar al estado en el cual empezó en un
proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo
es igual o menor a la densidad crítica, la expansión disminuiría su
velocidad, pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría
mientras el Universo en crecimiento se haría menos denso cada vez. El
promedio de la temperatura del universo podría acercarse asintóticamente
al cero absoluto (0 K ó
-273,15 °C). Los agujeros negros se evaporarían por efecto de la radiación de Hawking. La entropía
del universo se incrementaría hasta el punto en que ninguna forma de
energía podría ser extraída de él, un escenario conocido como muerte térmica.
Más aún, si existe la descomposición del protón, proceso por el cual un
protón decaería a partículas menos masivas emitiendo radiación en el
proceso, entonces todo el hidrógeno, la forma predominante del materia
bariónica en el universo actual, desaparecería a muy largo plazo,
dejando solo radiación.
Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que
cada vez una mayor parte del universo visible en la actualidad
quedará más allá de nuestro horizonte de sucesos y fuera de
contacto. Se desconoce cuál sería el resultado de este evento. El modelo
Lambda-CMD del universo contiene energía oscura en la forma de una constante cosmológica (de alguna
manera similar a la que había incluido Einstein en su primera versión de
las ecuaciones de campo). Esta teoría sugiere que sólo los sistemas
mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendrían juntos,
y ellos también estarían sujetos a la muerte térmica
a medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones
de la energía oscura-llamadas teorías
de la energía fantasma sugieren que los cúmulos de galaxias y
finalmente las galaxias mismas se desgarrarán por la eterna expansión
del universo, en el llamado Big Rip.
Teoría del BigBan
miércoles, 2 de mayo de 2012
Energía oscura
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.
Materia oscura
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.
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.Existe un pequeño número de proponentes de cosmologías no estándar que piensan que no hubo Big Bang. Afirman que las soluciones a los problemas conocidos del Big Bang contienen modificaciones ad hoc y agregados a la teoría. Las partes más atacadas de la teoría incluyen lo concerniente a la materia oscura, la energía oscura y la inflación cósmica. Cada una de estas características del universo ha sido sugerida mediante observaciones de la radiación de fondo de microondas, la estructura a gran escala del cosmos y las supernovas de tipo IA, pero se encuentran en la frontera de la física moderna (ver problemas no resueltos de la física). Si bien los efectos gravitacionales de materia y energía oscuras son bien conocidos de forma observacional y teórica, todavía no han sido incorporados al modelo estándar de la física de partículas de forma aceptable. Estos aspectos de la cosmología estándar siguen sin tener una explicación adecuada, pero la mayoría de los astrónomos y los físicos aceptan que la concordancia entre la teoría del Big Bang y la evidencia observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos básicos 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.Evolución y distribución galáctica
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.
Abundancia de elementos primordiales
Artículo
principal: Nucleosíntesis primordial.
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.
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