Big Bang
Definición
El Big Bang la teoría es el modelo cosmológico prevaleciente para el universo desde los periodos más antiguos conocidos hasta su posterior evolución a gran escala. El modelo describe cómo el universo se expandió desde un estado de alta densidad y alta temperatura, y ofrece una explicación exhaustiva para una amplia gama de fenómenos, incluida la abundancia de elementos ligeros, el fondo de microondas cósmico (CMB), la estructura a gran escala y La ley de Hubble. Si las leyes conocidas de la física se extrapolan al régimen de densidad más alta, el resultado es una singularidad que típicamente se asocia con el Big Bang. Los físicos están indecisos sobre si esto significa que el universo comenzó a partir de una singularidad, o que el conocimiento actual es insuficiente para describir el universo en ese momento. Las medidas detalladas de la tasa de expansión del universo ubican al Big Bang alrededor de 13. Hace 8 mil millones de años, que se considera la edad del universo. Después de la expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente como para permitir la formación de partículas subatómicas y átomos simples posteriores. Las nubes gigantes de estos elementos primordiales luego se fusionaron a través de la gravedad en halos de materia oscura, formando finalmente las estrellas y galaxias visibles en la actualidad.
Desde que Georges Lemaître notó por primera vez en 1927 que un universo en expansión podría remontarse en el tiempo a un único punto originario, los científicos han construido sobre su idea de expansión cósmica. La comunidad científica alguna vez estuvo dividida entre los partidarios de dos teorías diferentes, Big Bang y la teoría del Estado Estacionario, pero una amplia gama de evidencia empírica ha favorecido fuertemente al Big Bang, que ahora es universalmente aceptado. En 1929, a partir del análisis de corrimientos al rojo galácticos, Edwin Hubble concluyó que las galaxias se están separando; esta es una evidencia observacional importante consistente con la hipótesis de un universo en expansión. En 1964, se descubrió la radiación cósmica de fondo de microondas, que era una evidencia crucial a favor del modelo Big Bang, ya que esa teoría predijo la existencia de radiación de fondo en todo el universo antes de que se descubriera. Más recientemente, las mediciones de los desplazamientos al rojo de las supernovas indican que la expansión del universo se está acelerando, una observación atribuida a la existencia de la energía oscura. Las leyes físicas conocidas de la naturaleza se pueden usar para calcular las características del universo en detalle en el tiempo hasta un estado inicial de densidad y temperatura extremas.
Visión de conjunto
 | Una línea de tiempo gráfica está disponible en la línea de tiempo gráfica del Big Bang |
El astrónomo y sacerdote católico belga Georges Lemaître propuso en términos teóricos que el universo se está expandiendo, lo que fue confirmado observacionalmente poco después por Edwin Hubble. En 1927 en los Annales de la Société Scientifique de Bruxelles ( Anales de la Sociedad Científica de Bruselas)) bajo el título "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques" ("Un universo homogéneo de masa constante y radio creciente que representa la velocidad radial de las nebulosas extragalácticas"), presentó su nueva idea de que el universo se está expandiendo y proporcionando la primera estimación observacional de lo que se conoce como la constante de Hubble. Lo que más tarde se conocerá como la "teoría del Big Bang" del origen del universo, llamó a su "hipótesis del primigenio". átomo "o el" Huevo Cósmico ".
El astrónomo estadounidense Edwin Hubble observó que las distancias a las galaxias lejanas estaban fuertemente correlacionadas con sus corrimientos al rojo. Esto se interpretó como que significa que todas las galaxias y cúmulos distantes se alejan de nuestro punto de observación con una velocidad aparente proporcional a su distancia: es decir, cuanto más lejos están, más rápido se alejan de nosotros, independientemente de la dirección. Asumiendo el principio copernicano (de que la Tierra no es el centro del universo), la única interpretación restante es que todas las regiones observables del universo se están alejando de todas las demás. Como sabemos que la distancia entre las galaxias aumenta en la actualidad, debe significar que en el pasado las galaxias estaban más juntas. La expansión continua del universo implica que el universo era más denso y más caliente en el pasado.
Los grandes aceleradores de partículas pueden replicar las condiciones que prevalecieron después de los primeros momentos del universo, lo que da como resultado la confirmación y el refinamiento de los detalles del modelo Big Bang. Sin embargo, estos aceleradores solo pueden detectar hasta ahora los regímenes de alta energía. En consecuencia, el estado del universo en los primeros instantes de la expansión del Big Bang aún no se conoce bien y es un área de investigación abierta y especulación.
Las primeras partículas subatómicas que se formaron incluyeron protones, neutrones y electrones. Aunque se formaron núcleos atómicos simples dentro de los primeros tres minutos después del Big Bang, pasaron miles de años antes de que se formaran los primeros átomos eléctricamente neutros. La mayoría de los átomos producidos por el Big Bang eran hidrógeno, junto con helio y trazas de litio. Las nubes gigantes de estos elementos primordiales luego se fusionaron a través de la gravedad para formar estrellas y galaxias, y los elementos más pesados se sintetizaron dentro de las estrellas o durante las supernovas.
La teoría del Big Bang ofrece una explicación exhaustiva para una amplia gama de fenómenos observados, incluida la abundancia de elementos ligeros, el CMB, la estructura a gran escala y la Ley de Hubble. El marco para el modelo Big Bang se basa en la teoría de la relatividad general de Albert Einstein y en suposiciones simplificadoras como la homogeneidad y la isotropía del espacio. Las ecuaciones gobernantes fueron formuladas por Alexander Friedmann, y soluciones similares fueron trabajadas por Willem de Sitter. Desde entonces, los astrofísicos han incorporado adiciones observacionales y teóricas en el modelo Big Bang, y su parametrización como el modelo Lambda-CDM sirve como marco para las investigaciones actuales de la cosmología teórica. El modelo Lambda-CDM es el "modelo estándar" actual de la cosmología Big Bang,
Cronología
Singularidad
La extrapolación de la expansión del universo hacia atrás en el tiempo utilizando la relatividad general produce una densidad y temperatura infinita en un tiempo finito en el pasado. Esta singularidad indica que la relatividad general no es una descripción adecuada de las leyes de la física en este régimen. Los modelos basados en la relatividad general por sí solos no pueden extrapolar hacia la singularidad más allá del final de la época de Planck.
Esta singularidad primordial a veces se denomina "Big Bang", pero el término también puede referirse a una fase cálida y densa del universo más genérica. En cualquier caso, "el Big Bang" como un evento también se conoce coloquialmente como el "nacimiento" de nuestro universo, ya que representa el punto en la historia donde se puede verificar que el universo entró en un régimen donde las leyes de la física los entendemos (específicamente la relatividad general y el modelo estándar de física de partículas) funcionan. Basado en mediciones de la expansión usando supernovas de Tipo Ia y mediciones de fluctuaciones de temperatura en el fondo de microondas cósmico, el tiempo que ha transcurrido desde ese evento, también conocido como la "edad del universo", es 13.799 ± 0.021 mil millones de años.
A pesar de ser extremadamente denso en este momento, mucho más denso de lo que normalmente se requiere para formar un agujero negro, el universo no volvió a colapsar en un agujero negro. Esto se puede explicar considerando que los cálculos y límites comúnmente utilizados para el colapso gravitatorio generalmente se basan en objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas, y no se aplican a espacios de rápida expansión como el Big Bang.
Inflación y baryogenesis
Las primeras fases del Big Bang están sujetas a mucha especulación. En los modelos más comunes, el universo se llenó de forma homogénea e isotrópica con una densidad de energía muy alta y enormes temperaturas y presiones, y se expandió y enfrió rápidamente. Aproximadamente 10 segundos en la expansión, una transición de fase causó una inflación cósmica, durante la cual el universo creció exponencialmente durante ese tiempo las fluctuaciones de densidad que ocurrieron debido al principio de incertidumbre se amplificaron en las semillas que luego formarían la estructura a gran escala del universo . Después de que la inflación se detuvo, el recalentamiento ocurrió hasta que el universo obtuvo las temperaturas requeridas para la producción de un plasma de quark-gluón, así como de todas las demás partículas elementales. Las temperaturas eran tan altas que los movimientos aleatorios de las partículas estaban a velocidades relativistas, y pares de partículas y antipartículas de todo tipo fueron creados y destruidos continuamente en colisiones. En algún momento, una reacción desconocida llamada bariogénesis violó la conservación del número de bariones, lo que llevó a un muy pequeño exceso de quarks y leptones sobre los antiquarks y antileptons, del orden de una parte en 30 millones. Esto resultó en el predominio de la materia sobre la antimateria en el universo presente.
Enfriamiento
El universo continuó disminuyendo en densidad y disminución de temperatura, por lo tanto, la energía típica de cada partícula estaba disminuyendo. Las transiciones de fase de ruptura de simetría ponen las fuerzas fundamentales de la física y los parámetros de las partículas elementales en su forma actual. Después de unos 10 segundos, la imagen se vuelve menos especulativa, ya que las energías de las partículas caen a valores que se pueden alcanzar en los aceleradores de partículas. Aproximadamente a los 10 segundos, los quarks y los gluones se combinaron para formar bariones como protones y neutrones. El pequeño exceso de quarks sobre antiquarks produjo un pequeño exceso de bariones sobre los antibaryons. La temperatura ya no era lo suficientemente alta como para crear nuevos pares protón-antiprotón (similarmente para neutrones-antineutrones), por lo que inmediatamente se produjo una aniquilación masiva, dejando solo uno de cada 10 de los protones y neutrones originales. y ninguna de sus antipartículas. Un proceso similar ocurrió alrededor de 1 segundo para electrones y positrones. Después de estas aniquilaciones, los protones, neutrones y electrones restantes ya no se movían relativísticamente y la densidad de energía del universo estaba dominada por fotones (con una contribución menor de los neutrinos).
A los pocos minutos de la expansión, cuando la temperatura era de alrededor de mil millones (mil millones) de Kelvin y la densidad era aproximadamente la del aire, los neutrones se combinaron con protones para formar el deuterio y los núcleos de helio del universo en un proceso llamado nucleosíntesis de Big Bang. La mayoría de los protones permanecieron sin combinar como núcleos de hidrógeno.
A medida que el universo se enfriaba, el resto de la densidad de masa de energía de la materia llegó a dominar gravitacionalmente la radiación de fotones. Después de aproximadamente 379,000 años, los electrones y núcleos se combinaron en átomos (principalmente hidrógeno); de ahí que la radiación se desacople de la materia y continúe por el espacio prácticamente sin obstáculos. Esta radiación reliquia se conoce como radiación cósmica de fondo de microondas. La química de la vida puede haber comenzado poco después del Big Bang, hace 13.800 millones de años, durante una época habitable cuando el universo tenía solo entre 10 y 17 millones de años.
Formación de estructura
Aceleración cósmica
Las líneas de evidencia independientes de las supernovas Tipo Ia y CMB implican que el universo de hoy está dominado por una misteriosa forma de energía conocida como energía oscura, que aparentemente impregna todo el espacio. Las observaciones sugieren que el 73% de la densidad total de energía del universo actual está en esta forma. Cuando el universo era muy joven, era probable que estuviera impregnado de energía oscura, pero con menos espacio y todo más cerca, la gravedad predominaba y frenaba lentamente la expansión. Pero finalmente, después de muchos miles de millones de años de expansión, la creciente abundancia de energía oscura provocó que la expansión del universo lentamente comenzara a acelerarse.
La energía oscura en su formulación más simple toma la forma del término cosmológico constante en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero su composición y mecanismo son desconocidos y, más generalmente, los detalles de su ecuación de estado y relación con el Modelo Estándar de física de partículas continuar siendo investigado tanto a través de la observación como teóricamente.
Toda esta evolución cósmica después de la época inflacionaria puede ser rigurosamente descrita y modelada por el modelo de cosmología ΛCDM, que usa los marcos independientes de la mecánica cuántica y la Relatividad General de Einstein. No existe un modelo bien respaldado que describa la acción antes de los 10 segundos aproximadamente. Aparentemente, se necesita una nueva teoría unificada de la gravitación cuántica para romper esta barrera. Comprender esta eras más temprana en la historia del universo es actualmente uno de los mayores problemas no resueltos en la física.
Características del modelo
La teoría del Big Bang depende de dos supuestos principales: la universalidad de las leyes físicas y el principio cosmológico. El principio cosmológico establece que en grandes escalas el universo es homogéneo e isotrópico.
Estas ideas se tomaron inicialmente como postulados, pero hoy hay esfuerzos para probar cada uno de ellos. Por ejemplo, la primera suposición ha sido probada mediante observaciones que muestran que la mayor desviación posible de la constante de la estructura fina durante gran parte de la edad del universo es de orden 10. Además, la relatividad general ha superado rigurosas pruebas en la escala del Sistema Solar y estrellas binarias.
Si el universo a gran escala parece isotrópico visto desde la Tierra, el principio cosmológico puede derivarse del principio copernicano más simple, que establece que no hay un observador o punto de observación preferido (o especial). Con este fin, el principio cosmológico se ha confirmado a un nivel de 10 mediante observaciones del CMB. Se ha medido que el universo es homogéneo en las escalas más grandes al nivel del 10%.
Expansión de espacio
La relatividad general describe el espacio-tiempo mediante una métrica, que determina las distancias que separan los puntos cercanos. Los puntos, que pueden ser galaxias, estrellas u otros objetos, se especifican a sí mismos usando una tabla de coordenadas o "cuadrícula" que se establece a lo largo de todo el espacio-tiempo. El principio cosmológico implica que la métrica debe ser homogénea e isótropa en grandes escalas, lo que singulariza singularmente la métrica Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (métrica FLRW). Esta métrica contiene un factor de escala, que describe cómo cambia el tamaño del universo con el tiempo. Esto permite la elección conveniente de un sistema de coordenadas que se llama coordenadas comovianas. En este sistema de coordenadas, la grilla se expande junto con el universo, y los objetos que se mueven solo debido a la expansión del universo, permanecen en puntos fijos en la grilla. la distancia coordinada(distancia comovible) permanece constante, la distancia física entre dos puntos co-móviles se expande proporcionalmente con el factor de escala del universo.
El Big Bang no es una explosión de materia que se mueve hacia afuera para llenar un universo vacío. En cambio, el espacio en sí mismo se expande con el tiempo en todas partes y aumenta la distancia física entre dos puntos de conversión. En otras palabras, el Big Bang no es una explosión en el espacio , sino más bien una expansión del espacio . Debido a que la métrica FLRW supone una distribución uniforme de masa y energía, se aplica a nuestro universo solo en grandes escalas: las concentraciones locales de materia, como nuestra galaxia, están unidas gravitacionalmente y, como tales, no experimentan la expansión a gran escala del espacio.
Horizontes
Una característica importante del espacio-tiempo del Big Bang es la presencia de horizontes de partículas. Como el universo tiene una edad finita y la luz viaja a una velocidad finita, puede haber eventos en el pasado cuya luz no haya tenido tiempo de alcanzarnos. Esto coloca un límite o un horizonte pasado en los objetos más distantes que se pueden observar. Por el contrario, debido a que el espacio se está expandiendo, y los objetos más distantes están retrocediendo cada vez más rápido, la luz emitida por nosotros hoy en día puede que nunca "alcance" objetos muy distantes. Esto define un horizonte de futuro , que limita los eventos en el futuro sobre los que podremos influir. La presencia de cualquier tipo de horizonte depende de los detalles del modelo de FLRW que describe nuestro universo.
Nuestra comprensión del universo hasta tiempos muy tempranos sugiere que hay un horizonte pasado, aunque en la práctica nuestra visión también está limitada por la opacidad del universo en los primeros tiempos. De modo que nuestra visión no puede extenderse más hacia atrás en el tiempo, aunque el horizonte retrocede en el espacio. Si la expansión del universo continúa acelerándose, también hay un horizonte futuro.
Historia
Etimología
Al astrónomo inglés Fred Hoyle se le atribuye acuñar el término "Big Bang" durante una emisión de radio de la BBC de 1949, diciendo: "Estas teorías se basaban en la hipótesis de que toda la materia del universo se creó en un big bang en un momento particular del pasado remoto."
Se informa popularmente que Hoyle, que favorecía un modelo cosmológico alternativo de "estado estacionario", pretendía que esto fuera peyorativo, pero Hoyle lo negó explícitamente y dijo que era simplemente una imagen llamativa destinada a resaltar la diferencia entre los dos modelos.
Desarrollo
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones de la estructura del universo y de consideraciones teóricas. En 1912 Vesto Slipher midió el primer desplazamiento Doppler de una "nebulosa espiral" (la nebulosa espiral es el término obsoleto para las galaxias espirales), y pronto descubrió que casi todas esas nebulosas estaban retrocediendo desde la Tierra. No entendió las implicaciones cosmológicas de este hecho, y de hecho en ese momento era muy controvertido si estas nebulosas eran o no "universos isla" fuera de nuestra Vía Láctea. Diez años después, Alexander Friedmann, un cosmólogo y matemático ruso, derivó las ecuaciones de Friedmann de las ecuaciones de la relatividad general de Albert Einstein, mostrando que el universo podría expandirse en contraste con el modelo del universo estático defendido por Einstein en ese momento. En 1924 Edwin Hubble ' La medición de la gran distancia a la nebulosa espiral más cercana mostró que estos sistemas eran de hecho otras galaxias. Derivado de forma independiente de las ecuaciones de Friedmann en 1927, Georges Lemaître, un físico belga, propuso que la recesión inferida de las nebulosas se debía a la expansión del universo.
En 1931 Lemaître fue más allá y sugirió que la expansión evidente del universo, si se proyectaba en el tiempo, significaba que cuanto más atrás en el pasado, más pequeño era el universo, hasta que en un tiempo finito en el pasado toda la masa del universo estaba concentrada en un solo punto, un "átomo primigenio" donde y cuando el tejido de tiempo y espacio entró en existencia.
Comenzando en 1924, Hubble desarrolló concienzudamente una serie de indicadores de distancia, el precursor de la escalera de distancia cósmica, utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2.5 m) en el Observatorio Mount Wilson. Esto le permitió estimar las distancias a las galaxias cuyos corrimientos al rojo ya habían sido medidos, principalmente por Slipher. En 1929 Hubble descubrió una correlación entre la distancia y la velocidad de la recesión, ahora conocida como la ley de Hubble. Lemaître ya había demostrado que esto era esperado, dado el principio cosmológico.
En las décadas de 1920 y 1930, casi todos los grandes cosmólogos preferían un universo de estado estacionario eterno, y varios se quejaban de que el comienzo del tiempo implicado por el Big Bang importó conceptos religiosos a la física; esta objeción fue repetida más tarde por los partidarios de la teoría del estado estacionario. Esta percepción se vio reforzada por el hecho de que el creador de la teoría del Big Bang, Georges Lemaître, era un sacerdote católico romano. Arthur Eddington afirmó con Aristóteles que el universo no tenía un comienzo en el tiempo, a saber, que la materia es eterna. Un comienzo en el tiempo era "repugnante" para él. Sin embargo, Lemaître pensó que
Durante la década de 1930 se propusieron otras ideas como cosmologías no estándar para explicar las observaciones de Hubble, incluido el modelo de Milne, el universo oscilatorio (sugerido originalmente por Friedmann, pero defendido por Albert Einstein y Richard Tolman) y la hipótesis de la luz cansada de Fritz Zwicky.
Después de la Segunda Guerra Mundial, surgieron dos posibilidades distintas. Uno era el modelo de estado estacionario de Fred Hoyle, según el cual se crearía una nueva materia ya que el universo parecía expandirse. En este modelo, el universo es más o menos el mismo en cualquier momento. La otra fue la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow, quien introdujo la nucleosíntesis del Big Bang (BBN) y cuyos asociados, Ralph Alpher y Robert Herman, predijeron el CMB. Irónicamente, fue Hoyle quien acuñó la frase que llegó a aplicarse a la teoría de Lemaître, refiriéndose a ella como "este big bang". idea "durante una emisión de la BBC Radio en marzo de 1949. Por un tiempo, el apoyo se dividió entre estas dos teorías. Eventualmente, la evidencia observacional, más notablemente de los recuentos de fuentes de radio, comenzó a favorecer el Big Bang en lugar de Steady State. el CMB en 1964 aseguró el Big Bang como la mejor teoría del origen y la evolución del universo. Gran parte del trabajo actual en cosmología incluye comprender cómo se forman las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender la física del universo al principio y tiempos anteriores, y reconciliando observaciones con la teoría básica.
En 1968 y 1970, Roger Penrose, Stephen Hawking y George FR Ellis publicaron artículos donde mostraban que las singularidades matemáticas eran una condición inicial inevitable de los modelos relativistas generales del Big Bang. Luego, desde la década de 1970 hasta la de 1990, los cosmólogos trabajaron en la caracterización de las características del universo Big Bang y la resolución de problemas pendientes. En 1981, Alan Guth hizo un gran avance en el trabajo teórico sobre la resolución de ciertos problemas teóricos sobresalientes en la teoría del Big Bang con la introducción de una época de rápida expansión en el universo primitivo al que llamó "inflación". Mientras tanto, durante estas décadas,
A mediados de la década de 1990, las observaciones de ciertos cúmulos globulares parecían indicar que tenían alrededor de 15 mil millones de años, lo que entraba en conflicto con la mayoría de las estimaciones actuales de la edad del universo (y de hecho con la edad medida hoy). Este problema se resolvió más tarde cuando las nuevas simulaciones por computadora, que incluían los efectos de la pérdida de masa debida a los vientos estelares, indicaban una edad mucho más temprana para los cúmulos globulares. Si bien aún quedan algunas preguntas sobre la precisión con que se miden las edades de los cúmulos, los cúmulos globulares son de interés para la cosmología como algunos de los objetos más antiguos del universo.
Se han logrado avances significativos en la cosmología Big Bang desde finales de la década de 1990 como resultado de los avances en la tecnología de los telescopios, así como del análisis de datos de satélites como COBE, el Telescopio Espacial Hubble y WMAP. Los cosmólogos ahora tienen mediciones bastante precisas y precisas de muchos de los parámetros del modelo Big Bang, y han hecho el descubrimiento inesperado de que la expansión del universo parece estar acelerándose.
Evidencia observacional
"[La] imagen del big bang está firmemente basada en datos de todas las áreas para que se demuestre que es inválida en sus características generales".
Lawrence Krauss
La evidencia observacional más temprana y directa de la validez de la teoría es la expansión del universo según la ley de Hubble (como lo indican los corrimientos al rojo de las galaxias), el descubrimiento y la medición del fondo de microondas cósmico y la abundancia relativa de elementos ligeros producidos por Nucleosíntesis de Big Bang. La evidencia más reciente incluye observaciones de la formación y evolución de las galaxias y la distribución de las estructuras cósmicas a gran escala. A veces se las denomina los "cuatro pilares" de la teoría del Big Bang.
Los modelos modernos precisos del Big Bang atraen a diversos fenómenos físicos exóticos que no han sido observados en experimentos de laboratorio terrestres o incorporados en el Modelo Estándar de física de partículas. De estas características, la materia oscura está actualmente sujeta a las investigaciones de laboratorio más activas. Los problemas restantes incluyen el problema de halo cuspy y el problema de la galaxia enana de la materia oscura fría. La energía oscura también es un área de intenso interés para los científicos, pero no está claro si será posible la detección directa de la energía oscura. La inflación y la barioogénesis siguen siendo características más especulativas de los modelos actuales del Big Bang. Se siguen buscando explicaciones viables y cuantitativas para tales fenómenos. Estos son problemas sin resolver en física.
La ley de Hubble y la expansión del espacio
- -1.4 km / s / Mpc por la sonda WMAP.
La ley de Hubble tiene dos explicaciones posibles. O estamos en el centro de una explosión de galaxias -lo cual es insostenible dado el principio copernicano- o el universo se está expandiendo uniformemente en todas partes. Esta expansión universal fue predicha desde la relatividad general por Alexander Friedmann en 1922 y Georges Lemaître en 1927, mucho antes de que Hubble hiciera sus análisis y observaciones de 1929, y sigue siendo la piedra angular de la teoría del Big Bang desarrollada por Friedmann, Lemaître, Robertson y Walker. .
La teoría requiere la relación v = HD para mantener en todo momento, donde D es la distancia comov, v es la velocidad de recesión, y v , H y D varían a medida que el universo se expande (por lo tanto, escribimos H 0 para denotar el presente- día Hubble "constante"). Para distancias mucho más pequeñas que el tamaño del universo observable, se puede pensar que el corrimiento al rojo del Hubble es el desplazamiento Doppler correspondiente a la velocidad de recesión v . Sin embargo, el desplazamiento al rojo no es un verdadero cambio Doppler, sino el resultado de la expansión del universo entre el momento en que se emitió la luz y el momento en que se detectó.
Ese espacio que está experimentando expansión métrica se muestra por la evidencia observacional directa del principio cosmológico y el principio copernicano, que junto con la ley de Hubble no tienen otra explicación. Los corrimientos al rojo astronómicos son extremadamente isótropos y homogéneos, y apoyan el principio cosmológico de que el universo se ve igual en todas las direcciones, junto con muchas otras evidencias. Si los corrimientos al rojo fueron el resultado de una explosión desde un centro distante de nosotros, no serían tan similares en diferentes direcciones.
Las mediciones de los efectos de la radiación cósmica de fondo de microondas sobre la dinámica de los sistemas astrofísicos distantes en 2000 demostraron el principio copernicano de que, a escala cosmológica, la Tierra no está en una posición central. La radiación del Big Bang fue demostrablemente más cálida en épocas anteriores en todo el universo. El enfriamiento uniforme del CMB durante miles de millones de años se explica solo si el universo experimenta una expansión métrica y excluye la posibilidad de que estemos cerca del centro único de una explosión.
Radiación cósmica de fondo de microondas
En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron casualmente la radiación cósmica de fondo, una señal omnidireccional en la banda de microondas. Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones de big-bang de Alpher, Herman y Gamow alrededor de 1950. Durante la década de 1970, se encontró que la radiación era aproximadamente consistente con un espectro de cuerpo negro en todas las direcciones; este espectro ha sido desplazado al rojo por la expansión del universo, y hoy corresponde a aproximadamente 2.725 K. Esto inclinó la balanza de evidencia a favor del modelo Big Bang, y Penzias y Wilson recibieron un Premio Nobel en 1978.
La superficie de la última dispersión correspondiente a la emisión del CMB ocurre poco después de la recombinación , la época en que el hidrógeno neutro se vuelve estable. Antes de esto, el universo comprendía un mar de plasma fotónico-barión denso caliente en el que los fotones se dispersaban rápidamente a partir de partículas cargadas libres. Con un pico de alrededor de 372 ± 14 kyr , el camino libre medio para un fotón se vuelve lo suficientemente largo como para llegar al día presente y el universo se vuelve transparente.
En 1989, la NASA lanzó el satélite Cosmic Background Explorer (COBE), que hizo dos avances importantes: en 1990, las mediciones de espectro de alta precisión mostraron que el espectro de frecuencias CMB es un cuerpo negro casi perfecto sin desviaciones en un nivel de 1 parte en 10 , y midió una temperatura residual de 2.726 K (las mediciones más recientes han revisado esta cifra ligeramente a 2.7255 K); luego, en 1992, otras mediciones de COBE descubrieron pequeñas fluctuaciones (anisotropías) en la temperatura del CMB en el cielo, a un nivel de aproximadamente una parte en 10. John C. Mather y George Smoot recibieron el Premio Nobel de Física 2006 por su liderazgo en estos resultados.
Durante la década siguiente, las anisotropías de CMB se investigaron adicionalmente mediante una gran cantidad de experimentos en globo y terrestres. En 2000-2001, varios experimentos, especialmente BOOMERanG, encontraron que la forma del universo era espacialmente casi plana midiendo el tamaño angular típico (el tamaño en el cielo) de las anisotropías.
A principios de 2003, se publicaron los primeros resultados de la sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson (WMAP), obteniéndose los valores más precisos para algunos de los parámetros cosmológicos. Los resultados refutaron varios modelos específicos de inflación cósmica, pero son consistentes con la teoría de la inflación en general. La sonda espacial Planck se lanzó en mayo de 2009. Se están llevando a cabo otros experimentos de fondo de microondas cósmicos basados en tierra y en globo.
Abundancia de elementos primordiales
Usando el modelo de Big Bang, es posible calcular la concentración de helio-4, helio-3, deuterio y litio-7 en el universo como proporciones de la cantidad de hidrógeno ordinario. Las abundancias relativas dependen de un único parámetro, la relación de fotones a bariones. Este valor puede calcularse independientemente de la estructura detallada de las fluctuaciones de CMB. Las proporciones pronosticadas (por masa, no por número) son de aproximadamente 0,25 para 4
Él
/
H
, alrededor de 10 por 2
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, alrededor de 10 por 3
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Las abundancias medidas coinciden, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un único valor de la relación barión-fotón. El acuerdo es excelente para el deuterio, cercano pero formalmente discrepante para 4
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y por un factor de dos por 7
Li
; en los dos últimos casos hay incertidumbres sistemáticas sustanciales. No obstante, la consistencia general con las abundancias predichas por la nucleosíntesis del Big Bang es una fuerte evidencia del Big Bang, ya que la teoría es la única explicación conocida de las abundancias relativas de elementos ligeros, y es prácticamente imposible "sintonizar" el Big Bang para producir mucho más o menos del 20-30% de helio. De hecho, no existe una razón obvia fuera del Big Bang que, por ejemplo, el universo joven (es decir, antes de la formación estelar, determinado por el estudio de materia supuestamente libre de productos de nucleosíntesis estelar) debería tener más helio que deuterio o más deuterio que 3
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, y en proporciones constantes, también.
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; en los dos últimos casos hay incertidumbres sistemáticas sustanciales. No obstante, la consistencia general con las abundancias predichas por la nucleosíntesis del Big Bang es una fuerte evidencia del Big Bang, ya que la teoría es la única explicación conocida de las abundancias relativas de elementos ligeros, y es prácticamente imposible "sintonizar" el Big Bang para producir mucho más o menos del 20-30% de helio. De hecho, no existe una razón obvia fuera del Big Bang que, por ejemplo, el universo joven (es decir, antes de la formación estelar, determinado por el estudio de materia supuestamente libre de productos de nucleosíntesis estelar) debería tener más helio que deuterio o más deuterio que 3
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, y en proporciones constantes, también.
Evolución y distribución galáctica
Las observaciones detalladas de la morfología y distribución de las galaxias y quásares están de acuerdo con el estado actual de la teoría del Big Bang. Una combinación de observaciones y teoría sugiere que los primeros cuásares y galaxias se formaron alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde entonces, se han formado estructuras más grandes, como cúmulos de galaxias y supercúmulos.
Las poblaciones de estrellas han estado envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias distantes (que se observan como estaban en el universo temprano) parecen muy diferentes de las galaxias cercanas (observadas en un estado más reciente). Además, las galaxias que se formaron hace relativamente poco tiempo, aparecen marcadamente diferentes de las galaxias formadas a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son argumentos fuertes contra el modelo de estado estacionario. Las observaciones de la formación de estrellas, distribuciones de galaxias y cuásares y estructuras más grandes, concuerdan con las simulaciones de Big Bang de la formación de estructuras en el universo, y ayudan a completar los detalles de la teoría.
Nubes de gas primordiales
En 2011, los astrónomos encontraron lo que creen que son nubes prístinas de gas primordial mediante el análisis de líneas de absorción en los espectros de cuásares distantes. Antes de este descubrimiento, se observó que todos los demás objetos astronómicos contienen elementos pesados que se forman en las estrellas. Estas dos nubes de gas no contienen elementos más pesados que el hidrógeno y el deuterio. Como las nubes de gas no tienen elementos pesados, probablemente se formaron en los primeros minutos después del Big Bang, durante la nucleosíntesis del Big Bang.
Otras líneas de evidencia
La edad del universo estimada a partir de la expansión del Hubble y el CMB ahora concuerda bien con otras estimaciones que usan las edades de las estrellas más antiguas, ambas medidas al aplicar la teoría de la evolución estelar a cúmulos globulares y mediante datación radiométrica de poblaciones individuales II estrellas.
La predicción de que la temperatura del CMB era más alta en el pasado ha sido experimentalmente respaldada por observaciones de líneas de absorción a muy baja temperatura en nubes de gas con un alto desplazamiento al rojo. Esta predicción también implica que la amplitud del efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxias no depende directamente del corrimiento al rojo. Las observaciones han encontrado que esto es más o menos cierto, pero este efecto depende de las propiedades del clúster que cambian con el tiempo cósmico, lo que dificulta las mediciones precisas.
Observaciones futuras
Los futuros observatorios de ondas gravitacionales podrían detectar ondas gravitatorias primordiales, reliquias del universo temprano, hasta menos de un segundo después del Big Bang.
Como con cualquier teoría, han surgido una serie de misterios y problemas como resultado del desarrollo de la teoría del Big Bang. Algunos de estos misterios y problemas se han resuelto, mientras que otros aún están pendientes. Las soluciones propuestas a algunos de los problemas en el modelo Big Bang han revelado nuevos misterios propios. Por ejemplo, el problema del horizonte, el problema monopolo magnético y el problema de planitud se resuelven con mayor frecuencia con la teoría inflacionaria, pero los detalles del universo inflacionario aún no se han resuelto y muchos, incluidos algunos fundadores de la teoría, dicen que ha sido refutado . Lo que sigue es una lista de los aspectos misteriosos de la teoría del Big Bang aún bajo intensa investigación por parte de cosmólogos y astrofísicos.
Asimetría Baryon
Todavía no se entiende por qué el universo tiene más materia que antimateria. En general, se supone que cuando el universo era joven y estaba muy caliente estaba en equilibrio estadístico y contenía la misma cantidad de bariones y antiarriones. Sin embargo, las observaciones sugieren que el universo, incluidas sus partes más distantes, está compuesto casi por completo de materia. Se formuló la hipótesis de que un proceso llamado bariogénesis explicaba la asimetría. Para que se produzca la bariogénesis, deben cumplirse las condiciones de Sakharov. Estos requieren que el número bariónico no se conserve, que la simetría C y la simetría CP sean violadas y que el universo se aparte del equilibrio termodinámico. Todas estas condiciones ocurren en el Modelo Estándar, pero los efectos no son lo suficientemente fuertes como para explicar la actual asimetría bariónica.
Energía oscura
Las mediciones de la relación de magnitud de desplazamiento hacia el rojo para las supernovas de tipo Ia indican que la expansión del universo se ha estado acelerando desde que el universo tenía aproximadamente la mitad de su edad actual. Para explicar esta aceleración, la relatividad general requiere que gran parte de la energía en el universo consista en un componente con una gran presión negativa, denominada "energía oscura".
La energía oscura, aunque especulativa, resuelve numerosos problemas. Las mediciones del fondo cósmico de microondas indican que el universo está casi espacialmente plano, y por lo tanto de acuerdo con la relatividad general, el universo debe tener casi exactamente la densidad crítica de masa / energía. Pero la densidad de masa del universo se puede medir a partir de su agrupación gravitacional, y se encuentra que tiene solo alrededor del 30% de la densidad crítica. Como la teoría sugiere que la energía oscura no se agrupa de la manera habitual, es la mejor explicación para la densidad de energía "perdida". La energía oscura también ayuda a explicar dos medidas geométricas de la curvatura general del universo, una que usa la frecuencia de lentes gravitacionales, y la otra que usa el patrón característico de la estructura a gran escala como una regla cósmica.
Se cree que la presión negativa es una propiedad de la energía del vacío, pero la naturaleza exacta y la existencia de la energía oscura sigue siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los resultados del equipo de WMAP en 2008 están de acuerdo con un universo que consiste en 73% de energía oscura, 23% de materia oscura, 4,6% de materia regular y menos de 1% de neutrinos. Según la teoría, la densidad de energía en la materia disminuye con la expansión del universo, pero la densidad de energía oscura permanece constante (o casi) a medida que el universo se expande. Por lo tanto, la materia constituyó una fracción más grande de la energía total del universo en el pasado que hoy, pero su contribución fraccionaria caerá en el futuro lejano a medida que la energía oscura se vuelve aún más dominante.
El componente de energía oscura del universo ha sido explicado por los teóricos usando una variedad de teorías que compiten entre ellas, incluida la constante cosmológica de Einstein, pero que también se extiende a formas más exóticas de quintaesencia u otros esquemas de gravedad modificados. Un problema constante cosmológico, a veces llamado el "problema más embarazoso en física", resulta de la aparente discrepancia entre la densidad de energía medida de la energía oscura y la predicción ingenua de las unidades de Planck.
Materia oscura
Durante las décadas de 1970 y 1980, varias observaciones mostraron que no hay suficiente materia visible en el universo para dar cuenta de la fuerza aparente de las fuerzas gravitacionales dentro y entre las galaxias. Esto llevó a la idea de que hasta el 90% de la materia en el universo es materia oscura que no emite luz ni interactúa con la materia bariónica normal. Además, la suposición de que el universo es en su mayoría materia normal condujo a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo de hoy es mucho más abultado y contiene mucho menos deuterio de lo que se puede explicar sin materia oscura. Mientras que la materia oscura siempre ha sido controvertida, se deduce de varias observaciones: las anisotropías en el CMB, las dispersiones de velocidad de racimo galáctico, las distribuciones de estructura a gran escala, los estudios de lente gravitacional,
La evidencia indirecta de materia oscura proviene de su influencia gravitatoria sobre otra materia, ya que no se han observado partículas de materia oscura en los laboratorios. Se han propuesto muchos candidatos a la física de partículas para la materia oscura, y están en marcha varios proyectos para detectarlos directamente.
Además, hay problemas sobresalientes asociados con el modelo de materia oscura fría actualmente favorecido que incluyen el problema de la galaxia enana y el halo de cúspide. Se han propuesto teorías alternativas que no requieren una gran cantidad de materia no detectada, sino que modifican las leyes de la gravedad establecido por Newton y Einstein; sin embargo, ninguna teoría alternativa ha sido tan exitosa como la propuesta de materia oscura fría para explicar todas las observaciones existentes.
Problema de Horizon
El problema del horizonte resulta de la premisa de que la información no puede viajar más rápido que la luz. En un universo de edad finita, esto establece un límite -el horizonte de partículas- en la separación de dos regiones cualquiera del espacio que están en contacto causal. La isotropía observada del CMB es problemática en este sentido: si el universo hubiera estado dominado por la radiación o la materia en todo momento hasta la época de la última dispersión, el horizonte de partículas en ese momento correspondería a aproximadamente 2 grados en el cielo. Entonces no habría ningún mecanismo para provocar que las regiones más amplias tengan la misma temperatura.
La teoría de la inflación en la que un campo de energía escalar homogéneo e isotrópico domina el universo en algún momento muy temprano (antes de la bariogénesis) ofrece una resolución a esta aparente inconsistencia. Durante la inflación, el universo experimenta una expansión exponencial, y el horizonte de partículas se expande mucho más rápido de lo que se suponía anteriormente, de modo que las regiones actualmente en lados opuestos del universo observable se encuentran dentro del horizonte de partículas del otro. La isotropía observada del CMB se desprende del hecho de que esta región más grande estuvo en contacto causal antes del comienzo de la inflación.
El principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionaria habría fluctuaciones térmicas cuánticas, que se magnificarían a escala cósmica. Estas fluctuaciones sirven como las semillas de toda la estructura actual en el universo. La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes a escala y gaussianas, lo que se ha confirmado con precisión mediante mediciones del CMB.
Si ocurriera la inflación, la expansión exponencial empujaría a grandes regiones del espacio mucho más allá de nuestro horizonte observable.
Una cuestión relacionada con el problema del horizonte clásico surge porque en la mayoría de los modelos de inflación cosmológica estándar, la inflación cesa mucho antes de que ocurra la ruptura de simetría electrodébil, por lo que la inflación no debería ser capaz de evitar discontinuidades a gran escala en el vacío electrodébil ya que las partes distantes del universo observable causalmente separado cuando el electrodébil se epochended.
Monopolos magnéticos
La objeción monopolo magnética se planteó a fines de la década de 1970. Las grandes teorías unificadas predijeron defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos. Estos objetos se producirían eficientemente en el temprano universo caliente, lo que daría como resultado una densidad mucho más alta que la que es consistente con las observaciones, dado que no se han encontrado monopolos. Este problema también se resuelve mediante la inflación cósmica, que elimina todos los defectos puntuales del universo observable, del mismo modo que impulsa la geometría a la planitud.
Problema de planitud
El problema de planitud (también conocido como problema de vejez) es un problema de observación asociado con una métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). El universo puede tener una curvatura espacial positiva, negativa o nula dependiendo de su densidad total de energía. La curvatura es negativa, si su densidad es menor que la densidad crítica; positivo, si es mayor; y cero en la densidad crítica, en cuyo caso el espacio se dice que es plano .
El problema es que cualquier pequeña desviación de la densidad crítica crece con el tiempo, y sin embargo el universo actual sigue siendo muy cerca de flat.Given que una escala de tiempo natural para la salida de planitud podría ser el tiempo de Planck, 10 segundos, el hecho de que el universo tiene no ha alcanzado una muerte por calor ni un Big Crunch después de miles de millones de años requiere una explicación. Por ejemplo, incluso a la edad relativamente tardía de algunos minutos (el tiempo de la nucleosíntesis), la densidad del universo debe haber estado dentro de una parte en 10 de su valor crítico, o no existiría como lo hace hoy.
Porque
Gottfried Wilhelm Leibniz escribió: " ¿Por qué hay algo más que nada? La razón suficiente [...] se encuentra en una sustancia [...] que es un ser necesario que lleva la razón de su existencia en sí misma " . Filósofo de la física Dean Rickles ha argumentado que los números y las matemáticas (o sus leyes subyacentes) pueden existir necesariamente. La física puede concluir que el tiempo no existía antes del "Big Bang", sino que "comenzaba" con el Big Bang y, por lo tanto, no podía haber un "principio", "antes" o potencialmente "causa" y, en cambio, siempre existió. Algunos también argumentan que nada puede existir o que la no existencia podría no haber sido una opción. Fluctuaciones cuánticas
Último destino del universo
Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraban dos escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del universo fuera mayor que la densidad crítica, entonces el universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsar. Se volvería más y más denso de nuevo, terminando con un estado similar al que comenzó: un Big Crunch.
Alternativamente, si la densidad en el universo fuera igual o inferior a la densidad crítica, la expansión se ralentizaría pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría con el consumo de gas interestelar en cada galaxia; las estrellas se apagarían, dejando enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros. Muy gradualmente, las colisiones entre estos darían como resultado una acumulación masiva en agujeros negros cada vez más grandes. La temperatura promedio del universo se aproximaría de forma asintótica al cero absoluto: un Big Freeze. Además, si el protón fuera inestable, la materia bariónica desaparecería, dejando solo radiación y agujeros negros. Eventualmente, los agujeros negros se evaporarían al emitir radiación Hawking. La entropía del universo aumentaría hasta el punto en que no se podría extraer ninguna forma organizada de energía, un escenario conocido como muerte por calor.
Las observaciones modernas de la aceleración de la expansión implican que cada vez más del universo visible pasará más allá de nuestro horizonte de eventos y no estará en contacto con nosotros. El resultado eventual no se conoce. El modelo ofCDM del universo contiene energía oscura en forma de una constante cosmológica. Esta teoría sugiere que solo los sistemas ligados gravitacionalmente, como las galaxias, permanecerán juntos, y ellos también estarán sujetos a la muerte por calor a medida que el universo se expande y se enfría. Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de la energía fantasma, sugieren que, en última instancia, los cúmulos de galaxias, estrellas, planetas, átomos, núcleos y la materia misma serán desgarrados por la expansión cada vez mayor en un llamado Big Rip.
Conceptos erróneos
La siguiente es una lista parcial de los conceptos erróneos populares sobre el modelo Big Bang:
El Big Bang como origen del universo: uno de los conceptos erróneos más comunes sobre el modelo del Big Bang es la creencia de que fue el origen del universo. Sin embargo, el modelo Big Bang no comenta cómo nació el universo. La concepción actual del modelo Big Bang asume la existencia de energía, tiempo y espacio, y no comenta sobre su origen o la causa del estado inicial denso y de alta temperatura del universo.
El Big Bang fue "pequeño" : es engañoso visualizar el Big Bang al comparar su tamaño con objetos cotidianos. Cuando se describe el tamaño del universo en Big Bang, se refiere al tamaño del universo observable, y no al universo entero.
La ley de Hubble viola la teoría especial de la relatividad : la ley de Hubble predice que las galaxias que están más allá de la Distancia de Hubble retroceden más rápido que la velocidad de la luz. Sin embargo, la relatividad especial no se aplica más allá del movimiento a través del espacio. La ley de Hubble describe la velocidad que resulta de la expansión del espacio, en lugar de a través del espacio.
Corrimiento al rojo Doppler vs cambio rojo cosmológico : los astrónomos a menudo se refieren al desplazamiento al rojo cosmológico como un cambio Doppler normal, lo cual es una idea errónea. Aunque similar, el desplazamiento al rojo cosmológico no es idéntico al desplazamiento al rojo Doppler. El desplazamiento al rojo Doppler se basa en la relatividad especial, que no considera la expansión del espacio. Por el contrario, el desplazamiento al rojo cosmológico se basa en la relatividad general, en la que se considera la expansión del espacio. Aunque pueden parecer idénticos para las galaxias cercanas, puede causar confusión si el comportamiento de las galaxias distantes se entiende a través del desplazamiento al rojo de Doppler.
Especulaciones
Si bien el modelo del Big Bang está bien establecido en la cosmología, es probable que se refine. La teoría del Big Bang, construida sobre las ecuaciones de la relatividad general clásica, indica una singularidad en el origen del tiempo cósmico; esta densidad de energía infinita se considera imposible en física. Aún así, se sabe que las ecuaciones no son aplicables antes de que el universo se haya enfriado a la temperatura de Planck, y esta conclusión depende de varias suposiciones, algunas de las cuales nunca podrían ser verificadas experimentalmente. (También vea la época de Planck.)
Un refinamiento propuesto para evitar esta supuesta singularidad es desarrollar un tratamiento correcto de la gravedad cuántica.
No se sabe qué pudo haber precedido al estado denso y caliente del universo temprano o cómo y por qué se originó, aunque abunda la especulación en el campo de la cosmogonía.
Algunas propuestas, cada una de las cuales implica hipótesis no probadas, son:
- Modelos que incluyen la condición sin límite de Hartle-Hawking, en la que el espacio-tiempo completo es finito; el Big Bang representa el límite de tiempo pero sin ninguna singularidad.
- El modelo del enrejado de Big Bang, afirma que el universo en el momento del Big Bang consiste en un enrejado infinito de fermiones, que se difunde sobre el dominio fundamental por lo que tiene simetría rotacional, traslacional y de calibre. La simetría es la simetría más grande posible y, por lo tanto, la entropía más baja de cualquier estado.
- Modelos de cosmología de Brane, en los que la inflación se debe al movimiento de las branas en la teoría de cuerdas; el modelo pre-Big Bang; el modelo ekpyrotic, en el cual Big Bang es el resultado de una colisión entre las branas; y el modelo cíclico, una variante del modelo ekpirótico en el cual las colisiones ocurren periódicamente. En este último modelo, el Big Bang fue precedido por un Big Crunch y el universo pasa de un proceso a otro.
- Inflación eterna, en la cual la inflación universal termina localmente aquí y allá de forma aleatoria, cada punto final conduce a un universo burbuja , expandiéndose desde su propio Big Bang.
Las propuestas en las dos últimas categorías, ven el Big Bang como un evento en un universo mucho más grande y más antiguo o en un multiverso.
Interpretaciones religiosas y filosóficas
Como una descripción del origen del universo, el Big Bang tiene una influencia significativa en la religión y la filosofía. Como resultado, se ha convertido en una de las áreas más animadas en el discurso entre la ciencia y la religión. Algunos creen que el Big Bang implica un creador, y algunos ven su mención en sus libros sagrados, mientras que otros argumentan que la cosmología del Big Bang hace que la noción de creador sea superflua.
Obtenido de: https://en.wikipedia.org/wiki/Big_Bang