01) Primer universo: el Big Bang

La idea central detrás del Big Bang es que la relatividad general se puede combinar con observaciones de isotropía y homogeneidad de la distribución a gran escala de las galaxias y los cambios de posición entre ellas para conciliar las condiciones del Universo . extrapolado tarde o temprano.

La implicación de todos los modelos del Big Bang es que el Universo tenía una temperatura y una densidad más altas en el pasado, por lo que las condiciones del Universo hoy son distintas a sus condiciones en el pasado o en el futuro. Basándose en este modelo, en 1948 George Gamow pudo predecir que el fenómeno, más tarde llamado fondo de microondas cósmicos ( CMB ), debería contener pruebas del Big Bang. El CMB fue descubierto en la década de 1960 y utilizado como confirmación de la teoría del Big Bang contra la alternativa principal,teoría del estado estacionario .

Para obtener esta explicación, varios científicos han abierto el camino a través de sus estudios que han llevado a la aparición del modelo del Big Bang .

En los trabajos de Alexander Friedman (1922) y Georges Lemaître (1927), la teoría de la relatividad demostró que el Universo está en constante movimiento. Poco después, en 1929, el astrónomo norteamericano Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea , que se estaban alejando de nosotros, como si el Universo estuviera en constante expansión. en 1948 el físico ruso-estadounidense George Gamow (1904-1968) propuso que el Universo se creó a partir de un big bang ( Big Bang).). La nave espacial en órbita (COBE) lanzada recientemente pudo ‘escuchar’ el eco de esta enorme explosión primordial.

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Durante las observaciones de la década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher , seguido de Carl Wilhelm Wirtz de Estrasburgo, encontró que la mayoría de las nebulosas espirales se alejaban de la Tierra ; sin embargo, no pudieron comprender las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni el hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias más allá de nuestra propia Vía Láctea .

Además, la teoría de la relatividad general de Albert Einstein (siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe expandirse o contraerse), un resultado que él se consideraba equivocado y, por tanto , intentaba corregir. esto añadiendo una constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología sin una constante cosmológica fue Alexander Friedman , cuyas ecuaciones describen el universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker , que se puede expandir o contraer.

De 1927 a 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître derivó de forma independiente las ecuaciones de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y, a partir del colapso de las nebulosas espirales, propuso que el Universo comenzó con el explosión de un átomo primordial, más primordial. Más tarde se llamó el Big Bang .

en 1929 Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de base para probar la teoría de Lemaître. El Hubble demostró que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables Cefeides * (ver ‘estrellas’) a galaxias lejanas. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad (relativa a la Tierra ) que es directamente proporcional a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la Ley de Hubble .

Según el principio cosmológico, la distancia de las galaxias sugiere que el Universo se está expandiendo. Esta idea dio lugar a dos posibilidades opuestas:

  • La primera fue la teoría del Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow .
  • La segunda posibilidad se modeló a partir de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle , en la que se forman nuevos materiales a medida que las galaxias se alejan unas de otras. En este modelo, el Universo es esencialmente lo mismo en todo momento.

Durante muchos años hubo defensores más o menos iguales de ambas explicaciones. Con los años, la evidencia observacional apoya la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado caliente y denso. Desde el descubrimiento de la radiación de fondos de microondas en 1965, se ha considerado la mejor teoría para explicar el origen y la evolución del cosmos.

A finales de la década de 1960, muchos cosmólogos creían que la singularidad original infinitamente densa del modelo cosmológico de Friedman era una sobreidealización y que el Universo se contraería antes de expandirse de nuevo, provocando una contracción universal. El final de esta contracción se llama el término opuesto al Big Bang : Big Crunch * o ‘ Big Collapse * ‘. Esta es la teoría del universo oscilante de Richard Tolman . En la década de 1960, Stephen Hawkingy otros han demostrado que esa idea es inviable y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto ha llevado a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el Universo que observamos comenzó hace un tiempo finito.

Casi todos los trabajos teóricos actuales en el campo de la cosmología intentan ampliar o refinar elementos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología implica entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang , comprender qué ocurrió allí y probar nuevas observaciones con la teoría subyacente.

A finales de la década de 1990 y principios de la década de 2000, se realizaron grandes avances en la cosmología del Big Bang gracias a los grandes avances de los telescopios, así como a grandes cantidades de datos de satélite del COBE, el telescopio espacial Hubble y de WMAP. Estos datos permitieron a los cosmólogos calcular muchos parámetros del Big Bang con un nuevo nivel de precisión y descubrieron inesperadamente que el Universo se estaba acelerando.

Descripción del Big Bang :

Michio Kaku señaló una cierta paradoja en el nombre de Big Bang : en cierto sentido, no podía ser grande porque ocurrió exactamente antes del inicio del espacio y el tiempo, y el propio Big Bang habría generado dimensiones a partir de la singularidad; tampoco es una explosión en el sentido propio del término, puesto que no se propagó más allá de sí mismo.

A partir de medidas de la expansión del Universo a partir de observaciones de supernova de tipo 1a, en función de la variación de temperatura en diferentes escalas de radiación de fondo de microondas, y en función de la correlación de galaxias, l edad del Universo es de unos 13700±200 Ma (millones). de años). En particular, las tres medidas independientes son coherentes, por lo que se consideran una evidencia sólida del llamado modelo de coherencia , que describe la naturaleza detallada del Universo.

El universo en sus primeros momentos estaba lleno de forma homogénea e isotrópica de energía muy densa y tenía simultáneamente temperatura y presión * . Se expandió y enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o la congelación del agua, pero con partículas elementales.

Unos 10 segundos después de la época de Planck, el cambio de fase provocó que el Universo se expandiera exponencialmente durante un período conocido como inflación cósmica . Tras el fin de la inflación, los componentes materiales del Universo se mantuvieron en forma de plasma de quark-gluón, donde todas sus partes constitutivas se movieron de forma relativista. A medida que aumentaba el tamaño del Universo , la temperatura disminuía. A una temperatura determinada, y debido a un proceso todavía desconocido llamado bariogénesis * , los quarks y los gluones se combinan en bariones como los protones y los neutrones, creando de algún modo materia * y antimateria* asimetríaobservada actualmente. Las temperaturas aún más bajas provocaron cambios de fase adicionales que rompieron la simetría, dando a las fuerzas fundamentales de la física y las partículas elementales su forma actual. Los protones y los neutrones se combinaron para formar núcleos de deuterio y helio en un proceso llamado nucleosíntesis primordial . A medida que el universo se enfría, la materia dejó de moverse de forma relativista gradualmente y su densidad de energía gravitatoria empezó a dominar la radiación. Después de 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar átomos (esencialmente hidrógeno * ). Por tanto, la radiación se rompió de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Esta es la radiación de fondo de microondas .

Con el paso del tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de materia casi uniformemente distribuida se expandieron gravitatoriamente, haciéndose más densas, formando nebulosas, estrellas, galaxias y demás estructuras astronómicas observadas ahora. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y el tipo de materia del Universo . Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría *, materia oscura caliente * y materia bariónica * . Vídeo relacionado:

Conoce al autor, Marcel Aridane
Marcel Aridane

Marcel Aridane ha practicado prácticamente todos los tipos de avistamientos, aunque su especialidad son las galaxias… Ha participado en numerosas quedadas y congresos del estudio de galaxias. Algunas de los mejores consejos para estudiar las galaxias han sido compartidas por él, que nos permite mejorar en nuestro nivel de observación y disfrute.

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