El Big Bang es una teoría física que describe cómo se expandió el universo a partir de un estado inicial de alta densidad y temperatura .

Diversos modelos cosmológicos basados en el concepto del Big Bang explican una amplia gama de fenómenos incluyendo la abundancia de elementos ligeros , la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) y la estructura a gran escala .

La uniformidad del universo , conocida como los problemas de horizonte y planitud , se explica mediante la inflación cósmica : una fase de expansión acelerada durante las etapas más tempranas.

Las mediciones detalladas de la tasa de expansión del universo sitúan la singularidad del Big Bang en un estimado de Hace 13.787 ± 0,02 mil millones de años, lo que se considera la edad del universo .

Una amplia gama de evidencia empírica apoya firmemente el Big Bang, que ahora goza de amplia aceptación.

Extrapolando esta expansión cósmica hacia atrás en el tiempo usando las leyes conocidas de la física , los modelos describen un universo primordial extraordinariamente caliente y denso. La física carece de una teoría ampliamente aceptada que pueda modelar las condiciones más tempranas del Big Bang.

A medida que el universo se expandió, se enfrió lo suficiente como para permitir la formación de partículas subatómicas y, posteriormente , de átomos .

Estos elementos primordiales (principalmente hidrógeno , con algo de helio y litio) se fusionaron entonces bajo la fuerza de la gravedad ayudada por la materia oscura , formando estrellas y galaxias tempranas .

Las mediciones de los corrimientos al rojo de las supernovas indican que la expansión del universo se está acelerando , una observación atribuida a un concepto llamado energía oscura .

El concepto de un universo en expansión fue introducido por el físico Alexander Friedmann en 1922 con la derivación matemática de las ecuaciones de Friedmann

La primera observación empírica de un universo en expansión se conoce como la ley de Hubble , publicada en el trabajo del físico Edwin Hubble en 1929, que discernió que las galaxias se alejan de la Tierra a una velocidad que se acelera proporcionalmente con la distancia. Independientemente del trabajo de Friedmann, y de las observaciones de Hubble, en 1931 el físico Georges Lemaître propuso que el universo surgió de un " átomo primigenio ", introduciendo la noción moderna del Big Bang. En 1964, se descubrió el CMB. Durante los siguientes años, las mediciones mostraron que esta radiación era uniforme en todas las direcciones del cielo y la forma de la curva de energía versus intensidad, ambas consistentes con los modelos del Big Bang de altas temperaturas y densidades en el pasado distante.

A finales de la década de 1960, la mayoría de los cosmólogos estaban convencidos de que el modelo de estado estable de la evolución cósmica que lo precedía era incorrecto

Aún quedan aspectos del universo observado que no se explican adecuadamente mediante los modelos del Big Bang.

Estos incluyen la abundancia desigual de materia y antimateria , conocida como asimetría bariónica , la naturaleza detallada de la materia oscura que rodea las galaxias y el origen de la energía oscura .

Los modelos cosmológicos del Big Bang se basan en tres supuestos principales: la universalidad de las leyes físicas, el principio cosmológico y la posibilidad de modelar el contenido de materia como un fluido perfecto . ]

La universalidad de las leyes físicas es uno de los principios subyacentes de la teoría de la relatividad .

El principio cosmológico establece que, a gran escala, el universo es homogéneo e isótropo , es decir, parece igual en todas las direcciones, independientemente de su ubicación. ]

Un fluido perfecto no tiene viscosidad; la presión de un fluido perfecto es proporcional a su densidad.

Estas ideas se tomaron inicialmente como postulados, pero posteriormente se realizaron esfuerzos para comprobar cada una de ellas.

Por ejemplo, la primera suposición se ha comprobado mediante observaciones que muestran que la mayor desviación posible de la constante de estructura fina a lo largo de gran parte de la edad del universo es del orden de

La ley física clave que subyace a estos modelos, la relatividad general , ha superado rigurosas pruebas a escala del Sistema Solar y las estrellas binarias

El principio cosmológico se ha confirmado hasta un nivel de observaciones de la temperatura del CMB. A la escala del horizonte del CMB, se ha medido que el universo es homogéneo con un límite superior del orden del 10% de inhomogeneidad, desde 1995.

El principio cosmológico simplifica drásticamente las ecuaciones de la relatividad general, dando lugar a la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker para describir la geometría del universo y, suponiendo un fluido perfecto, a las ecuaciones de Friedmann que expresan la dependencia temporal de dicha geometría.

El único parámetro en este nivel de descripción es la densidad de masa-energía: la geometría del universo y su expansión son una consecuencia directa de su densidad

  Todas las características principales de la cosmología del Big Bang están relacionadas con estos resultados.  

Densidad masa-energía

Distribución relativa estimada de los componentes de la densidad energética del universo. (En febrero de 2015, el equipo de investigación europeo responsable de la sonda cosmológica Planck publicó nuevos datos que refinan estos valores a un 4,9 % de materia ordinaria, un 25,9 % de materia oscura y un 69,1 % de energía oscura).

En la cosmología del Big Bang, la densidad de masa-energía controla la forma y la evolución del universo. Combinando observaciones astronómicas con las leyes conocidas de la termodinámica y la física de partículas , los cosmólogos han determinado los componentes de la densidad a lo largo de la vida del universo.

En el universo actual, la materia luminosa (las estrellas, los planetas, etc.) constituye menos del 5 % de la densidad. La materia oscura representa el 27 % y la energía oscura el 68 % restante

Una característica importante del espacio-tiempo del Big Bang es la presencia de horizontes de partículas . Dado que el universo tiene una edad finita y la luz viaja a una velocidad finita, puede haber eventos en el pasado cuya luz aún no haya tenido tiempo de alcanzar la Tierra.

Esto impone un límite o un horizonte pasado a los objetos más distantes que se pueden observar.

Por el contrario, dado que el espacio se expande y los objetos más distantes se alejan cada vez más rápido, la luz que emitimos hoy podría no alcanzar nunca a los objetos muy distantes.

Esto define un horizonte futuro , que limita los eventos futuros sobre los que podremos influir. La presencia de cualquier tipo de horizonte depende de los detalles de la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW), que describe la expansión del universo.

Nuestra comprensión del universo desde tiempos muy remotos sugiere que existe un horizonte pasado, aunque en la práctica nuestra visión también está limitada por la opacidad del universo en sus inicios.

Por lo tanto, nuestra visión no puede extenderse más atrás en el tiempo, aunque el horizonte se aleje en el espacio.

Si la expansión del universo continúa acelerándose, también existe un horizonte futuro. [

Algunos procesos en el universo primitivo se produjeron demasiado lentamente, en comparación con la tasa de expansión del universo, como para alcanzar un equilibrio termodinámico aproximado .

Otros fueron lo suficientemente rápidos como para alcanzar la termalización .

El parámetro que se suele utilizar para determinar si un proceso en el universo primitivo ha alcanzado el equilibrio térmico es la relación entre la velocidad del proceso (normalmente la tasa de colisiones entre partículas) y el parámetro de Hubble .

Cuanto mayor sea la relación, más tiempo tuvieron las partículas para termalizarse antes de alejarse demasiado entre sí.

NO SE DEBE SER DÉBIL SI SE QUIERE SER LIBRE