Big Bang

La teoría del Big Bang es el modelo cosmológico predominante que explica la existencia del universo observable desde los primeros períodos conocidos hasta su posterior evolución a gran escala. El modelo describe cómo se expandió el universo desde un estado inicial de alta densidad y temperatura, y ofrece una explicación completa de una amplia gama de fenómenos observados, incluida la abundancia de elementos ligeros, la radiación del fondo cósmico de microondas (CMB) y la radiación a gran escala. estructura.

Fundamentalmente, la teoría es compatible con la ley de Hubble-Lemaître: la observación de que cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se aleja de la Tierra. Extrapolando esta expansión cósmica hacia atrás en el tiempo usando las leyes conocidas de la física, la teoría describe un cosmos cada vez más concentrado precedido por una singularidad en la que el espacio y el tiempo pierden significado (típicamente llamado "la singularidad del Big Bang"). Las mediciones detalladas de la tasa de expansión del universo sitúan la singularidad del Big Bang hace unos 13.800 millones de años, lo que se considera la edad del universo.

Después de su expansión inicial, un evento que a menudo se denomina "Big Bang", el universo se enfrió lo suficiente como para permitir la formación de partículas subatómicas y, posteriormente, átomos. Nubes gigantes de estos elementos primordiales, en su mayoría hidrógeno, con algo de helio y litio, se unieron más tarde a través de la gravedad, formando estrellas y galaxias tempranas, cuyos descendientes son visibles hoy. Además de estos materiales de construcción primordiales, los astrónomos observan los efectos gravitatorios de una materia oscura desconocida que rodea las galaxias. La mayor parte del potencial gravitatorio del universo parece tener esta forma, y ​​la teoría del Big Bang y varias observaciones indican que este exceso de potencial gravitacional no es creado por la materia bariónica, como los átomos normales.

Georges Lemaître notó por primera vez en 1927 que un universo en expansión podría rastrearse en el tiempo hasta un punto único de origen, al que llamó el "átomo primitivo". Edwin Hubble confirmó a través del análisis de los desplazamientos al rojo galácticos en 1929 que las galaxias se están separando; esta es una evidencia observacional importante para un universo en expansión. Durante varias décadas, la comunidad científica estuvo dividida entre los partidarios del Big Bang y el modelo de estado estacionario rival, que ofrecían explicaciones para la expansión observada, pero el modelo de estado estacionario estipulaba un universo eterno en contraste con la edad finita del Big Bang. En 1964, se descubrió el CMB, lo que convenció a muchos cosmólogos de que la teoría del estado estacionario era falsa.ya que, a diferencia de la teoría del estado estacionario, el Big Bang caliente predijo una radiación de fondo uniforme en todo el universo causada por las altas temperaturas y densidades en el pasado distante. Una amplia gama de evidencia empírica favorece fuertemente el Big Bang, que ahora es esencialmente aceptado universalmente.

Características del modelo

La teoría del Big Bang ofrece una explicación completa de una amplia gama de fenómenos observados, incluida la abundancia de los elementos ligeros, el CMB, la estructura a gran escala y la ley de Hubble. La teoría depende de dos supuestos principales: la universalidad de las leyes físicas y el principio cosmológico. 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, apareciendo igual en todas las direcciones, independientemente de la ubicación.

Estas ideas se tomaron inicialmente como postulados, pero posteriormente se hicieron esfuerzos para comprobar cada una de ellas. Por ejemplo, la primera suposición ha sido probada por observaciones que muestran que la mayor desviación posible de la constante de estructura fina durante gran parte de la edad del universo es del orden de 10 . Además, la relatividad general ha superado estrictas pruebas a escala del Sistema Solar y estrellas binarias.

El universo a gran escala parece isótropo visto desde la Tierra. Si de hecho es isótropo, el principio cosmológico se puede derivar del principio copernicano más simple, que establece que no hay un observador preferido (o especial) o un punto de vista. Con este fin, el principio cosmológico ha sido confirmado a un nivel de 10 mediante observaciones de la temperatura del CMB. A la escala del horizonte CMB, se ha medido que el universo es homogéneo con un límite superior del orden del 10% de falta de homogeneidad, a partir de 1995.

Expansión del espacio

La expansión del Universo se infirió a partir de observaciones astronómicas de principios del siglo XX y es un ingrediente esencial de la teoría del Big Bang. Matemáticamente, 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 mediante un gráfico de coordenadas o "cuadrícula" que se establece en todo el espacio-tiempo. El principio cosmológico implica que la métrica debe ser homogénea e isotrópica a gran escala, lo que singulariza de manera única la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). Esta métrica contiene un factor de escala, que describe cómo cambia el tamaño del universo con el tiempo. Esto permite hacer una elección conveniente de un sistema de coordenadas, llamado coordenadas comovivas. En este sistema de coordenadas, la cuadrícula se expande junto con el universo, y los objetos que se mueven únicamente debido a la expansión del universo permanecen en puntos fijos de la cuadrícula. Mientras que sula distancia coordinada (distancia de movimiento conjunto) permanece constante, la distancia física entre dos puntos de movimiento conjunto se expande proporcionalmente con el factor de escala del universo.

El Big Bang no es una explosión de materia que se mueve hacia el exterior para llenar un universo vacío. En cambio, el espacio mismo se expande con el tiempo en todas partes y aumenta las distancias físicas entre los puntos comóviles. En otras palabras, el Big Bang no es una explosión en el espacio , sino una expansión del espacio . Debido a que la métrica FLRW asume una distribución uniforme de masa y energía, se aplica a nuestro universo solo a gran escala: las concentraciones locales de materia, como nuestra galaxia, no necesariamente se expanden con la misma velocidad que todo el Universo.

Horizontes

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 alcanzarnos. Esto pone un límite o un horizonte pasado a los objetos más distantes que se pueden observar. Por el contrario, debido a que el espacio se está expandiendo y los objetos más distantes se alejan cada vez más rápido, es posible que la luz que emitimos hoy nunca "alcance" a los objetos muy distantes. Esto define un horizonte futuro , que limita los eventos en el futuro en los que podremos influir. La presencia de cualquier tipo de horizonte depende de los detalles del modelo FLRW que describe nuestro universo.

Nuestra comprensión del universo desde épocas muy tempranas sugiere que existe un horizonte pasado, aunque en la práctica nuestra visión también está limitada por la opacidad del universo en épocas tempranas. Así que nuestra vista no puede extenderse más hacia atrás en el tiempo, aunque el horizonte retroceda en el espacio. Si la expansión del universo continúa acelerándose, también hay un horizonte futuro.

Termalización

Algunos procesos en el universo primitivo ocurrieron demasiado lentamente, en comparación con la tasa de expansión del universo, para alcanzar un equilibrio termodinámico aproximado. Otros fueron lo suficientemente rápidos como para alcanzar la termalización. El parámetro que suele utilizarse para averiguar si un proceso en el universo muy primitivo ha alcanzado el equilibrio térmico es la relación entre la tasa del proceso (normalmente tasa de colisiones entre partículas) y el parámetro de Hubble. Cuanto mayor era la relación, más tiempo tenían las partículas para termalizarse antes de estar demasiado lejos unas de otras.

Cronología

Según la teoría del Big Bang, el universo al principio era muy caliente y muy compacto, y desde entonces se ha ido expandiendo y enfriando.

Singularidad

La extrapolación de la expansión del universo hacia atrás en el tiempo usando la relatividad general produce una densidad y temperatura infinitas en un tiempo finito en el pasado. Este comportamiento irregular, conocido como singularidad gravitacional, indica que la relatividad general no es una descripción adecuada de las leyes de la física en este régimen. Los modelos basados ​​únicamente en la relatividad general no pueden extrapolarse hacia la singularidad, antes del final de la llamada época de Planck.

Esta singularidad primordial a veces se denomina "Big Bang", pero el término también puede referirse a una fase más genérica temprana, cálida y densa del universo. En cualquier caso, "el Big Bang" como 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 como entendemos que funcionan (específicamente la relatividad general y el modelo estándar de la física de partículas). Según las mediciones de la expansión utilizando supernovas de Tipo Ia y las mediciones de las fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas, el tiempo transcurrido desde ese evento, conocido como la "edad del universo", es de 13.800 millones de años.

A pesar de ser extremadamente denso en ese momento, mucho más de lo que normalmente se requiere para formar un agujero negro, el universo no volvió a colapsar en una singularidad. Los cálculos y límites comúnmente utilizados para explicar el colapso gravitatorio se basan generalmente en objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas, y no se aplican al espacio en rápida expansión como el Big Bang. Dado que el universo primitivo no colapsó inmediatamente en una multitud de agujeros negros, la materia en ese momento debe haber estado distribuida de manera muy uniforme con un gradiente de densidad insignificante.

Inflación y bariogénesis

Las primeras fases del Big Bang están sujetas a mucha especulación, ya que no se dispone de datos astronómicos sobre ellas. En los modelos más comunes, el universo estaba lleno de forma homogénea e isotrópica con una densidad de energía muy alta y temperaturas y presiones enormes, y se estaba expandiendo y enfriando muy rápidamente. El período de 0 a 10 segundos después de la expansión, la época de Planck, fue una fase en la que las cuatro fuerzas fundamentales: la fuerza electromagnética, la fuerza nuclear fuerte, la fuerza nuclear débil y la fuerza gravitatoria, se unificaron como una sola. En esta etapa, la longitud de escala característica del universo era la longitud de Planck,1,6 × 10  m , y en consecuencia tenía una temperatura de aproximadamente 10 grados centígrados. Incluso el concepto mismo de partícula se desmorona en estas condiciones. Una comprensión adecuada de este período espera el desarrollo de una teoría de la gravedad cuántica. La época de Planck fue sucedida por la época de la gran unificación que comenzó a los 10 segundos, donde la gravedad se separó de las otras fuerzas a medida que caía la temperatura del universo.

Aproximadamente a los 10 segundos de la expansión, una transición de fase provocó una inflación cósmica, durante la cual el universo creció exponencialmente, sin las restricciones de la invariancia de la velocidad de la luz, y las temperaturas cayeron en un factor de 100.000. Las fluctuaciones cuánticas microscópicas que ocurrieron debido al principio de incertidumbre de Heisenberg se amplificaron en las semillas que luego formarían la estructura a gran escala del universo. En un tiempo de alrededor de 10 segundos, la época electrodébil comienza cuando la fuerza nuclear fuerte se separa de las otras fuerzas, quedando unificadas solo la fuerza electromagnética y la fuerza nuclear débil.

La inflación se detuvo alrededor de los 10 a 10 segundos, y el volumen del universo aumentó en un factor de al menos 10 . Se produjo un recalentamiento hasta que el universo obtuvo las temperaturas necesarias para la producción de un plasma de quarks-gluones, así como todas las demás partículas elementales. Las temperaturas eran tan altas que los movimientos aleatorios de las partículas tenían velocidades relativistas, y los pares de partículas y antipartículas de todo tipo se creaban y destruían continuamente en las colisiones.En algún momento, una reacción desconocida llamada bariogénesis violó la conservación del número bariónico, dando lugar a un exceso muy pequeño de quarks y leptones sobre antiquarks y antileptones, del orden de una parte en 30 millones. Esto resultó en el predominio de la materia sobre la antimateria en el universo actual.

Enfriamiento

El universo continuó disminuyendo en densidad y bajando en temperatura, por lo tanto, la energía típica de cada partícula estaba disminuyendo. Las transiciones de fase que rompen la simetría ponen las fuerzas fundamentales de la física y los parámetros de las partículas elementales en su forma actual, con la fuerza electromagnética y la fuerza nuclear débil separándose en unos 10 segundos. 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. a eso de las 10segundos, quarks y gluones combinados para formar bariones como protones y neutrones. El pequeño exceso de quarks sobre antiquarks condujo a un pequeño exceso de bariones sobre antibariones. La temperatura ya no era lo suficientemente alta como para crear nuevos pares protón-antiprotón o neutrón-antineutrón. Inmediatamente siguió una aniquilación masiva, dejando solo una de cada 10 de las partículas de materia originales y ninguna de sus antipartículas. Un proceso similar ocurrió en aproximadamente 1 segundo para electrones y positrones. Después de estas aniquilaciones, los protones, neutrones y electrones restantes ya no se movían relativistamente y la densidad de energía del universo estaba dominada por fotones (con una pequeña contribución de los neutrinos).

Unos minutos después de la expansión, cuando la temperatura era de alrededor de mil millones de kelvin y la densidad de la materia en el universo era comparable a la densidad actual de la atmósfera de la Tierra, los neutrones se combinaron con los protones para formar los núcleos de deuterio y helio del universo en un proceso llamado Big Bang nucleosíntesis (BBN). La mayoría de los protones permanecieron sin combinar como núcleos de hidrógeno.

A medida que el universo se enfriaba, la densidad de energía restante de la materia llegó a dominar gravitacionalmente a la de la radiación de fotones. Después de unos 379.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron en átomos (principalmente hidrógeno), que pudieron emitir radiación. Esta radiación reliquia, que continuó a través del espacio en gran medida sin obstáculos, se conoce como fondo cósmico de microondas.

Formación de estructura

Durante un largo período de tiempo, las regiones ligeramente más densas de la materia uniformemente distribuida atrajeron gravitacionalmente la materia cercana y, por lo tanto, se volvieron aún más densas, formando nubes de gas, estrellas, galaxias y otras estructuras astronómicas observables en la actualidad. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y el tipo de materia del universo. Los cuatro posibles tipos de materia se conocen como materia oscura fría, materia oscura cálida, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores mediciones disponibles, de la sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson (WMAP), muestran que los datos se ajustan bien a un modelo Lambda-CDM en el que se supone que la materia oscura es fría (la materia oscura cálida se descarta por reionización temprana), y se estima que constituye aproximadamente el 23 % de la materia/energía del universo, mientras que la materia bariónica constituye aproximadamente el 4,6 %.En un "modelo extendido" que incluye materia oscura caliente en forma de neutrinos, entonces si la "densidad bariónica física"{\displaystyle \Omega_{\text{b}}h^{2}}se estima en alrededor de 0,023 (esto es diferente de la 'densidad bariónica' expresada como una fracción de la densidad total de materia/energía, que es aproximadamente 0,046), y la correspondiente densidad de materia oscura fría es de aproximadamente 0,11, la densidad de neutrinos correspondiente se estima que es inferior a 0,0062.

aceleración cósmica

Líneas de evidencia independientes de las supernovas Tipo Ia y el CMB implican que el universo actual 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 de energía total del universo actual se encuentra en esta forma. Cuando el universo era muy joven, probablemente estaba infundido con energía oscura, pero con menos espacio y todo más cerca, la gravedad predominaba y estaba frenando lentamente la expansión. Pero eventualmente, después de miles de millones de años de expansión, la disminución de la densidad de la materia en relación con la densidad de la energía oscura hizo que la expansión del universo comenzara a acelerarse lentamente.

La energía oscura en su formulación más simple toma la forma del término constante cosmológica en las ecuaciones de campo de la relatividad general de Einstein, pero se desconoce su composición y mecanismo y, más en general, los detalles de su ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas. continúan siendo investigados tanto a través de la observación como teóricamente.

Toda esta evolución cósmica después de la época inflacionaria puede describirse y modelarse rigurosamente mediante el modelo de cosmología ΛCDM, que utiliza los marcos independientes de la mecánica cuántica y la relatividad general. No existen modelos fácilmente comprobables que describan la situación antes de aproximadamente 10 segundos. Entender esta primera era en la historia del universo es actualmente uno de los mayores problemas no resueltos de la física.

Historia

Etimología

Al astrónomo inglés Fred Hoyle se le atribuye haber acuñado el término "Big Bang" durante una charla para una transmisión de radio de la BBC de marzo de 1949, diciendo: "Estas teorías se basaron en la hipótesis de que toda la materia del universo se creó en un big bang a la vez". tiempo particular en el pasado remoto". Sin embargo, no se popularizó hasta la década de 1970.

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 solo una imagen llamativa destinada a resaltar la diferencia entre los dos modelos. Helge Kragh escribe que la evidencia de la afirmación de que fue peyorativo es "poco convincente" y menciona una serie de indicaciones de que no fue peyorativo.

El término en sí es un nombre inapropiado, ya que implica la ocurrencia de una explosión. Sin embargo, una explosión implica la expansión desde un punto central hacia el espacio circundante, que aún no existía. En lugar de expandirse en el espacio, el Big Bang fue la expansión/estiramiento del espacio mismo, que es un concepto mucho más difícil de comprender. Otro problema señalado por Santhosh Mathew es que bang implica sonido, lo que requeriría una partícula vibratoria y un medio a través del cual viaja. Dado que este es el comienzo de cualquier cosa que podamos imaginar, no hay base para ningún sonido y, por lo tanto, es probable que el Big Bang haya sido silencioso. Un intento de encontrar una alternativa más adecuada no tuvo éxito.

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" (nebulosa espiral es el término obsoleto para las galaxias espirales), y pronto descubrió que casi todas esas nebulosas se alejaban de la Tierra. No captó las implicaciones cosmológicas de este hecho y, de hecho, en ese momento era muy controvertido si estas nebulosas eran o no "universos islas" fuera de nuestra Vía Láctea. Diez años más tarde, Alexander Friedmann, un cosmólogo y matemático ruso, derivó las ecuaciones de Friedmann de las ecuaciones de campo de Einstein, mostrando que el universo podría estar expandiéndose en contraste con el modelo de universo estático defendido por Albert Einstein en ese momento.

En 1924, la medición del astrónomo estadounidense Edwin Hubble de la gran distancia a la nebulosa espiral más cercana mostró que estos sistemas eran de hecho otras galaxias. A partir de ese mismo año, Hubble desarrolló minuciosamente una serie de indicadores de distancia, el precursor de la escala de distancia cósmica, utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2,5 m) en el Observatorio Mount Wilson. Esto le permitió estimar distancias a 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 recesión, ahora conocida como la ley de Hubble. En ese momento, Lemaître ya había demostrado que esto era de esperar, dado el principio cosmológico.

Derivando independientemente las ecuaciones de Friedmann en 1927, Georges Lemaître, un físico belga y sacerdote católico romano, 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 evidente expansión del universo, si se proyecta hacia atrás en el tiempo, significaba que cuanto más lejos en el pasado, más pequeño era el universo, hasta que en algún tiempo finito en el pasado toda la masa del universo era concentrado en un solo punto, un "átomo primigenio" donde y cuando el tejido del tiempo y el espacio llegaron a existir.

En las décadas de 1920 y 1930, casi todos los cosmólogos importantes preferían un universo eterno en estado estacionario, y varios se quejaron de que el comienzo de los tiempos implícito en 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, Lemaître, era un sacerdote católico romano. Arthur Eddington estuvo de acuerdo con Aristóteles en que el universo no tuvo un comienzo en el tiempo, es decir , que la materia es eterna. Un comienzo en el tiempo le resultaba "repugnante". Lemaître, sin embargo, no estuvo de acuerdo:

Si el mundo ha comenzado con un solo cuanto, las nociones de espacio y tiempo juntas no tendrían ningún significado al principio; sólo comenzarían a tener un significado sensible cuando el cuanto original se hubiera dividido en un número suficiente de cuantos. Si esta sugerencia es correcta, el comienzo del mundo ocurrió un poco antes del comienzo del espacio y el tiempo.

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 C. 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 nueva materia a medida que el universo pareciera expandirse. En este modelo, el universo es aproximadamente el mismo en cualquier momento. La otra era la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow, quien introdujo BBN y cuyos asociados, Ralph Alpher y Robert Herman, predijeron el CMB. Irónicamente, fue Hoyle quien acuñó la frase que se aplicó a la teoría de Lemaître, refiriéndose a ella como "esta idea del big bang " durante una transmisión de BBC Radio en marzo de 1949.Durante un tiempo, el apoyo estuvo dividido entre estas dos teorías. Eventualmente, la evidencia observacional, más notablemente de los conteos de fuentes de radio, comenzó a favorecer al Big Bang sobre el estado estacionario. El descubrimiento y confirmación del CMB en 1964 aseguró al Big Bang como la mejor teoría del origen y 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 en épocas cada vez más tempranas y reconciliar las observaciones con la teoría básica.

En 1968 y 1970, Roger Penrose, Stephen Hawking y George FR Ellis publicaron artículos en los que mostraban que las singularidades matemáticas eran una condición inicial inevitable de los modelos relativistas del Big Bang. Luego, desde la década de 1970 hasta la de 1990, los cosmólogos trabajaron en la caracterización de las características del universo del Big Bang y en la resolución de problemas pendientes. En 1981, Alan Guth hizo un gran avance en el trabajo teórico para resolver ciertos problemas teóricos sobresalientes en la teoría del Big Bang con la introducción de una época de rápida expansión en el universo primitivo que llamó "inflación". Mientras tanto, durante estas décadas, dos cuestiones de la cosmología observacional que generaron mucha discusión y desacuerdo fueron los valores precisos de la constante de Hubble.y la densidad de la materia del universo (antes del descubrimiento de la energía oscura, que se cree que es el predictor clave del destino final del universo).

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 contradecía 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 incluyeron los efectos de la pérdida de masa debido a los vientos estelares, indicaron una edad mucho más joven para los cúmulos globulares. Si bien aún quedan algunas preguntas sobre la precisión con la 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 ha logrado un progreso significativo en la cosmología del Big Bang desde finales de la década de 1990 como resultado de los avances en la tecnología de telescopios, así como del análisis de datos de satélites como el Cosmic Background Explorer (COBE), el telescopio espacial Hubble y WMAP. Los cosmólogos ahora tienen mediciones bastante precisas y exactas de muchos de los parámetros del modelo del Big Bang, y han hecho el inesperado descubrimiento de que la expansión del universo parece estar acelerándose.

Evidencia observacional

"[La] imagen del Big Bang está demasiado arraigada en los datos de todas las áreas para demostrar que no es válida en sus características generales".

lorenzo krauss

La evidencia observacional más temprana y más directa de la validez de la teoría es la expansión del universo de acuerdo con la ley de Hubble (como lo indican los desplazamientos al rojo de las galaxias), el descubrimiento y la medición del fondo cósmico de microondas y la abundancia relativa de elementos ligeros producidos por Nucleosíntesis del Big Bang (BBN). La evidencia más reciente incluye observaciones de formación y evolución de galaxias, y la distribución de estructuras cósmicas a gran escala. A veces se les llama los "cuatro pilares" de la teoría del Big Bang.

Los modelos modernos precisos del Big Bang apelan a varios fenómenos físicos exóticos que no se han observado en experimentos de laboratorio terrestres ni se han incorporado al modelo estándar de física de partículas. De estas características, la materia oscura es actualmente el tema de las investigaciones de laboratorio más activas. Los problemas restantes incluyen el problema del 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 bariogénesis siguen siendo características más especulativas de los modelos actuales del Big Bang. Todavía se están buscando explicaciones viables y cuantitativas para tales fenómenos. Estos son problemas actualmente sin resolver en física.

La ley de Hubble y la expansión del espacio

Las observaciones de galaxias distantes y cuásares muestran que estos objetos están desplazados hacia el rojo: la luz emitida por ellos se ha desplazado a longitudes de onda más largas. Esto se puede ver tomando un espectro de frecuencia de un objeto y haciendo coincidir el patrón espectroscópico de las líneas de emisión o absorción correspondientes a los átomos de los elementos químicos que interactúan con la luz. Estos corrimientos al rojo son uniformemente isotrópicos, distribuidos uniformemente entre los objetos observados en todas las direcciones. Si el corrimiento al rojo se interpreta como un corrimiento Doppler, se puede calcular la velocidad de recesión del objeto. Para algunas galaxias, es posible estimar distancias a través de la escala de distancia cósmica. Cuando las velocidades de recesión se trazan frente a estas distancias, se observa una relación lineal conocida como ley de Hubble:   donde

• es la velocidad de recesión de la galaxia u otro objeto distante,
• es la distancia adecuada al objeto, y
• es la constante de Hubble, medida como70.4+1,3
  −1,4km/s/Mpc por el WMAP.

La ley de Hubble tiene dos posibles explicaciones. O estamos en el centro de una explosión de galaxias, lo cual es insostenible bajo el supuesto del principio copernicano, o el universo se expande uniformemente por todas partes. Esta expansión universal fue predicha a partir de la relatividad general por Friedmann en 1922 y Lemaître en 1927, mucho antes de que Hubble hiciera su 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 para sostener en todo momento, donde es la distancia adecuada, v es la velocidad de recesión y , , y varían a medida que el universo se expande (por eso escribimos para denotar la actual "constante" del Hubble). Para distancias mucho más pequeñas que el tamaño del universo observable, el corrimiento al rojo del Hubble puede considerarse como el corrimiento Doppler correspondiente a la velocidad de recesión. . Sin embargo, el desplazamiento hacia el rojo no es un verdadero desplazamiento 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.

Que el espacio está experimentando una expansión métrica lo demuestra la evidencia observacional directa del principio cosmológico y el principio copernicano, que junto con la ley de Hubble no tienen otra explicación. Los desplazamientos al rojo astronómicos son extremadamente isotrópicos y homogéneos, lo que respalda el principio cosmológico de que el universo se ve igual en todas las direcciones, junto con muchas otras pruebas. Si los desplazamientos al rojo fueran el resultado de una explosión de 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 en la dinámica de los sistemas astrofísicos distantes en el año 2000 probaron el principio copernicano de que, en una 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 solo se explica si el universo está experimentando 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 por casualidad la radiación cósmica de fondo, una señal omnidireccional en la banda de microondas. Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones del big bang de Alpher, Herman y Gamow alrededor de 1950. Durante la década de 1970, se descubrió que la radiación era aproximadamente consistente con un espectro de cuerpo negro en todas las direcciones; este espectro se ha desplazado hacia el rojo por la expansión del universo, y hoy corresponde a aproximadamente 2,725 K. Esto inclinó la balanza de la evidencia a favor del modelo del Big Bang, y Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física de 1978.

La superficie de última dispersión correspondiente a la emisión del CMB se produce poco después de la recombinación , época en la que el hidrógeno neutro se estabiliza. Antes de esto, el universo comprendía un mar denso y caliente de plasma fotónico-bariónico donde los fotones se dispersaban rápidamente a partir de partículas cargadas libres. alcanzando un máximo de alrededor372 ± 14 kyr , el camino libre medio para un fotón se vuelve lo suficientemente largo para llegar al presente y el universo se vuelve transparente.

En 1989, la NASA lanzó COBE, que logró dos avances importantes: en 1990, las mediciones de espectro de alta precisión mostraron que el espectro de frecuencia CMB es un cuerpo negro casi perfecto sin desviaciones a 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 la baja a 2,7255 K); luego, en 1992, otras mediciones del COBE descubrieron pequeñas fluctuaciones (anisotropías) en la temperatura del CMB en todo 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 más a fondo mediante una gran cantidad de experimentos en tierra y en globos. En 2000-2001, varios experimentos, en particular BOOMERanG, encontraron que la forma del universo era espacialmente casi plana al medir 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 Wilkinson, que arrojaron lo que en ese momento eran los valores más precisos para algunos de los parámetros cosmológicos. Los resultados refutan 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 realizando otros experimentos de fondo de microondas cósmico basados ​​en globos y en tierra.

Abundancia de elementos primordiales

Evolución y distribución galáctica

Las observaciones detalladas de la morfología y distribución de galaxias y cuásares 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 ido formando estructuras más grandes, como cúmulos y supercúmulos de galaxias.

Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias distantes (que se observan tal como eran en el universo primitivo) parecen muy diferentes de las galaxias cercanas (observadas en un estado más reciente). Además, las galaxias que se formaron hace relativamente poco tiempo parecen marcadamente diferentes de las galaxias formadas a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son fuertes argumentos en contra del modelo de estado estacionario. Las observaciones de formación de estrellas, distribuciones de galaxias y cuásares y estructuras más grandes concuerdan bien con las simulaciones del Big Bang de la formación de estructuras en el universo, y están ayudando a completar los detalles de la teoría.

Nubes de gas primordial

En 2011, los astrónomos encontraron lo que creen que son nubes prístinas de gas primordial al analizar las líneas de absorción en los espectros de cuásares distantes. Antes de este descubrimiento, se había observado que todos los demás objetos astronómicos contenían elementos pesados ​​que se forman en las estrellas. A pesar de ser sensibles al carbono, al oxígeno y al silicio, estos tres elementos no se detectaron en estas dos nubes. Dado que las nubes de gas no tienen niveles detectables de elementos pesados, probablemente se formaron en los primeros minutos después del Big Bang, durante la BBN.

Otras líneas de evidencia

La edad del universo estimada a partir de la expansión de Hubble y el CMB ahora está en buen acuerdo con otras estimaciones que utilizan las edades de las estrellas más antiguas, tanto medida aplicando la teoría de la evolución estelar a los cúmulos globulares como a través de la datación radiométrica de la población individual. II estrellas. También está de acuerdo con las estimaciones de edad basadas en mediciones de la expansión utilizando supernovas de Tipo Ia y mediciones de fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas.La concordancia de medidas independientes de esta edad respalda el modelo Lambda-CDM (ΛCDM), ya que el modelo se utiliza para relacionar algunas de las medidas con una estimación de edad, y todas las estimaciones resultan concordantes. Aun así, algunas observaciones de objetos del universo relativamente primitivo (en particular, el cuásar APM 08279+5255) generan preocupación sobre si estos objetos tuvieron suficiente tiempo para formarse tan temprano en el modelo ΛCDM.

La predicción de que la temperatura del CMB era más alta en el pasado ha sido respaldada experimentalmente por observaciones de líneas de absorción de muy baja temperatura en nubes de gas con alto corrimiento al rojo. Esta predicción también implica que la amplitud del efecto Sunyaev-Zel'dovich en los 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 cúmulo que cambian con el tiempo cósmico, lo que dificulta las mediciones precisas.

Observaciones futuras

Los futuros observatorios de ondas gravitacionales podrían detectar ondas gravitacionales primordiales, reliquias del universo primitivo, hasta menos de un segundo después del Big Bang.

Problemas y temas relacionados en física.

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 siguen pendientes. Las soluciones propuestas a algunos de los problemas del modelo del Big Bang han revelado nuevos misterios propios. Por ejemplo, el problema del horizonte, el problema del monopolo magnético y el problema de la planitud se resuelven más comúnmente con la teoría inflacionaria, pero los detalles del universo inflacionario aún quedan sin resolver y muchos, incluidos algunos fundadores de la teoría, dicen que se ha refutado. . Lo que sigue es una lista de los aspectos misteriosos de la teoría del Big Bang que todavía están siendo intensamente investigados por cosmólogos y astrofísicos.

Asimetría bariónica

Todavía no se entiende por qué el universo tiene más materia que antimateria. Generalmente se supone que cuando el universo era joven y muy caliente estaba en equilibrio estadístico y contenía igual número de bariones y antibariones. Sin embargo, las observaciones sugieren que el universo, incluidas sus partes más distantes, está hecho casi en su totalidad de materia. Se planteó la hipótesis de un proceso llamado bariogénesis para explicar la asimetría. Para que ocurra la bariogénesis, se deben cumplir las condiciones de Sakharov. Estos requieren que el número bariónico no se conserve, que se violen la simetría C y la simetría CP 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 corrimiento al rojo-magnitud 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 del universo consista en un componente con una gran presión negativa, denominado "energía oscura".

La energía oscura, aunque especulativa, resuelve numerosos problemas. Las mediciones del fondo cósmico de microondas indican que el universo es 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 agrupamiento gravitacional, y se encuentra que tiene solo alrededor del 30% de la densidad crítica. Dado que la teoría sugiere que la energía oscura no se agrupa de la manera habitual, es la mejor explicación para la densidad de energía "faltante". 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 consta de 73% de energía oscura, 23% de materia oscura, 4,6% de materia regular y menos del 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 constituía una fracción mayor de la energía total del universo en el pasado que en la actualidad, pero su contribución fraccionaria disminuirá en el futuro lejano a medida que la energía oscura se vuelva aún más dominante.

Los teóricos han explicado el componente de energía oscura del universo utilizando una variedad de teorías en competencia, incluida la constante cosmológica de Einstein, pero también extendiéndose a formas más exóticas de quintaesencia u otros esquemas de gravedad modificados. Un problema de constante cosmológica, a veces llamado el "problema más vergonzoso de la física", resulta de la aparente discrepancia entre la densidad de energía medida de la energía oscura y la ingenuamente predicha a partir 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 explicar la fuerza aparente de las fuerzas gravitatorias dentro y entre las galaxias. Esto llevó a la idea de que hasta el 90% de la materia del 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 mayor parte materia normal llevó a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo actual es mucho más grumoso y contiene mucho menos deuterio del que se puede explicar sin la materia oscura. Si bien la materia oscura siempre ha sido controvertida, se infiere de varias observaciones: las anisotropías en el CMB, las dispersiones de velocidad de los cúmulos de galaxias, las distribuciones de estructuras a gran escala, los estudios de lentes gravitacionales,

La evidencia indirecta de la 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 de física de partículas para la materia oscura, y varios proyectos para detectarlos directamente están en marcha.

Además, existen problemas destacados asociados con el modelo de materia oscura fría favorecido actualmente que incluyen el problema de la galaxia enana y el problema del halo cúspide. Se han propuesto teorías alternativas que no requieren una gran cantidad de materia no detectada, sino que modifican las leyes de la gravedad establecidas por Newton y Einstein; sin embargo, ninguna teoría alternativa ha tenido tanto éxito como la propuesta de la materia oscura fría para explicar todas las observaciones existentes.

Problema del horizonte

El problema del horizonte surge 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 cualesquiera del espacio que estén 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 unos 2 grados en el cielo. Entonces no habría ningún mecanismo para hacer que regiones más amplias tuvieran la misma temperatura.

La teoría inflacionaria ofrece una solución a esta aparente inconsistencia en la que un campo de energía escalar homogéneo e isotrópico domina el universo en un período muy temprano (antes de la bariogénesis). Durante la inflación, el universo sufre una expansión exponencial y el horizonte de partículas se expande mucho más rápido de lo que se suponía anteriormente, de modo que las regiones que actualmente se encuentran en lados opuestos del universo observable están muy dentro del horizonte de partículas de cada una. La isotropía observada del CMB se deriva del hecho de que esta región más grande estaba 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 sirvieron como semillas para todas las estructuras actuales del universo. La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes de escala y gaussianas, lo que ha sido confirmado con precisión por las mediciones del CMB.

Si ocurriera inflación, la expansión exponencial empujaría grandes regiones del espacio mucho más allá de nuestro horizonte observable.

Surge un problema relacionado con el problema del horizonte clásico porque en la mayoría de los modelos estándar de inflación cosmológica, la inflación cesa mucho antes de que se produzca la ruptura de la simetría electrodébil, por lo que la inflación no debería poder evitar discontinuidades a gran escala en el vacío electrodébil, ya que partes distantes del universo observable fueron separarse causalmente cuando terminó la época electrodébil.

Monopolos magnéticos

La objeción del monopolo magnético se planteó a fines de la década de 1970. Las teorías Gran Unificadas (GUT) predijeron defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos. Estos objetos se producirían de manera eficiente en el universo primitivo caliente, lo que daría como resultado una densidad mucho más alta de lo que es consistente con las observaciones, dado que no se han encontrado monopolos. Este problema se resuelve mediante la inflación cósmica, que elimina todos los defectos puntuales del universo observable, del mismo modo que lleva la geometría a la planitud.

Problema de planitud

El problema de la planitud (también conocido como el problema de la vejez) es un problema de observación asociado con un FLRW. El universo puede tener una curvatura espacial positiva, negativa o cero dependiendo de su densidad de energía total. 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 se dice que el espacio es plano . Las observaciones indican que el universo es consistente con ser 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 plano. Dado que una escala de tiempo natural para la salida de la planitud podría ser el tiempo de Planck, 10 segundos, el hecho de que el universo no haya alcanzado ni 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 unos pocos 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.

Destino final del universo

Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron 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. Volvería a ser más denso y caliente nuevamente, terminando con un estado similar al que comenzó: un Big Crunch.

Alternativamente, si la densidad del 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 consumirían, dejando enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros. Las colisiones entre estos darían como resultado la acumulación de masa en agujeros negros cada vez más grandes. La temperatura media del universo se acercaría asintóticamente muy gradualmente al cero absoluto: una Gran Helada.Además, si los protones son inestables, la materia bariónica desaparecería, dejando solo radiación y agujeros negros. Eventualmente, los agujeros negros se evaporarían emitiendo radiación de 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 expansión acelerada implican que más y más parte del universo actualmente visible pasará más allá de nuestro horizonte de eventos y fuera de contacto con nosotros. El resultado final no se conoce. El modelo ΛCDM del universo contiene energía oscura en forma de constante cosmológica. Esta teoría sugiere que solo los sistemas unidos gravitacionalmente, como las galaxias, permanecerán juntos, y 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, las estrellas, los planetas, los átomos, los núcleos y la materia misma serán destrozados por la expansión cada vez mayor del llamado Big Rip.

Conceptos erróneos

Uno de los conceptos erróneos comunes sobre el modelo del Big Bang es que explica completamente el origen del universo. Sin embargo, el modelo del Big Bang no describe cómo se originaron la energía, el tiempo y el espacio, sino que describe el surgimiento del universo actual desde un estado inicial ultradenso y de alta temperatura. Es engañoso visualizar el Big Bang comparando su tamaño con los objetos cotidianos. Cuando se describe el tamaño del universo en el Big Bang, se refiere al tamaño del universo observable, y no al universo entero.

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.

Los astrónomos a menudo se refieren al corrimiento al rojo cosmológico como un corrimiento Doppler que puede conducir a una idea errónea. Aunque similar, el corrimiento al rojo cosmológico no es idéntico al corrimiento al rojo Doppler derivado clásicamente porque la mayoría de las derivaciones elementales del corrimiento al rojo Doppler no se adaptan a la expansión del espacio. La derivación precisa del corrimiento al rojo cosmológico requiere el uso de la relatividad general, y mientras que un tratamiento que usa argumentos de efecto Doppler más simples da resultados casi idénticos para las galaxias cercanas, interpretar el corrimiento al rojo de galaxias más distantes como debido a los tratamientos de corrimiento al rojo Doppler más simples puede causar confusión.

Cosmología anterior al Big Bang

El Big Bang explica la evolución del universo a partir de una densidad y temperatura inicial que está mucho más allá de la capacidad de replicación de la humanidad, por lo que las extrapolaciones a las condiciones más extremas y los tiempos más tempranos son necesariamente más especulativas. Lemaître llamó a este estado inicial el " átomo primitivo ", mientras que Gamow llamó al material " ylem ". Cómo se originó el estado inicial del universo sigue siendo una pregunta abierta, pero el modelo del Big Bang restringe algunas de sus características. Por ejemplo, las leyes específicas de la naturaleza probablemente surgieron de forma aleatoria, pero como muestran los modelos de inflación, algunas combinaciones de estas son mucho más probables.Un universo plano implica un equilibrio entre la energía potencial gravitatoria y otras formas de energía, que no requieren la creación de energía adicional.

La teoría del Big Bang, basada en las ecuaciones de la relatividad general clásica, indica una singularidad en el origen del tiempo cósmico, y tal densidad de energía infinita puede ser una imposibilidad física. Sin embargo, las teorías físicas de la relatividad general y la mecánica cuántica tal como se realizan actualmente no son aplicables antes de la época de Planck, y corregir esto requerirá el desarrollo de un tratamiento correcto de la gravedad cuántica. Ciertos tratamientos de gravedad cuántica, como la ecuación de Wheeler-DeWitt, implican que el tiempo mismo podría ser una propiedad emergente. Como tal, la física puede concluir que el tiempo no existía antes del Big Bang.

Si bien no se sabe qué pudo haber precedido al estado denso y caliente del universo primitivo o cómo y por qué se originó, o incluso si tales preguntas son sensatas, abunda la especulación sobre el tema de la "cosmogonía".

Algunas propuestas especulativas al respecto, cada una de las cuales conlleva hipótesis no probadas, son:

• Los modelos más simples, en los que el Big Bang fue causado por fluctuaciones cuánticas. Ese escenario tenía muy pocas posibilidades de suceder, pero, de acuerdo con el principio totalitario, incluso el evento más improbable eventualmente sucederá. Tuvo lugar instantáneamente, en nuestra perspectiva, debido a la ausencia de tiempo percibido antes del Big Bang.
• Modelos en los que todo el espacio-tiempo es finito, incluida la condición sin límites de Hartle-Hawking. Para estos casos, el Big Bang sí representa el límite del tiempo pero sin singularidad. En tal caso, el universo es autosuficiente.
• Modelos de cosmología de branas, en los que la inflación se debe al movimiento de las branas en la teoría de cuerdas; el modelo anterior al Big Bang; el modelo ekpirótico, en el que el Big Bang es el resultado de una colisión entre branas; y el modelo cíclico, una variante del modelo ekpyrotic en el que las colisiones ocurren periódicamente. En el último modelo, el Big Bang fue precedido por un Big Crunch y el universo pasa de un proceso a otro.
• Inflación eterna, en la que la inflación universal termina localmente aquí y allá de manera aleatoria, cada punto final conduce a un universo burbuja , expandiéndose a partir de 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 antiguo o en un multiverso.

Interpretaciones religiosas y filosóficas

Como descripción del origen del universo, el Big Bang tiene una relación significativa con la religión y la filosofía. Como resultado, se ha convertido en una de las áreas más animadas en el discurso entre ciencia y religión. Algunos creen que el Big Bang implica un creador, mientras que otros argumentan que la cosmología del Big Bang hace superflua la noción de un creador.