BIG-BANG
DEFINICIÓN Y DESCRIPCIÓN
Tras leer varias historía sobre de donde procede el nombre de Big Bang, saco en conclusión que en 1948 el físico ruso George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo
primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión
gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se
produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión (Big Bang), cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos.
Cálculos más recientes
indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos
primarios de la Gran Explosión. A causa
de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros
momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y
el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias.
Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de
Hubble.
Según se expandía el Universo, la
radiación residual de la Gran Explosión continuó enfriándose, hasta
llegar a una temperatura de unos -270 °C. Los astrónomos consideran
la confirmación de la teoría de la Gran Explosión.
Al ocurrir la Gran Explosión, la materia de la bola de fuego fue
despedida en todas las direcciones, pero no simplemente en forma de
neutrones, protones y electrones, sino en verdaderas y gigantescas
nubes, las más externas a mayor velocidad, las más internas, lógicamente
a menor velocidad, frenadas por las capas exterior, de estas nubes se
formarían las estrellas, galaxias, cúmulos y supercúmulos y nos daría
una explicación de por qué las galaxias más lejanas se observan con una
velocidad relativa de separación o alejamiento mayor.
PRUEBAS DE APOYO DEL BIG BANG
Un equipo de astrónomos ha conseguido alcanzar con su potente telescopio situado en el Polo Sur el primer instante infinitesimal del tiempo cósmico, el primer indicio, la pistola humeante que prueba la aparición del Universo en forma de violenta explosión cuando el Cosmos recién nacido apenas tenía la trillonésima parte de una trillonésima parte de un segundo de antigüedad y crecía de una forma enloquecida multiplicando su tamaño a cada mínima fracción de tiempo que pasaba.
«Detectar estas señales es uno de los logros más importantes de la Cosmología actual»,
Esta radiación cósmica de fondo es muy débil, pero impregna todo el Universo. El problema es que no es uniforme, sino que, al igual que la luz, está polarizada por las interacciones con electrones y átomos en el espacio. Los modelos informáticos ya predecían un patrón ondulado para esta radiación, lo que encajaba a la perfección con la que podría haber durante el periodo de expansión acelerada del Universo tras el Big Bang. El equipo de Kovak no sólo ha encontrado este patrón de ondas, sino que también ha demostrado que es mucho más fuerte de lo que se pensaba hasta ahora.
Las señales halladas por el observatorio polar son en concreto las primeras imágenes jamás tomadas de ondas gravitacionales, una de las predicciones clave realizadas por Albert Einstein en su Teoría General de la Relatividad. Los propios expertos han bautizado estas ondas como los primeros temblores del Big Bang.
EVOLUCIÓN E HIPÓTESIS DEL UNIVERSO.
Todos los hechos expuestos hasta ahora dan soporte a
la hipótesis de que el universo comenzó súbitamente, a partir de un
estado inicial a muy altas temperatura y densidad, y que comenzó a
expandirse hace entre 10 y 20 mil millones de años. Es lo que se
denomina Teoría del Big Bang. Normalmente, se considera que la historia
del universo, desde sus principios, ha pasado por cuatro fases de
duraciones muy diferentes y progresivamente más largas.
La era hadrónica: las partículas
gobernadas por la interacción fuerte (protones, neutrones y otras
partículas pesadas) eran las protagonistas principales.
La era leptónica: Durante esta era las partículas protagonistas son los leptones,
especialmente los electrones y los positrones, que están en equilibrio
térmico con la radiación.
La era radiativa: Durante esta era, los leptones dejan de
estar en equilibrio con la radiación.
La era estelar: Al final de la era radiativa, la materia deja de estar ionizada. Es
decir, los protones y los electrones se combinan para dar átomos de
hidrógeno.
Uno de los problemas sin resolver en
el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o
cerrado.
Un intento de resolver este problema
es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es
mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una
galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas;
multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve
que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un
cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el
movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el
número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que
se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está
cerrado. La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de
materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero
fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de
la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será
poco convincente.
BIBLIOGRAFÍA
Definición, Descripción y Pruebas.
video del big bang
Imágenes
