Big-bang
 | Este artigo contén varias ligazóns externas e/ou bibliografía ao fin da páxina, mais poucas ou ningunha referencia no corpo do texto. Por favor, mellora o artigo introducindo notas ao pé, citando as fontes. Podes ver exemplos de como se fai nestes artigos. |
O big-bang[1][2] (en lingua inglesa 'grande explosión'), ten tres significados relacionados na cosmoloxía física:
O primeiro fai referencia ós feitos observables que acreditan a evolución do universo, isto é os datos recollidos polos telescopios e demais instrumentos científicos, coma a radiación de fondo de microondas, ou o corremento ao vermello da luz emitida dende as estrelas e Galaxias.
Un segundo fai referencia ao modelo cosmolóxico explicativo da evolución do universo dende hai 13 800 millóns de anos, a partir dun estado enormemente denso e quente e de dimensión mínima ata as súas dimensións actuais e a súa posterior evolución.
Por último, nun senso máis técnico, utilizase para describir a explosión ocorrida uns 10-35 segundos despois do instante cero, tendo en conta que máis aló de 10-43 segundos despois da singularidade ou momento cero da historia do universo non son aplicábeis as leis físicas coñecidas, sendo este límite temporal o Tempo de Planck (o tempo que tarda un fotón en percorrer a lonxitude de Planck).
A evidencia observacional do big-bang inclúe a análise do espectro luminoso das galaxias, que revela un desprazamento cara ao vermello proporcional á distancia nunha relación descrita pola lei de Hubble. Combinada coa asunción de que os observadores posicionados en calquera lugar do universo farían observacións similares (principio de Copérnico), isto suxire que o propio espazo estase expandindo (ver espazo métrico). Retrotraéndonos no tempo dedúcese o estado inicial do universo (no tempo 0), o cal é a premisa clave do big-bang.
O apoio teórico do big-bang vén de modelos matemáticos, chamados modelos de Friedman, que amosan que un big-bang é consistente coa relatividade xeral e co principio cosmolóxico, que di que as propiedades do universo deberían ser independentes da súa posición ou orientación.
A teoría da nucleosíntese do big-bang predí o paso no que varios elementos de luz son creados en modelos do universo antigamente e dá resultados que son xeralmente consistentes coas observacións. O modelo do big-bang, ademais, predí a radiación de fondo cósmico de microondas, un fondo de feble radiación de microondas que enche o universo. O descubrimento da radiación do fondo cósmico de microondas en 1964 levou a que os físicos aceptasen, polo xeral, que o big-bang é o mellor modelo para explicar a orixe e a evolución do universo.
Big-bang ou estado estacionario
[editar | editar a fonte]A demostración da expansión do universo de Edwin Hubble proba que este non é estático.[3] Nos primeiros tempos, a teoría do estado estacionario foi a máis popular, malia que o fenómeno da creación de materia non estaba xustificada por consideracións físicas pola consideración de que o universo é eterno, sen conflito entre a idade do universo e a idade dun obxecto celeste calquera. Na hipótese do big-bang, o universo ten unha idade finita. Algúns métodos de datación da Terra indicaban que era máis vella que a idade do universo estimado a partir da súa taxa de expansión. Os modelos do tipo big-bang tiñan dificultades por mor destas observacións. Estas dificultades desapareceron cunha nova avaliación máis precisa da taxa de expansión do universo.
Historia
[editar | editar a fonte]- Véxase tamén: Liña de tempo da cosmoloxía e Historia da astronomía
A teoría do big-bang desenvolveuse a partir de observacións da estrutura do universo e de consideracións teóricas. No 1912 Vesto Slipher mediu o primeiro efecto Doppler dunha "nebulosa espiral" (nebulosa espiral é un termo obsoleto para galaxias espirais), e pronto descubriu que case todas esas nebulosas estaban afastándose da Terra. Non comprendeu as implicación cosmolóxicas deste feito, e naquela época había moita controversia (o Gran Debate entre Shapley e Curtis) sobre se esas nebulosas eran "universos illa" exteriores á Vía Láctea.[4] Dez anos despois, Alexander Friedmann, un cosmoloxista e matemático ruso, obtivo as ecuacións de Friedmann a partir das ecuacións de Einstein da relatividade xeral, mostrando que o universo podería estar expandíndose, en contraposición ó modelo de universo estático que defendía Einstein.[5] En 1924, a medición de Edwin Hubble da gran distancia á nebulosa espiral máis próxima mostrou que eses sistemas eran outras galaxias. Derivando ecuacións ata chegar ás ecuacións de Friedmann, pero independentemente, en 1927, Georges Lemaître, un sacerdote belga católico, predixo que o retroceso das nebulosas debíase á expansión do universo.[6] En 1931 Lemaître foi máis alá e suxeriu que o universo empezara en forma dun simple "átomo primitivo", facendo eco das anteriores especulacións sobre o ovo cósmico (orixe do universo).[7]
Empezando en 1924, Hubble coidadosamente desenvolveu unha serie de indicadores de distancia, o predecesor da escala de distancias cósmicas, usando o telescopio Hooker de 100 polgadas no Observatorio Monte Wilson. Isto permitiulle estimar as distancias ás galaxias cuxos corrementos ó vermello foran medidos, na súa maior parte por Slipher. En 1929, Hubble descubriu unha relación entre distancia e velocidade de retroceso, agora coñecida como lei de Hubble.[8][9] Lemaître xa mostrara que isto era esperado, dado o principio cosmolóxico.[10]
Durante os anos 1930, outras ideas propuxéronse como cosmoloxías non estándares para explicar as observacións de Hubble, incluíndo o modelo de Milne,