Evidencia del Big Bang

Esquema

• 0) Introducción
  • a) Propósito de este FAQ
  • b) Esquema general
  • c) Fuentes adicionales de información
• 1) ¿Qué es la teoría del Big Bang?
  • a) Malentendidos comunes sobre el Big Bang
  • b) ¿Qué dice realmente la teoría?
  • c) Contenido del universo
  • d) Resumen: parámetros de la Teoría del Big Bang
• 2) Evidencia
  • a) Homogeneidad a gran escala
  • b) Diagrama de Hubble
  • c) Abundancias de elementos ligeros
  • d) Existencia de la Radiación de Fondo de Microondas Cósmica
  • e) Fluctuaciones en la RFBMC
  • f) Estructura a gran escala del universo
  • g) Edad de las estrellas
  • h) Evolución de las galaxias
  • i) Dilatación del tiempo en las curvas de brillo de supernovas
  • j) Pruebas de Tolman
  • k) Efecto Sunyaev-Zel'dovich
  • l) Efecto Sachs-Wolfe integrado
  • m) Materia Oscura
  • n) Energía Oscura
  • z) Coherencia
• 3) Problemas y Objeciones
  • a) "Algo no puede salir de la nada" - la primera ley de la termodinámica
  • b) El universo altamente ordenado de hoy no podría haber provenido de una explosión - la segunda ley de la termodinámica
  • c) Teoría ateísta
  • d) ¿Estrellas más antiguas que el universo?
  • e) Arp
  • f) Tifft
• 4) Modelos cosmológicos alternativos
  • a) Estado estacionario y cuasi-estacionario
  • b) MOND
  • c) Luz cansada
  • d) Cosmología de plasma
  • e) Humphreys
  • f) Gentry
• 5) Preguntas abiertas
  • a) El origen del universo
  • b) Planitud y horizonte
  • c) Asimetría materia-antimateria
  • d) Estructura a pequeña escala
• 6) Resumen y perspectivas
• Referencias
• Agradecimientos

0) Introducción

a) Propósito de este FAQ

Según la página de bienvenida de este archivo, el grupo de noticias talk.origins está destinado al debate sobre "los orígenes biológicos y físicos", y el archivo existe para proporcionar "respuestas científicas mainstream a las muchas preguntas frecuentes (FAQs) que aparecen en el grupo de noticias talk.origins". Muchas FAQs actuales tratan sobre preguntas relacionadas con los orígenes biológicos y geológicos aquí en la Tierra. Esta página adoptará una perspectiva más amplia, centrándose en el universo mismo.

Antes de comenzar el examen de las pruebas que rodean la cosmología actual, es importante entender qué es y qué no es la Teoría del Big Bang (BBT). Contrario a la percepción común, la BBT no es una teoría sobre el origen del universo. Más bien, describe el desarrollo del universo a lo largo del tiempo. Este proceso a menudo se llama "evolución cósmica" o "evolución cosmológica"; aunque los términos son utilizados tanto por quienes están dentro como fuera de la comunidad astronómica, es importante tener en cuenta que la BBT es completamente independiente de la evolución biológica. Durante las últimas décadas, la imagen básica de la cosmología dada por la BBT ha sido generalmente aceptada por astrónomos, físicos y la comunidad científica en general. Sin embargo, no se ha alcanzado un consenso similar sobre las ideas acerca del origen último del universo. Esto sigue siendo un área de investigación activa y algunas de las ideas actuales se discuten a continuación. Dicho esto, la BBT no obstante trata sobre los orígenes: el origen de la materia, el origen de los elementos, el origen de la estructura a gran escala, el origen de la Radiación de Fondo de Microondas Cósmica, etc. Todo esto se discutirá en detalle a continuación.

Además de ser una teoría sobre el origen de los bloques básicos de construcción del mundo que vemos hoy, la BBT es paradójicamente una de las teorías más conocidas entre el público en general y una de las más malentendidas (y, ocasionalmente, malinterpretadas). Dada la naturaleza del tema, también se discute frecuentemente con fuertes matices religiosos. Los creacionistas de la Tierra joven la descartan como una "teoría ateísta", inventada por científicos que buscan negar el relato de la creación divina del Génesis. Por el contrario, los creacionistas de la Tierra vieja (así como otros cristianos) se han aferrado a la BBT como prueba del Génesis, afirmando que la teoría demuestra que el universo tuvo un origen y no existía en algún punto del pasado remoto. Finalmente, algunos ateístas han argumentado que la BBT descarta un creador para el universo.

Un debate detallado sobre estos argumentos religiosos puede encontrarse en varios otros lugares (por ejemplo, el libro de Craig y Smith en las referencias). Este FAQ se centrará exclusivamente en la ciencia: lo que dice la teoría, por qué se desarrolló y cuál es la evidencia.

b) Esquema general

Muchas explicaciones del BBT comienzan presentando diversas observaciones astronómicas, argumentando que conducen naturalmente a la idea de un universo en expansión y enfriamiento. Aquí, tomamos un enfoque diferente: Comenzamos describiendo qué es el BBT no y corrigiendo algunos malentendidos comunes sobre la teoría. Una vez que eso se ha hecho, entonces hablamos de qué es la teoría es y qué supuestos se hacen al describir una teoría física sobre cómo opera el universo. Con ese marco en su lugar, pasamos a un examen de qué predice el BBT para nuestro universo y cómo eso coincide con lo que vemos cuando miramos al cielo. El siguiente paso es examinar algunas de las objeciones más comunes a la teoría, así como desacuerdos entre la teoría y las observaciones, lo que conduce naturalmente a un examen de algunos de los modelos cosmológicos alternativos. Terminamos con dos temas más especulativos: las ideas actuales sobre las etapas más tempranas del universo y su origen último, y una discusión de lo que podríamos esperar que la próxima generación de experimentos y sondeos cosmológicos nos diga sobre el BBT.

c) Fuentes adicionales de información

Como cabría esperar para un tema con una gran audiencia pública, existe una gran cantidad de literatura sobre el Big Bang (BBT) tanto en medios impresos como en la web. El nivel de este material varía enormemente: desde textos avanzados para cursos de posgrado y más allá, hasta popularizaciones para el público general. Del mismo modo, la calidad de la explicación en estos recursos puede variar considerablemente. En particular, algunas popularizaciones simplifican el material hasta tal punto que pueden resultar altamente engañosas. Finalmente, hay numerosos ataques contra el modelo cosmológico estándar, llenos de malentendidos, tergiversaciones y hasta vituperios contra el BBT y los cosmólogos en general. Hemos intentado filtrar esta gran variedad de información, destacando aquellas fuentes que describen con precisión la teoría y la presentan de la manera más clara posible. Ofrecemos nuestras disculpas de antemano por cualquier fuente valiosa que haya sido inadvertidamente pasada por alto y excluida.

Para una introducción seria y técnica al tema, dos libros son particularmente útiles: Principios de la Cosmología Física de Peebles y El Universo Temprano de Kolb & Turner. Estos están escritos para estudiantes de último año de licenciatura y estudiantes de posgrado, por lo que se asume un conocimiento razonable de matemáticas. Para una descripción menos técnica de las etapas tempranas del universo (con énfasis particular en la nucleosíntesis y la física de partículas), los libros de Fritzsch y Weinberg son muy buenos y están dirigidos al público general.

Aunque los libros mencionados anteriormente están bien escritos, el material está algo obsoleto, ya que fue escrito antes de las observaciones y los desarrollos subsecuentes de los últimos años (por ejemplo, la expansión acelerada del universo y la inclusión de la energía oscura en el modelo cosmológico estándar). Los textos más recientes, como los escritos por Peacock, Kirshner y Livio, incluyen discusiones sobre estos temas. El primero está a nivel de Peebles y Kolb & Turner, mientras que los dos últimos están escritos para un público general. Finalmente, un nuevo libro de Kippenhahn es altamente recomendado por el autor de este FAQ, con la salvedad de que actualmente solo está disponible en alemán.

En Internet, la fuente más conocida de información divulgada sobre el Big Bang es el tutorial de cosmología de Ned Wright. El Dr. Wright es un cosmólogo profesional en la Universidad de California, Los Angeles, y su tutorial se utilizó extensamente para compilar este FAQ. También ha escrito su propio FAQ sobre el Big Bang y actualiza su sitio regularmente con las últimas noticias en cosmología y aborda algunos de los modelos alternativos más populares en cosmología.

Las páginas de la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe en la NASA tienen una muy buena descripción de los fundamentos teóricos del BBT dirigida a un público general. Otras páginas bien escritas sobre el BBT incluyen las páginas de Wikipedia sobre el universo y el big bang. Finalmente, existe el breve FAQ El Big Bang y la Expansión del Universo en el Atlas del Universo, que también corrige algunas de las ideas erróneas más comunes.

1) ¿Qué es la teoría del Big Bang?

a) Malentendidos comunes sobre el Big Bang

En la mayoría de las fuentes de divulgación científica, la BBT suele describirse con algo como "El universo vino a ser debido a la explosión de un punto en el que toda la materia estaba concentrada". No es sorprendente que esta sea probablemente la impresión estándar que la mayoría de la gente tiene de la teoría. Ocasionalmente, incluso se oye "Al principio, no había nada, que explotó".

Hay varios malentendidos ocultos en estas afirmaciones:

• La BBT no trata sobre el origen del universo. Más bien, su enfoque principal es el desarrollo del universo a lo largo del tiempo.
• La BBT no implica que el universo fuera alguna vez puntual.
• El origen del universo no fue una explosión de materia en un espacio ya existente.

El famoso cosmólogo P. J. E. Peebles lo expresó de manera concisa en la edición de enero de 2001 de Scientific American (todo el número estaba dedicado a la cosmología y merece la pena leerlo): "Que el universo se está expandiendo y enfriando es la esencia de la teoría del big bang. Notarán que no he dicho nada sobre una 'explosión': la teoría del big bang describe cómo nuestro universo está evolucionando, no cómo comenzó." (p. 44). La edición de marzo de 2005 también contenía un excelente artículo que señalaba y corrige muchas de las ideas erróneas habituales sobre la BBT.

Otro cosmólogo, el alemán Rudolf Kippenhahn, escribió lo siguiente en su libro "Kosmologie fuer die Westentasche" ("cosmología para el bolsillo"): "Existe también el erróneo y extendido concepto de que, según la ley de Hubble, el Big Bang comenzó en un punto determinado del espacio. Por ejemplo: en un momento, ocurrió una explosión, y desde entonces una nube de explosión se desplazó hacia el espacio vacío, como una explosión en la Tierra, y la materia en ella se diluye en áreas más grandes del espacio cada vez más. No, la ley de Hubble solo indica que la materia era más densa en todas partes en un tiempo anterior, y que se diluye con el tiempo porque todo se aleja de los demás." En una nota al pie, añadió: "En presentaciones de divulgación científica, a menudo se mencionan las primeras fases del universo como 'en el momento en que el universo era del tamaño de una manzana' o 'como un guisante'. Lo que se quiere decir allí es, en general, la época en la que no el todo, sino solo la parte del universo que es observable hoy tenía esos tamaños." (pp. 46, 47; traducción del autor del FAQ, todos los énfasis en el original)

Finalmente, la página web que describe el universo ekpirtico (un modelo para el universo temprano que involucra conceptos de la teoría de cuerdas) contiene un buen repaso de los malentendidos estándar. Lea el primer párrafo, "¿Qué es el modelo del Big Bang?".

Hay una serie de razones por las que estos malentendidos persisten en la mente pública. En primer lugar y ante todo, el término "Big Bang" fue acuñado originalmente en 1950 por Sir Fred Hoyle, un firme oponente de la teoría. Era partidario del modelo competidor del "Estado Estacionario" y tenía una opinión muy baja sobre la idea de un universo en expansión. Otra fuente de confusión es la expresión repetida con frecuencia "átomo primitivo". Esto fue utilizado por Lemaitre (uno de los primeros desarrolladores de la teoría) en 1927 para explicar el concepto a un público no especializado, aunque uno que no estaría familiarizado con la idea de las bombas nucleares durante varias décadas más. Con estas y otras descripciones engañosas propagadas sin fin por figuras mediáticas de buena voluntad (y no tanto), no es sorprendente que muchas personas tengan ideas enormemente distorsionadas sobre lo que dice la BBT. Del mismo modo, el hecho de que muchos en el público consideren la teoría bastante ridícula es de esperar, dado su entendimiento inexacto de la teoría y los datos que la sustentan.

b) ¿Qué dice realmente la teoría?

Dar una descripción precisa de la BBT en términos comunes es extremadamente difícil. Como muchos temas científicos modernos, cada intento de este tipo será necesariamente vago e insatisfactorio ya que ciertos detalles se enfatizan y otros se pasan por alto. Para entender realmente cualquier teoría de este tipo, es necesario examinar las ecuaciones que describen completamente la teoría, y esto puede ser bastante desafiante. Dicho esto, las citas de Peebles y Kippenhahn deberían dar una idea de lo que dice realmente la teoría. En los siguientes párrafos, desarrollaremos su descripción básica.

La descripción más simple de la teoría sería algo como: "En el lejos pasado, el universo era muy denso y caliente; desde entonces se ha expandido, volviéndose menos denso y más frío." La palabra "expandido" no debe tomarse en el sentido de que la materia se separa; más bien, se refiere a la idea de que el espacio mismo está creciendo. Las analogías comunes utilizadas para describir este fenómeno son la superficie de un globo (con galaxias representadas por puntos o monedas adheridas a la superficie) o el pan que se hornea (con galaxias representadas por pasas en la masa que se expande). Como todas las analogías, la similitud entre la teoría y el ejemplo es imperfecta. En ambos casos, el modelo implica que el universo se expande hacia algún volumen preexistente más grande. De hecho, la teoría no dice nada parecido. Por el contrario, la expansión del universo es completamente autocontenida. Esto va en contra de nuestras nociones comunes de volumen y geometría, pero se sigue de las ecuaciones. Una discusión adicional sobre esta cuestión se encuentra en la sección ¿En qué se está expandiendo el universo? de las preguntas frecuentes de Ned Wright.

A menudo, a la gente le resulta difícil comprender la idea de que "el espacio mismo se expande". Una forma más fácil de entender este concepto es pensar en ello como el aumento de la distancia entre cualquier dos puntos en el universo (con algunas excepciones notables, como se discute a continuación). Por ejemplo, digamos que tenemos dos puntos (A y B) que se encuentran en posiciones de coordenadas fijas. En un universo en expansión, encontraríamos dos cosas notables que son ciertas. Primero, la distancia entre A y B es una función del tiempo y, segundo, la distancia siempre está aumentando.

Para comprender realmente lo que esto significa y cómo se definiría la "distancia" en un modelo como este, es necesario tener alguna idea de qué trata la teoría de la Relatividad General (RG) de Einstein: otro tema que no se presta fácilmente a explicaciones simples. Uno de los libros de texto de RG más populares por Misner, Thorne & Wheeler lo resume de la siguiente manera: "El espacio le dice a la materia cómo moverse, la materia le dice al espacio cómo curvarse". Por supuesto, esta afirmación omite ciertos detalles de la teoría, como que el espacio también le dice a la radiación electromagnética cómo moverse (demostrado de la manera más hermosa por la lente gravitacional: la desviación de la luz alrededor de objetos masivos), que el espacio también se curva en respuesta a la energía, y que la energía puede hacer que el espacio haga mucho más que simplemente curvarse. Quizás una manera mejor (aunque más larga) de describir la RG sería algo como: "La energía determina la geometría y los cambios en la geometría del universo, y, a su vez, la geometría determina el movimiento de la energía".

Entonces, dado esto, ¿cómo se obtiene el BBT de la RG? Las ecuaciones básicas del BBT provienen directamente de la ecuación de la RG de Einstein bajo dos suposiciones clave: primero, que la distribución de materia y energía en el universo es homogénea y, segundo, que la distribución es isotrópica. Una forma más sencilla de decir esto es que el universo se ve igual en todas partes y en todas las direcciones. La combinación de estas dos suposiciones a menudo se denomina el principio cosmológico. Obviamente, estas suposiciones no describen el universo en todas las escalas físicas. Sentado en tu silla, tienes una densidad que es aproximadamente 1000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 veces la densidad media del universo. Del mismo modo, las densidades de cosas como estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias están muy por encima del promedio (aunque no tanto como tú). En cambio, encontramos que estas suposiciones solo se aplican en escalas extremadamente grandes, del orden de varios cientos de millones de años luz. Sin embargo, aunque tenemos buenas pruebas de que el principio cosmológico es válido en estas escalas, estamos limitados a un único punto de vista y un volumen finito del universo para examinar, por lo que estas suposiciones deben permanecer exactamente así.

Si adoptamos estas suposiciones aparentemente simples, las implicaciones para la geometría del universo son bastante profundas. Primero, se puede demostrar matemáticamente que solo existen tres curvaturas posibles para el universo: positiva, negativa o cero (también comúnmente llamadas modelos "cerrados", "abiertos" y "planos"). Consulte estas conferencias sobre cosmología y RG y esta discusión de la métrica de Friedmann-Robertson-Walker (a veces llamada métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker) para derivaciones más detalladas. Además, la suposición de homogeneidad nos indica que la curvatura debe ser la misma en todas partes. Para visualizar las tres posibilidades, los modelos bidimensionales del espacio tridimensional real pueden ser útiles; la figura a continuación del equipo científico de NASA/WMAP ofrece un ejemplo. El modelo más familiar con curvatura positiva es la superficie de una esfera. No el objeto tridimensional completo, solo la superficie (puede notar que la superficie es bidimensional ya que puede especificar cualquier posición con solo dos números, como la longitud y la latitud en la superficie de la Tierra). La curvatura cero puede modelarse como un plano simple plano; esto son las coordenadas cartesianas clásicas que la mayoría de la gente recordará de la escuela. Finalmente, se puede imaginar la curvatura negativa como la superficie de una silla de montar, donde las líneas paralelas se separarán entre sí a medida que se proyectan hacia el infinito (se mantienen paralelas en un espacio de curvatura cero y convergen en un espacio con curvatura positiva).

Hay ejemplos más complicados de estas geometrías, pero los saltaremos aquí. Aquellos interesados en leer más sobre este punto pueden consultar esta descripción de la topología del universo.

La segunda conclusión principal que podemos extraer del principio cosmológico es que el universo no tiene borde y no tiene centro. Obviamente, si cualquiera de estas afirmaciones fuera verdadera, entonces la idea de que todos los puntos en el universo son indistinguibles (es decir, el universo es isótropo) sería falsa. Esta conclusión puede ser contraintuitiva, especialmente al considerar un universo con curvatura positiva, como el de una cáscara esférica. Este espacio es claramente finito, pero, como también es claro tras un momento de reflexión, también es posible recorrer una distancia arbitrariamente grande alrededor de la esfera sin salir de la superficie. Por lo tanto, no tiene borde. Para las superficies planas y con curvatura negativa, es claro que estos casos deben extenderse a un tamaño infinito. Sorprendentemente, dada las vastas diferencias que estos casos presentan para la geometría y el tamaño del universo, determinar cuál de estos tres casos se cumple para nuestro universo sigue siendo en realidad una pregunta abierta en la cosmología.

c) Contenido del universo

Como dijimos anteriormente, la Relatividad General nos indica que el contenido de materia y energía del universo determina tanto la geometría actual como futura del espacio. Por lo tanto, si queremos hacer predicciones sobre cómo cambia el universo con el tiempo, necesitamos tener una idea de qué tipos de materia y energía están presentes en el universo. Una vez más, aplicar el principio cosmológico simplifica considerablemente las cosas. De hecho, si la distribución de materia y energía es uniforme a escalas muy grandes, entonces todo lo que necesitamos saber es la densidad y la presión de cada componente. Incluso mejor, para la mayoría de los casos relevantes para la cosmología, la presión y la densidad tienden a estar relacionadas mediante una llamada "ecuación de estado". Así, si conocemos la densidad de un componente dado, entonces conocemos su presión a través de la ecuación de estado y podemos calcular cómo afectará a la geometría del universo ahora y en cualquier momento del pasado o futuro.

Después de una gran cantidad de trabajo teórico y observacional, existen esencialmente tres categorías amplias de materia y energía que necesitamos considerar

• Materia: En el curso normal de la vida en la Tierra, tendemos a pensar que la relación entre la presión y la densidad de la materia es importante, pero incompleta. De clases básicas de química o física, aprendemos que la presión también es típicamente una función de la temperatura. Otra forma de pensar en la temperatura es como una medida de la velocidad a la que viaja la materia, aunque de manera desordenada y aleatoria (piense en las moléculas de aire en un globo; se mueven rápidamente dentro del globo, pero el globo en sí permanece inmóvil). Aunque estas moléculas pueden moverse rápidamente según nuestros estándares, comparadas con la velocidad de la luz (que es lo relevante cuando consideramos la Relatividad General) estas partículas son efectivamente inmóviles. Con una aproximación muy buena, podemos simplemente establecer la presión de la materia en cero; lo que realmente estamos diciendo es que la presión es insignificante comparada con la densidad de energía de la materia.
  
  En el lenguaje cosmológico, esta clase de materia se describe genéricamente como "materia fría", un término que incluiría estrellas, planetas, asteroides, polvo interestelar, y así sucesivamente. Dado que estamos limitados a observar fotones del resto del universo, el hecho de que gran parte de esta materia fría no brille de ninguna manera apreciable significa que tenemos que observarla indirectamente, principalmente por su efecto gravitacional sobre la materia que podemos ver. Este tipo de materia oscura (principalmente planetas, estrellas apagadas y gas frío) es bastante abundante en el universo.
  
  Además de esta materia oscura normal, también hay amplia evidencia de que el universo contiene una gran cantidad de materia oscura que es fundamentalmente diferente de la materia oscura descrita anteriormente. Mientras que la materia normal brillará si se calienta lo suficiente, esta materia oscura es oscura porque no interactúa con la luz en absoluto. Esto es contrario a nuestra experiencia cotidiana, por supuesto, pero la teoría cuántica de campos actual predice la existencia de una serie de partículas que cumplirían este requisito (por ejemplo, el "neutralino" predicho por la supersimetría o el "axión"; véase a continuación para más detalles).
  
  Al igual que en el caso de la materia oscura normal (que se llama genéricamente "materia oscura bariónica" ya que está compuesta principalmente de protones y neutrones, que pertenecen a un grupo de partículas llamado "bariones"), no necesitamos conocer los detalles exactos de esta materia oscura para hacer predicciones cosmológicas. Todo lo que necesitamos saber es su ecuación de estado. La "Materia Oscura Fría" consistiría en partículas masivas y de movimiento lento, donde "masiva" es relativa a la masa de partículas como el protón y "lento" es relativo a la velocidad de la luz. Al igual que con la materia bariónica fría, la presión asociada con estas partículas sería efectivamente cero. Por otro lado, si las partículas de materia oscura son muy ligeras, entonces tenderían a moverse muy rápidamente y su presión asociada ya no sería despreciable. Este tipo de materia oscura se llama "Materia Oscura Caliente". Para ser exhaustivo, también se podría imaginar un tercer caso intermedio ("Materia Oscura Tibia"). Finalmente, vale la pena notar que, dado que no interactúa con la luz, la "temperatura" de la materia oscura no tendrá nada que ver con la temperatura general del universo; la Materia Oscura Caliente permanece caliente sin importar lo fría que se ponga el universo. Como discutiremos más adelante, las observaciones actuales indican que el componente de materia del universo está dominado por la Materia Oscura Fría, con pequeñas cantidades de materia bariónica y muy poca o ninguna Materia Oscura Tibia o Caliente.
• Radiación: Estrictamente hablando, esta categoría solo incluye radiación electromagnética. Sin embargo, la Materia Oscura Caliente a menudo se agrupa junto con la radiación ya que, al moverse muy cerca de la velocidad de la luz, tienen esencialmente la misma ecuación de estado. Para la radiación, la presión es igual a un tercio de la densidad de energía. Según las observaciones, sabemos que la radiación no es una parte significativa del presupuesto de densidad de energía del universo hoy en día. Sin embargo, debido a la ecuación de estado, la densidad de energía de la radiación escala inversamente como la cuarta potencia del tamaño del universo. Por ejemplo, si retrocedemos en el tiempo hasta el punto en que el universo observable era la mitad del tamaño que tiene hoy, encontraríamos que la densidad de energía era 16 veces el valor actual, mientras que la densidad de energía de la materia era solo 8 veces su valor actual. La implicación clara aquí es que, sin importar cuáles sean sus valores hoy, si retrocedemos lo suficiente en el tiempo, la radiación será la fuente dominante de densidad de energía en el universo. Esto tiene enormes implicaciones tanto para la creación de los elementos ligeros en las etapas muy tempranas del universo (también conocido como nucleosíntesis primordial) como para la formación de la Radiación de Fondo de Microondas Cósmica (CMBR).
• El tercer componente de la imagen estándar del BBT es también el que menos conocemos. El término genérico para esta pieza es energía oscura, aunque este término abarca una muy diversa gama de posibilidades. Desde la teoría cuántica de campos, sabemos que todo el espacio debería estar lleno de energía, incluso si no hay materia ni radiación presente. Esta energía es conocida por varios nombres: "energía de punto cero", "fluctuaciones de punto cero", "energía del vacío", "fluctuaciones del vacío", etc. Como algunos de los nombres implican, esta energía no persiste de la manera que lo hace la materia o la radiación normales; en su lugar, las partículas que la transportan aparecen y desaparecen, como predice el principio de incertidumbre de Heisenberg. Este tipo de energía no puede ser detectada directamente, pero las mediciones de, por ejemplo, el efecto Casimir, demuestran que existe.
  
  Tomando esto como un indicador de que este tipo de energía existe, podemos explorar qué efecto esto podría tener desde un punto de vista cosmológico. Independientemente de la expansión del universo, la densidad de energía de punto cero permanece constante y positiva. Esto lleva a la conclusión bastante curiosa (y no intuitiva) de que la presión asociada con la energía oscura es negativa. Si se introduce un componente como este en las ecuaciones estándar del BBT, el efecto de la presión negativa es mayor que el de la densidad de energía positiva. Como resultado, en un universo impulsado por energía oscura, el efecto de su gravedad es acelerar la expansión del universo, en lugar de ralentizarla (como se esperaría para un universo con solo materia).
  
  También se suele oír el término "constante cosmológica" asociado con la energía oscura. Para entender la razón de esto, hay que saber un poco sobre la historia de la aplicación de la RG al universo entero. Cuando Einstein intentó hacerlo por primera vez, encontró que predecía que el universo debería expandirse o contraerse. Pero en los tiempos de Einstein, se pensaba que el universo era estático. Así que volvió a examinar los supuestos que había hecho al derivar las ecuaciones de la RG. Uno de ellos era que un universo vacío, es decir, uno que no contiene materia ni energía, debería tener curvatura cero ("plano" como se mencionó anteriormente). Einstein encontró que si eliminaba ese supuesto, aparecía un parámetro libre adicional en las ecuaciones de la RG. Si ese parámetro se establece en un valor particular, las ecuaciones efectivamente dan el universo estático esperado en aquel entonces. Por lo tanto, llamó a ese parámetro adicional la "constante cosmológica".
  
  Obviamente, esta fue una solución bastante ad hoc a un problema solo aparente (hecho especialmente innecesario cuando la evidencia comenzó a mostrar que el universo no era estático). Según Gamow, Einstein más tarde llamó a este truco "su mayor error". Dicho esto, ahora también sabemos que el espacio vacío, sin materia y energía "ordinarias" (o incluso exóticas), aún debe contener las fluctuaciones del vacío predichas por la teoría cuántica de campos. En otras palabras, incluso el espacio "vacío" aún contiene energía y, por lo tanto, no tiene que ser plano. Esto (de alguna manera) justifica el uso del parámetro cosmológico; en esta interpretación, representaría la "densidad de energía del vacío" causada por las fluctuaciones cuánticas, convirtiendo la constante cosmológica en un tipo particular de energía oscura. Desde este punto de vista, introducir la constante cosmológica no fue un error, sino más bien descubrir accidentalmente un parámetro adicional necesario, incluso crucial, en las ecuaciones de la RG y, por consiguiente, también en las ecuaciones del BBT.

d) Resumen: parámetros de la Teoría del Big Bang

Al igual que toda teoría física, la BBT necesita parámetros. Basándonos en lo que hemos establecido hasta ahora, tenemos

• La curvatura del espacio. Como discutimos anteriormente, esto puede ser positivo (cerrado), negativo (abierto) o cero (plano).
• El factor de escala. Una de las primeras cosas que se nota al estudiar la cosmología es que medir el valor absoluto de cualquier cantidad particular puede ser extremadamente desafiante. Más bien, la mayoría de las cantidades que los cosmólogos intentan medir son en realidad razones. El factor de escala es la razón entre el "tamaño" actual del universo y el tamaño del universo en algún punto del pasado o futuro (donde "tamaño" se define como es apropiado para una curvatura dada). Obviamente, este parámetro es uno hoy y menor que uno en cualquier momento del pasado para un universo en expansión.
• El Parámetro de Hubble. Esto a menudo se confunde con la "Constante de Hubble". En parte, esto es un remanente del trabajo original de Hubble mostrando la expansión del universo, donde era simplemente un parámetro de ajuste para traducir velocidad en distancia. En el uso moderno, ese término solo se refiere al valor actual; en realidad, esta cantidad varía con el tiempo. Formalmente, el parámetro de Hubble mide la tasa de cambio del factor de escala en un momento dado (la derivada del factor de escala normalizada por el valor actual). Una forma más sencilla de pensarlo es que el Parámetro de Hubble indica qué tan rápido se está expandiendo el universo en cualquier momento particular.
• Parámetro de desaceleración. En un universo compuesto solo de materia, la expansión del universo se vería frenada por la autogravedad de la materia, posiblemente incluso lo suficiente como para causar el colapso del universo. Esto significa que la tasa de expansión (el Parámetro de Hubble) cambiaría y el parámetro de desaceleración cuantificaría esa tasa de cambio (la segunda derivada del factor de escala, para aquellos que siguen el seguimiento). La primera pista de que la Energía Oscura era importante para la cosmología vino del descubrimiento de que el parámetro de desaceleración no era negativo (como se esperaba), sino que en realidad era positivo. Por lo tanto, en lugar de frenarse, la expansión en realidad estaba acelerándose. Irónicamente, esto ha llevado a los cosmólogos a ignorar mayormente este parámetro a favor del siguiente conjunto de parámetros.
• Densidades de componentes. Muy simple aquí; simplemente ¿cuánta radiación, materia (bariónica y oscura) y energía oscura hay en el universo? Estas densidades se expresan usualmente en razones entre la densidad en un componente dado y la densidad que se requeriría para hacer que la curvatura del universo sea plana. Si uno conoce los valores de estas densidades y el parámetro de Hubble en un momento particular, entonces se puede determinar el valor del parámetro de desaceleración; por lo tanto, la desaparición de ese parámetro de gran parte de la literatura cosmológica en los últimos varios años.
• Ecuación de estado de la Energía Oscura. Como se mencionó anteriormente, para la radiación y la materia, las ecuaciones de estado están determinadas por la física conocida. Para la energía oscura, sin embargo, los datos aún no están a la altura del desafío de elegir un modelo preferido. Por lo tanto, la mayoría de los artículos en la literatura tratan la ecuación de estado de la energía oscura como un parámetro libre (posiblemente variable con el tiempo, dependiendo del modelo) o eligen explícitamente un valor como una restricción previa (véase abajo).

Esta parece una larga lista de parámetros —tantos que uno podría argumentar que cualquier teoría con tantos controles podría ajustarse para encajar en cualquier conjunto de observaciones. Sin embargo, como se mencionó anteriormente, no son realmente independientes. Elegir un valor para el parámetro de Hubble afecta inmediatamente los valores esperados para las densidades y el parámetro de desaceleración. Del mismo modo, una mezcla diferente de densidades de componentes cambiará la forma en que el parámetro de Hubble varía con el tiempo. Además, hay una gran variedad de observaciones cosmológicas por realizar —observaciones con metodologías, sensibilidades y sesgos sistemáticos muy diferentes. Un modelo consenso debe coincidir con todos los datos disponibles y, durante la última década en cosmología, la combinación de estos experimentos ha dado lugar a lo que se ha llamado el "modelo de concordancia".

Esta imagen básica se construye sobre el marco del modelo denominado "Lambda CDM". La Lambda indica la inclusión de la energía oscura en el modelo (específicamente la constante cosmológica, que implica una ecuación de estado donde la presión es igual a -1 veces la densidad de energía). "CDM" es la abreviatura de "materia oscura fría". Por lo tanto, el nombre del modelo incorpora lo que se cree son los dos componentes más importantes del universo: la energía oscura y la materia oscura. Las abundancias respectivas de estos dos componentes y del tercer componente importante, la materia bariónica (o "ordinaria"), se muestran en el gráfico circular a continuación (proporcionado por el Equipo Científico de NASA/WMAP):

Como se mencionó anteriormente, estos valores provienen de ajustar simultáneamente los datos de una gran variedad de observaciones cosmológicas, que es nuestro próximo tema.

2) Evidencia

Habiendo establecido las ideas básicas y el lenguaje de la BBT, ahora podemos examinar cómo los datos se comparan con lo que esperamos de la teoría. Como mencionamos al final de la última sección, no existe un único experimento que sea sensible a todos los aspectos de la BBT. Por el contrario, cualquier observación dada proporciona información sobre alguna combinación de parámetros y aspectos de la teoría, y necesitamos combinar los resultados de varias líneas de investigación diferentes para obtener la imagen global más clara posible. Este tipo de enfoque será más evidente en las dos últimas secciones, donde discutimos la evidencia de los dos aspectos más exóticos de la BBT actual: la materia oscura y la energía oscura.

a) Homogeneidad a gran escala

Volviendo a nuestra discusión original de la BBT, una de las suposiciones clave realizadas al derivar la BBT de la RG fue que el universo es, a alguna escala, homogéneo. A escalas pequeñas donde encontramos planetas, estrellas y galaxias, esta suposición es obviamente no cierta. Por lo tanto, no esperaríamos que las ecuaciones que gobiernan la BBT sean una muy buena descripción de cómo se comportan estos sistemas. Sin embargo, al aumentar la escala de interés a verdaderamente enormes escalas -- cientos de millones de años luz -- esto se convierte en una mejor y mejor aproximación de la realidad.

Como ejemplo, considere el gráfico de abajo que muestra galaxias del Encuesta de Corrimiento al Rojo de Las Campanas (proporcionada por Ned Wright). Cada punto representa una galaxia (aproximadamente 20,000 en la encuesta total) donde han medido tanto la posición en el cielo como el corrimiento al rojo y han traducido eso en una ubicación en el universo. Imagine colocar muchos círculos de un tamaño fijo en ese gráfico y contar cuántas galaxias hay dentro de cada círculo. Si utilizara una apertura pequeña (donde "pequeño" es cualquier cosa menos de decenas de millones de años luz), entonces el número de galaxias en cualquier círculo dado va a fluctuar mucho en relación con el número medio de galaxias en todos los círculos: algunos círculos estarán completamente vacíos, mientras que otros podrían tener más de una docena. Por otra parte, si utiliza círculos grandes (y se mantiene dentro de los límites!), la variación de círculo en círculo termina siendo bastante pequeña en comparación con el número promedio de galaxias en cada círculo. Esto es lo que los cosmólogos quieren decir cuando dicen que el universo es homogéneo. Un caso aún más fuerte para la homogeneidad puede hacerse con el CMBR, que discutiremos a continuación.

b) Diagrama de Hubble

La idea básica de un universo en expansión es la noción de que la distancia entre cualquier dos puntos aumenta con el tiempo. Una de las consecuencias de este efecto es que, a medida que la luz viaja a través de este espacio en expansión, su longitud de onda también se estira. En la parte óptica del espectro electromagnético, la luz roja tiene una longitud de onda más larga que la luz azul, por lo que los cosmólogos se refieren a este proceso como corrimiento al rojo. Cuanto más tiempo viaja la luz a través del espacio en expansión, mayor es el corrimiento al rojo que experimenta. Por lo tanto, dado que la luz viaja a una velocidad fija, la BBT nos dice que el corrimiento al rojo que observamos para la luz de un objeto distante debería estar relacionado con la distancia a ese objeto. Esta conclusión bastante elegante se vuelve un poco más complicada por la pregunta de qué significa exactamente la palabra distancia en un universo en expansión (consulte la sección Many Distances del tutorial de cosmología de Ned Wright para obtener un resumen de lo que puede significar "distancia" en la BBT), pero la idea básica sigue siendo la misma.

El corrimiento al rojo cosmológico a menudo se confunde erróneamente con el fenómeno conocido como el Efecto Doppler. Este es el cambio en la longitud de onda (ya sea para el sonido o la luz) que se observa debido al movimiento relativo entre el observador y la fuente de sonido/luz. El ejemplo más común citado para este efecto es el cambio en el tono mientras un tren se acerca y luego pasa al observador; a medida que el tren se acerca, el tono aumenta, seguido de una disminución rápida a medida que el tren se aleja. Dado que la expansión del universo parece ser algún tipo de movimiento relativo y sabemos de la discusión anterior que deberíamos observar fotones desplazados al rojo, es tentador considerar el corrimiento al rojo cosmológico como simplemente otra manifestación del Efecto Doppler. De hecho, cuando Edwin Hubble realizó por primera vez sus mediciones de la expansión del universo, su interpretación inicial fue en términos de un movimiento físico real de las galaxias; por lo tanto, las unidades de la Constante de Hubble: kilómetros por segundo por megaparsec.

En realidad, sin embargo, el "movimiento" de las galaxias distantes no es un movimiento genuino como las estrellas orbitando el centro de nuestra galaxia, la Tierra orbitando al Sol o incluso alguien caminando por la habitación. Más bien, el espacio se está expandiendo y arrastrando a las galaxias en el viaje. Esto se puede ver a partir de la fórmula para calcular el corrimiento al rojo de una fuente dada. El corrimiento al rojo (z) está relacionado con la razón entre la longitud de onda observada (W_O) y la longitud de onda emitida de la luz (W_E) de la siguiente manera: 1 + z = W_O/W_E. La longitud de onda de la luz se expande al mismo ritmo que el universo, por lo que también sabemos que: 1 + z = a_O/a_E, donde a_O es el valor actual del factor de escala (usualmente establecido en 1) y a_E es el valor del factor de escala cuando la luz fue emitida. Como se puede ver, la velocidad no aparece en estas ecuaciones, verificando nuestra afirmación anterior. Más detalles sobre este punto se pueden encontrar en The Cosmological Redshift Reconsidered. Si uno insiste (y es muy cuidadoso con lo que exactamente significa por "distancia" y "velocidad"), entender el corrimiento al rojo cosmológico como un corrimiento Doppler es posible, pero (por razones que cubriremos a continuación) esta no es la interpretación usual.

Como mencionamos anteriormente, incluso después de que Einstein desarrollara la Relatividad General, el consenso en astronomía era que el universo era estático y había existido para siempre. Sin embargo, en 1929, Edwin Hubble realizó una serie de mediciones en el Observatorio de Monte Wilson, cerca de Pasadena, California. Utilizando estrellas variables Cefeidas en una serie de galaxias, Hubble descubrió que el corrimiento al rojo (que interpretó como una velocidad, como se mencionó anteriormente) era aproximadamente proporcional a la distancia. Esta relación se conoció como la Ley de Hubble y desencadenó una serie de artículos teóricos que eventualmente se desarrollaron en la BBT moderna.

A primera vista, ensamblar un diagrama de Hubble y determinar el valor de la Constante de Hubble parece bastante sencillo. En la práctica, sin embargo, esto no es así. Medir la distancia a galaxias (y otros objetos astronómicos) nunca es simple. Como se mencionó anteriormente, los únicos datos que tenemos del universo son la luz; imagine la dificultad de estimar con precisión la distancia a una persona caminando por la calle sin saber su altura o poder mover la cabeza. Sin embargo, utilizando una combinación de geometría, física y estadística, los astrónomos han logrado desarrollar una serie de métodos interconectados, conocidos como la escalera de distancias, que son razonablemente fiables. El FAQ de TO sobre la determinación de distancias astronómicas proporciona un resumen exhaustivo de estos métodos, su aplicabilidad y sus limitaciones.

Por el contrario, el otro lado de la ecuación, el corrimiento al rojo, es relativamente fácil de medir con el hardware astronómico actual. Desafortunadamente, cuando se mide el corrimiento al rojo de una galaxia, ese valor contiene más que solo el corrimiento al rojo cosmológico. Al igual que las estrellas y los planetas, las galaxias tienen movimientos reales en respuesta a su entorno gravitacional local: otras galaxias, cúmulos de galaxias y así sucesivamente. Este movimiento se llama velocidad peculiar en el lenguaje cosmológico y genera un corrimiento al rojo (¡o corrimiento al azul!) asociado a través del Efecto Doppler. Para galaxias relativamente cercanas, la amplitud de este efecto puede fácilmente superar al corrimiento al rojo cosmológico. El ejemplo más llamativo de esto es la galaxia de Andrómeda, dentro de nuestro propio Grupo Local. A pesar de estar a unos 2 millones de años luz de distancia, está en una trayectoria de colisión con la Vía Láctea y la luz de Andrómeda se desplaza consecuentemente hacia el extremo azul del espectro, en lugar del rojo. La conclusión de esta complicación es que, si queremos medir el parámetro de Hubble, necesitamos observar galaxias lo suficientemente lejanas para que el corrimiento al rojo cosmológico sea mayor que los efectos de las velocidades peculiares. Esto establece un límite inferior de aproximadamente 30 millones de años luz e incluso una vez que nos alejamos más allá de este punto, necesitamos tener un gran número de objetos para asegurarnos de que los efectos de las velocidades peculiares se cancelen entre sí.

La combinación de estas dos complicaciones explica (en parte) por qué ha llevado varias décadas que las mejores mediciones de la Constante de Hubble converjan en un valor de consenso. Con los conjuntos de datos actuales, la naturaleza casi lineal de la relación de Hubble es bastante clara, como se muestra en la figura a continuación (basada en datos de Riess (1996); proporcionados por Ned Wright).

Como se mencionó anteriormente, la versión estándar del BBT asumía que la fuente dominante de densidad de energía durante los últimos varios miles de millones de años era la materia oscura fría. Al introducir esta suposición en las ecuaciones que gobiernan la expansión del universo, los cosmólogos esperaban observar que la expansión se desaceleraría con el transcurso del tiempo. Sin embargo, en 1998, las mediciones de la relación de Hubble con supernovas distantes parecieron indicar que lo contrario era cierto. En lugar de desacelerarse, los últimos miles de millones de años han visto aparentemente que la expansión del universo acelere (Riess 1998; mediciones más recientes: Wang 2003, Tonry 2003). En efecto, lo que se observó fue que la luz de las supernovas observadas era más tenue de lo esperado al calcular su distancia utilizando la ley de Hubble.

Dentro del modelo estándar del Big Bang, existen varias posibilidades para explicar este tipo de observación. La posibilidad más simple es que la geometría del universo sea abierta (curvatura negativa). En este tipo de universo, la densidad de materia está por debajo del valor crítico y la expansión continuará hasta que la densidad de energía efectiva del universo sea cero. La segunda posibilidad es que las supernovas distantes se vieran artificialmente atenuadas a medida que la luz viajaba desde sus galaxias anfitrionas hasta los observadores aquí en la Tierra. Este tipo de absorción por polvo interestelar es un problema común en las observaciones donde hay que mirar a través del disco de nuestra propia galaxia, por lo que uno podría fácilmente imaginar que algo similar sucede. Esta absorción suele depender de la longitud de onda, sin embargo, y los dos equipos que investigaron las supernovas distantes no vieron tal efecto. Con fines de argumento, sin embargo, uno podría postular un "polvo gris" que atenúa los objetos por igual en todas las longitudes de onda. La posibilidad final es que el universo contiene alguna forma de energía oscura (ver las secciones 1c y 2n). Esto aceleraría la expansión, pero podría mantener la geometría plana.

A desplazamientos al rojo inferiores a la unidad (z < 1), estas posibilidades son todas aproximadamente indistinguibles, dada la precisión disponible en las mediciones. Sin embargo, para un universo con una mezcla de materia oscura y energía oscura, existe un punto de transición desde la dominación de la primera hasta la segunda (justo como la transición entre la expansión dominada por la radiación y la dominada por la materia antes de la formación del CMBR). Antes de ese tiempo, la materia oscura era dominante, por lo que la expansión debería haber estado desacelerándose, comenzando a acelerarse solo cuando la densidad de energía oscura superó la de la materia. Este llamado empujón cósmico implica que las supernovas antes de este punto deberían ser notablemente brillantes de lo que se esperaría de un universo abierto (desaceleración constante) o de un universo con polvo gris (oscurecimiento constante). Nuevas mediciones a desplazamientos al rojo bien superiores a la unidad han demostrado que este "empujón" es efectivamente lo que observamos: hace aproximadamente 8 mil millones de años, nuestro universo cambió de una desaceleración lenta a una expansión acelerada, exactamente como predijeron los modelos de energía oscura (Riess 2004).

c) Abundancias de elementos ligeros

Como mencionamos anteriormente, el BBT estándar no incluye el comienzo de nuestro universo. Más bien, simplemente rastrea el universo hasta un punto en el que estaba extremadamente caliente y extremadamente denso. Cuán caliente y cuán denso podía ser y aún así ser razonablemente descrito por la RG es un área de investigación activa, pero podemos ir con seguridad a temperaturas y densidades muy superiores a las que se encontrarían en el núcleo del sol.

En este límite, tenemos temperaturas y densidades lo suficientemente altas para que los protones y los neutrones existieran como partículas libres, no unidos en núcleos atómicos. Esta fue la era de la nucleosíntesis primordial, que duró la mayor parte de los primeros tres minutos de la existencia de nuestro universo (de ahí el título del famoso libro de Weinberg "Los primeros tres minutos"). Una descripción detallada de la Nucleosíntesis del Big Bang (BBN) puede encontrarse en el sitio web de Ned Wright, incluyendo las reacciones nucleares relevantes, gráficos y referencias. Para nuestros propósitos, una breve introducción será suficiente.

Al igual que en el núcleo de nuestro Sol, los protones y neutrones libres en el universo primitivo experimentaron fusión nuclear, produciendo principalmente núcleos de helio (He-3 y He-4), con una pequeña cantidad de deuterio (una forma de hidrógeno con un núcleo protón-neutrón), litio y berilio. A diferencia de los que ocurren en el Sol, estas reacciones solo duraron un breve tiempo debido a que la temperatura y la densidad del universo estaban disminuyendo rápidamente a medida que se expandía. Esto significa que los núcleos más pesados no tuvieron oportunidad de formarse durante este periodo. En su lugar, esos núcleos se formaron más tarde en las estrellas. Los elementos con números atómicos hasta el hierro se forman por fusión en los núcleos estelares, mientras que los elementos más pesados se producen durante las supernovas. Más información sobre la nucleosíntesis estelar puede encontrarse en las páginas de Wikipedia y en la sección 2g a continuación.

Armados con la BBT estándar (más fácil esta vez, ya que sabemos que la expansión en ese momento fue dominada por la radiación) y algo de física nuclear, los cosmólogos pueden hacer predicciones muy precisas sobre la abundancia relativa de los elementos ligeros de la BBN. Sin embargo, al igual que con el diagrama de Hubble, es más fácil decirlo que hacerlo para ajustar la predicción a la observación. Las abundancias elementales pueden medirse de diversas maneras, pero el método más común es observar la intensidad relativa de las características espectrales en estrellas y galaxias. Una vez que se mide la abundancia, sin embargo, tenemos un problema similar al de las velocidades peculiares de la sección anterior: ¿cuánto del elemento se produjo durante la BBN y cuánto se generó más tarde durante la nucleosíntesis estelar?

Para resolver este problema, los cosmólogos utilizan dos enfoques:

• Deuterio: De los elementos producidos durante la nucleosíntesis del Big Bang (BBN), el deuterio tiene con mucho la menor energía de enlace. Como resultado, el deuterio que se produce en las estrellas es consumido muy rápidamente en otras reacciones y cualquier deuterio que observemos en el universo es muy probablemente primordial. La desventaja de este enfoque es que el deuterio primordial también puede ser destruido en las capas externas de las estrellas, lo que nos da una subestimación de la abundancia total, pero existen otros métodos (como observar la región del bosque de Lyman alpha de cuásares distantes) que evitan estos problemas.
• Mirar a lo profundo: Se puede intentar observar estrellas y nubes de gas que están muy lejos. Gracias a la velocidad finita de la luz, cuanto mayor sea la distancia entre el objeto y los observadores aquí en la Tierra, más antigua será la imagen. Por lo tanto, al observar estrellas y nubes de gas muy lejanas, se puede verlas en un momento en que la abundancia de elementos pesados era mucho menor. Al retroceder lo suficiente, eventualmente llegaríamos a una época en la que ninguna estrella anterior tuvo la oportunidad de formarse, y por lo tanto las abundancias elementales estaban en sus niveles primordiales. Por el momento, no podemos mirar tan atrás. Estos objetos tendrían corrimientos al rojo muy altos, desplazando la luz al infrarrojo, donde las observaciones desde la superficie terrestre se ven muy dificultadas por los efectos atmosféricos. Del mismo modo, la gran distancia los hace extremadamente débiles, añadiendo a nuestros problemas. Ambos de estos problemas deberían verse muy aliviados cuando el telescopio espacial James Webb entre en servicio. Lo que podemos hacer ahora es observar estrellas más antiguas, medir sus abundancias elementales e intentar extrapolar hacia atrás.

Como la mayoría de las predicciones de BBT, la abundancia de elementos primordiales depende de varios parámetros. Los importantes en este caso son el parámetro de Hubble (la velocidad de expansión determina con qué rapidez el universo pasa de caliente y denso lo suficiente para la nucleosíntesis a frío y delgado lo suficiente para que esta se detenga) y la densidad de bariones (para que ocurra la nucleosíntesis, los bariones deben colisionar y la densidad nos indica con qué frecuencia ocurrió esto). La dependencia de ambos parámetros se expresa generalmente como una única dependencia del parámetro combinado Omega_B h² (como se ve en la figura a continuación, proporcionada por Ned Wright).

Como sugiere esta figura, existe un doble control sobre la teoría. En primer lugar, las mediciones de las abundancias elementales diversas deberían producir un valor consistente de Omega_B h² (la intersección de las bandas horizontales y las diversas líneas). En segundo lugar, las mediciones independientes de Omega_B h² provenientes de otras observaciones (como los resultados de WMAP en 2e) deberían producir un valor que sea consistente con el compuesto derivado de las abundancias primordiales (la banda vertical). Ambos enfoques se utilizaron en el pasado; antes de los resultados precisos de WMAP para la densidad de bariones, se utilizaba con más frecuencia el primero. Para un relato detallado del estado del conocimiento en 1997, consulte La Nucleosíntesis del Big Bang Entra en la Era de la Precisión.

Una de las principales piezas de evidencia para la teoría del Big Bang son las observaciones consistentes que muestran que, al examinar objetos cada vez más antiguos, la abundancia de la mayoría de los elementos pesados se vuelve cada vez menor, asintiendo a cero. Por el contrario, la abundancia de helio tiende a un valor límite no nulo. Las mediciones muestran consistentemente que la abundancia de helio, incluso en objetos muy antiguos, sigue siendo alrededor del 25% de la masa total de la materia "normal". Y eso corresponde bien al valor que la TBB predice para la producción de He durante la nucleosíntesis primordial. Para más detalles, consulte Olive 1995 o Izotov 1997. También eche un vistazo al gráfico a continuación, que compara la predicción de la TBB con la del modelo del Estado Estacionario (datos tomados de Turck-Chieze 2004, gráfico proporcionado por Ned Wright).

Cálculos recientes, así como referencias a observaciones recientes, pueden encontrarse en Mathews (2005). En estudios anteriores, hubo algunos problemas con galaxias que tenían aparentes abundancias de helio muy bajas (específicamente I Zw 18); este problema fue abordado y resuelto en el meantime (cf. Luridiana 2003).

d) Existencia de la Radiación de Fondo de Microondas Cósmica

Aunque los núcleos se formaron durante la nucleosíntesis del Big Bang, los átomos como los conocemos aún no existían. En su lugar, el universo estaba lleno de un plasma muy caliente y denso compuesto por núcleos libres y electrones. En un entorno como este, la luz no puede viajar libremente: los fotones se dispersan constantemente contra partículas cargadas. Del mismo modo, cualquier núcleo que se uniera a un electrón encontraría rápidamente un fotón con suficiente energía para romper el enlace.

Al igual que en la era del BBN, sin embargo, el universo no se mantendría lo suficientemente caliente y denso para sostener este estado. Eventualmente (después de unos 400.000 años), el universo se enfrió hasta el punto en que los electrones y los núcleos pudieron formar átomos (un proceso que se describe de manera confusa como "recombinación"). Dado que los átomos son eléctricamente neutros e interactúan solo con fotones de energías particulares, la mayoría de los fotones pudieron de repente viajar distancias mucho mayores sin interactuar con ninguna materia en absoluto (esta parte del proceso se describe generalmente como "desacoplamiento"). En efecto, el universo se volvió transparente y los fotones presentes en ese momento han estado viajando libremente por todo el universo desde entonces. Y, dado que el universo se ha expandido considerablemente desde entonces, las longitudes de onda de estos fotones se han estirado considerablemente (por un factor de aproximadamente 1000).

A partir de esta imagen básica, podemos hacer dos predicciones muy fuertes para esta radiación relicta:

• Debería ser altamente uniforme. Uno de los supuestos básicos de la BBT es que el universo es homogéneo y, dado el tiempo entre el inicio del universo y la desacoplemento, cualquier inhomogeneidad (como las esperadas de la inflación) no habría tenido mucho tiempo para crecer.
• Debería tener un espectro de cuerpo negro. Como dijimos antes, antes de la desacoplemento el universo estaba lleno de plasma y los fotones se dispersaban constantemente contra toda la materia ionizada. Esto hace que el universo sea un absorbente perfecto; ningún fotón podía salir del universo, por lo que pondrían el todo el universo (o al menos esa parte que estaba causalmente conectada) en equilibrio térmico. Por lo tanto, podemos describir el universo como teniendo una temperatura única. En la termodinámica clásica, los fotones emitidos por un cuerpo negro a una temperatura dada tienen una distribución muy específica de energías y, como Tolman demostró en 1934, un espectro de cuerpo negro permanecerá un espectro de cuerpo negro (aunque a una temperatura más baja) a medida que se desplaza hacia el rojo.

La existencia de esta radiación relicta fue sugerida por primera vez por Gamow junto con Alpher y Herman en 1948. Sus predicciones iniciales indicaron correctamente que la temperatura de la radiación, que habría sido luz visible en el momento del desacoplamiento, se desplazaría hacia la región de microondas del espectro electromagnético en este punto. Eso, combinado con el hecho de que la fuente de la radiación la colocaba "detrás" de fuentes de luz normales como estrellas y galaxias, dio a esta reliquia su nombre: la Radiación de Fondo de Microondas Cósmica (CMBR o, equivalentemente, simplemente CMB).

Aunque tenían razón en los grandes rasgos, las estimaciones de Gamow, Alpher y Herman para la temperatura exacta no eran tan precisas. El rango inicial estaba entre 1 K y 5 K, utilizando modelos algo diferentes del universo (Alpher 1949), y en un libro posterior Gamow elevó esta estimación hasta 50 K. Las mejores estimaciones actuales sitúan la temperatura en 2.725 K (Mather 1999). Aunque esto pueda parecer una discrepancia grande, es importante tener en cuenta que la predicción depende fuertemente de una serie de parámetros cosmológicos (destacando la Constante de Hubble) que no se conocían con mucha precisión en ese momento. Volveremos a este punto más abajo, pero tomemos un momento para discutir las mediciones que llevaron al valor actual (la página de Ned Wright sobre el CMB también merece la pena leerse para más detalles sobre la historia temprana de las mediciones del CMBR).

El primer intento intencional de medir la radiación cósmica de fondo de microondas (CMBR) fue realizado por Dicke y Wilkinson en 1965 con un instrumento montado en el techo del departamento de Física de Princeton. Mientras aún construían su experimento, fueron inadvertidamente superados por dos ingenieros de Bell Labs que trabajaban en la transmisión de microondas como herramienta de comunicaciones. Penzias y Wilson habían construido un receptor de microondas pero no pudieron eliminar un ruido de fondo persistente que parecía afectar al receptor sin importar hacia dónde lo apuntaran en el cielo, de día o de noche. Al contactar a Dicke para obtener asesoramiento sobre el problema, se dieron cuenta de lo que habían observado y finalmente recibieron el Premio Nobel de Física en 1978. Más detalles sobre el descubrimiento están disponibles aquí.

Desde entonces, las mediciones de la temperatura y la distribución de energía del CMBR han mejorado drásticamente. Medir el CMBR desde la superficie es difícil porque la radiación de microondas es absorbida fuertemente por el vapor de agua en la atmósfera. Para evitar este problema, los cosmólogos han utilizado globos de gran altitud, cohetes balísticos y experimentos a bordo de satélites. El experimento más famoso centrado en la temperatura del CMBR fue el satélite COBE (COsmic Background Explorer). Orbitó la Tierra, tomando datos desde 1989 hasta 1993.

COBE fue en realidad varios experimentos en uno. El instrumento DMR midió las anisotropías en la temperatura del CMBR a través del cielo (ver más abajo) mientras que el experimento FIRAS midió la temperatura absoluta del CMBR y su distribución de energía espectral. Como mencionamos anteriormente, la predicción del BBT es que el CMBR debería ser un cuerpo negro perfecto. FIRAS encontró que esto era cierto en un grado extraordinario. El gráfico de abajo (proporcionado por Ned Wright) muestra el espectro del CMBR y el mejor ajuste de cuerpo negro. Como se puede ver, las barras de error, que son bastante pequeñas, son en realidad 400 desviaciones estándar. De hecho, el CMBR está tan cerca de ser un cuerpo negro como cualquier cosa que podamos crear aquí en la Tierra.

En muchas fuentes de cosmología alternativa, se encontrará la afirmación de que el CMBR no fue una predicción genuina de la BBT, sino más bien una "retrodicción" ya que los valores para la temperatura del CMBR que Gamow predijo antes de la medición difirieron significativamente del valor medido eventual. Por lo tanto, según el argumento, el valor "correcto" solo podría obtenerse ajustando los parámetros de la teoría para coincidir con el valor observado. Esto pasa por alto dos puntos cruciales:

• La existencia, no la temperatura, es la clave. En ausencia de la BBT, no habría razón para esperar una radiación de fondo uniforme de larga longitud de onda en el universo. Es cierto que astrónomos como Eddington predijeron que veríamos radiación procedente de polvo interestelar (luz estelar absorbida, re-irradiada como emisión térmica) o estrellas de fondo. Sin embargo, esos modelos no conducen al tipo de uniformidad que observamos en la CMBR, ni producen un espectro de cuerpo negro (las estrellas, en particular, tienen fuertes líneas espectrales que están notablemente ausentes en el espectro de la CMBR). Predicciones similares pueden hacerse para la radiación de fondo en otras partes del espectro electromagnético (por ejemplo, el fondo de rayos X de supernovas y cuásares distantes) y la distribución de esos fondos está muy lejos de ser tan uniforme como la que observamos con la CMBR.
• Así es como funciona la ciencia. No existe ninguna teoría física independiente de parámetros libres que se determinen a partir de observaciones posteriores. Esto es cierto para la gravedad newtoniana y la RG (constante de Newton), es cierto para la mecánica cuántica y la electrodinámica cuántica (constante de Planck, carga del electrón) y es cierto para la cosmología. Como mencionamos arriba, la prueba de una teoría no es que cumpla una predicción. En cambio, la verdadera prueba es si el modelo puede coincidir con otras observaciones una vez que ha sido calibrado contra un conjunto de datos.

Una prueba final de los orígenes cosmológicos del CMBR proviene de observar galaxias distantes. Dado que la luz de estas galaxias se emitió en el pasado, esperaríamos que la temperatura del CMBR en ese momento fuera correspondientemente más alta. Al examinar la distribución de la luz de estas galaxias, podemos obtener una medición aproximada de la temperatura del CMBR en el momento en que se emitió la luz que ahora estamos observando (por ejemplo, Srianand 2000). El estado actual de esta medición se muestra en el gráfico de abajo (proporcionado por Ned Wright). La precisión de esta medición es obviamente mucho menor que la que vimos con los datos de COBE, pero sí concuerdan con las predicciones básicas del BBT sobre la evolución de la temperatura del CMBR con el corrimiento al rojo (y discrepan significativamente con lo que se esperaría para un CMBR generado a partir de luz estelar corrimiento al rojo o similar).

e) Fluctuaciones en el fondo de microondas cósmico

Como se mencionó en el punto anterior, la temperatura del CMBR es extremadamente uniforme; las diferencias en la temperatura en diferentes ubicaciones del cielo son inferiores a 0.001 K. Dado que la materia y la radiación estaban acopladas estrechamente durante las etapas más tempranas del universo, esto implica que la distribución de la materia también fue inicialmente uniforme. Si bien esto coincide con nuestra suposición cosmológica básica, sí plantea la pregunta de cómo pasamos de ese universo muy uniforme a la distribución decididamente grumosa de la materia que vemos a pequeña escala hoy. En otras palabras, ¿cómo pudieron formarse planetas, estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, etc., a partir de un gas esencialmente homogéneo?

Al estudiar esta cuestión, los cosmólogos acabarían desarrollando una de las predicciones más potentes y espectacularmente exitosas de la BBT. Antes de describir el lado teórico de las cosas, sin embargo, haremos una breve desviación hacia la historia de la medición de las fluctuaciones («anisotropías» en términos cosmológicos) en el CMBR.

El primer intento de medir las fluctuaciones en el CMBR se realizó como parte de la misión COBE (COsmic Background Explorer). Como parte de su misión de cuatro años a principios de la década de 1990, utilizó un instrumento llamado DMR para buscar fluctuaciones en el CMBR a lo largo del cielo. Basándose en los modelos BBT vigentes en ese momento, las fluctuaciones observadas por el DMR fueron mucho menores de lo esperado. Dado que el instrumento había sido diseñado teniendo en cuenta las amplitudes de fluctuación esperadas, las observaciones terminaron siendo apenas por encima del umbral de sensibilidad del instrumento. Esto llevó a especular que la "señal" era meramente ruido estadístico, pero fue suficiente para generar varios intentos posteriores de buscar la señal.

Con las observaciones por satélite aún en el horizonte, los datos para la década siguiente se recolectaron principalmente mediante experimentos a bordo de globos (consulte la lista en el centro de datos del CMBR de la NASA para un historial detallado). Estos experimentos a gran altitud pudieron elevarse por encima de la gran mayoría del vapor de agua en la atmósfera para obtener una visión más clara del cielo del CMBR, a costa de una cantidad relativamente pequeña de tiempo de observación. Esto limitó la cobertura del cielo que pudieron lograr estas misiones, pero lograron demostrar concluyentemente que la señal vista por COBE era real y (en menor medida) que las fluctuaciones coincidían con las predicciones del BBT.

En 2001, se lanzó la sonda MAP (Microwave Anisotropy Probe), que posteriormente fue renombrada como WMAP en honor a Wilkinson, quien formó parte del equipo original que buscaba la CMBR a finales de la década de 1960. A diferencia de COBE, WMAP se centró exclusivamente en la cuestión de medir las fluctuaciones de la CMBR. Basándose en la experiencia y los avances tecnológicos desarrollados para las misiones con globos, logró una resolución angular mucho mejor que COBE (véase la imagen siguiente del equipo científico de NASA/WMAP). También evitó uno de los problemas que aquejaron a la misión COBE: la fuerte emisión térmica procedente de la Tierra. En lugar de orbitar la Tierra, el satélite WMAP realizó un viaje de tres meses hasta el punto L2, el segundo punto de Lagrange en el sistema Tierra-Sol. Este punto metaestable se encuentra más allá de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, a una distancia aproximadamente diez veces menor que la distancia entre la Tierra y el Sol. Ha estado allí, recopilando datos, desde entonces.

En la primavera de 2003, se publicaron los resultados del primer año de observaciones, y fueron asombrosos en su precisión. Como ejemplo, durante décadas la edad del universo no se conocía con una precisión mejor que aproximadamente dos mil millones de años. Al combinar los datos de WMAP con otras mediciones disponibles, de repente sabíamos la edad del universo con una precisión de 0,2 mil millones de años. En todos los aspectos, los parámetros que se conocían con una precisión del 20-30% vieron reducir sus errores a menos del 10% o mejor. Para una descripción más completa de cómo los datos de WMAP impactaron nuestra comprensión del BBT, consulte los resultados de la misión del sitio web de WMAP. Esa página está destinada a una audiencia de profanos; más detalles técnicos pueden encontrarse en su lista de papeles del primer año.

Entonces, ¿cómo surgió este increíble salto en la precisión? La respuesta radica en comprender un poco más sobre lo que ocurrió entre el momento en que la materia y la radiación tenían densidades de energía iguales y el momento del desacople. Una descripción más completa de esto puede encontrarse en las páginas de Wayne Hu sobre la anisotropía del CMB pages y las páginas de Ned Wright pages. Después de la igualdad materia-radiación, la materia oscura se desacopló efectivamente de la radiación (la materia normal permaneció acoplada ya que todavía era un plasma ionizado). Esto significaba que cualquier inhomogeneidad (que surge esencialmente de fluctuaciones cuánticas) en la distribución de materia oscura comenzaría rápidamente a colapsar y formar la base para el desarrollo posterior de la estructura a gran escala (las semillas de estas inhomogeneidades se establecieron durante la inflación, pero las ignoraremos para la discusión actual). La escala física más grande para estas inhomogeneidades en cualquier momento dado era el tamaño actual del universo observable (ya que el efecto de la gravedad también viaja a la velocidad de la luz). Estos grumos de materia oscura establecieron pozos de potencial gravitacional que atrajeron más materia oscura así como la mezcla radiación-bariones.

A diferencia de la materia oscura, el fluido radiación-bariones tenía una presión asociada. En lugar de hundirse directamente hasta el fondo del potencial gravitatorio, oscilaba, comprimiéndose hasta que la presión superaba la atracción gravitatoria y luego expandiéndose hasta que lo contrario era cierto. Esto estableció puntos calientes donde la compresión era mayor y puntos fríos donde el fluido se había convertido en su estado más rarefacto. Cuando los bariones y la radiación se desacoplaron, este patrón quedó congelado en los fotones del CMBR, dando lugar a los puntos calientes y fríos que observamos hoy.

Obviamente, el patrón exacto de estas variaciones de temperatura no nos dice nada en particular. Sin embargo, si recordamos que el tamaño más grande para las zonas calientes corresponde al tamaño del universo visible en cualquier momento dado, eso nos indica que, si podemos encontrar el tamaño angular de estas variaciones en el cielo, entonces ese ángulo más grande corresponderá al tamaño del universo visible en el momento del desacoplamiento. Para hacer esto, medimos lo que se conoce como el espectro de potencia angular del CMBR. En resumen, encontramos todos los puntos en el cielo que están separados por una escala angular dada. Para todos esos pares, encontramos la diferencia de temperatura y promediamos sobre todos los pares. Si nuestra imagen básica es correcta, entonces deberíamos ver un aumento en el espectro de potencia en la escala angular de la mayor compresión, otro en el tamaño de la mayor escala que ha pasado por compresión y está en máxima rarefacción (el espectro de potencia solo es sensible al cuadrado de la diferencia de temperatura, por lo que las zonas calientes y las zonas frías son equivalentes), y así sucesivamente. Esto lleva a una serie de lo que se conoce como "picos acústicos", cuya posición y forma exactas nos dicen mucho no solo sobre el tamaño del universo en el momento del desacoplamiento, sino también sobre la geometría del universo (puesto que estamos observando la distancia angular; véase 1b) y otros parámetros cosmológicos.

La figura a continuación, del equipo científico de NASA/WMAP, muestra los resultados de la medición del espectro de potencia angular utilizando los datos del primer año de WMAP. Además de la escala angular representada en el eje x superior, los gráficos del espectro de potencia angular se muestran generalmente como una función de "l". Este es el número de multipolo y se traduce aproximadamente en un ángulo dividiendo 180 grados por l. Para más detalles sobre esto, puedes realizar una búsqueda en Google sobre "expansión en multipolos" o consultar esta página. Las páginas científicas de WMAP también proporcionan una introducción a esta forma de analizar los datos.

Al igual que con la medición de temperatura de COBE, el acuerdo entre la forma predicha del espectro de potencia del CMBR y las observaciones reales es asombroso. Los experimentos a bordo de globos (particularmente BOOMERang, MAXIMA y DASI) fueron capaces de proporcionar detecciones convincentes de los primeros y segundos picos acústicos antes que WMAP, pero ninguno de esos experimentos fue capaz de mapear un área lo suficientemente grande del cielo para coincidir con los datos de COBE DMR. WMAP llenó esa brecha y proporcionó una medición mucho más precisa de las posiciones de los primeros y segundos picos. Esto fue una confirmación mayor no solo de la versión Lambda CDM del BBT, sino también de la imagen básica de cómo el cosmos transitó de un universo temprano dominado por la radiación y lleno de plasma al universo dominado por la materia donde comenzó a formarse la mayor parte de la estructura a gran escala que vemos hoy.

f) Estructura a gran escala del universo

Los puntos calientes y fríos que vemos en el CMBR hoy fueron las regiones de alta y baja densidad en el momento en que la radiación que observamos hoy fue emitida por primera vez. Una vez que la materia se convirtió en la fuente dominante de densidad de energía, estas perturbaciones pudieron crecer acumulando materia de sus alrededores. Inicialmente, la materia colapsante habría sido solo materia oscura, ya que los bariones aún estaban atados a la radiación. Después de la formación del CMBR y el desacoplamiento, sin embargo, los bariones también cayeron en los pozos gravitacionales establecidos por la materia oscura y comenzaron a formar estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias y así sucesivamente. Los cosmólogos se refieren a esta distribución de materia como la "estructura a gran escala" del universo.

Como regla general, hacer predicciones sobre las propiedades estadísticas de la estructura a gran escala puede ser muy desafiante. Para la CMBR, las desviaciones de la temperatura media son muy pequeñas y la teoría de perturbaciones lineales es una aproximación muy buena. Por comparación, la densidad de materia en nuestra galaxia en comparación con la densidad media del universo es enorme. Como resultado, hay dos opciones básicas: realizar mediciones en escalas físicas muy grandes donde las variaciones en la densidad son típicamente mucho menores o comparar las mediciones con simulaciones del universo donde se pueden modelar los efectos no lineales de la gravedad. Ambas opciones requieren una inversión significativa tanto en teoría como en hardware, pero los últimos años han producido algunas excelentes confirmaciones de la imagen básica.

Como mencionamos en la última sección, el proceso que llevó a la generación de los picos acústicos en el espectro de potencia del CMBR fue impulsado por la presencia de un acoplamiento estrecho entre fotones y bariones justo antes del desacoplamiento. Este fluido caería en los pozos de potencial gravitacional establecidos por la materia oscura (que no interactúa con los fotones) hasta que la presión en el fluido contrarrestara la atracción gravitacional y el fluido se expandiera. Esto llevó a la formación de zonas calientes y frías en el CMBR, pero también a lugares donde la densidad de la materia era un poco más alta gracias a los bariones extra arrastrados por los fotones y áreas donde ocurría lo contrario. Al igual que con el CMBR, el tamaño de estas áreas fue determinado por el tamaño del universo observable en el momento del desacoplamiento, por lo que ciertas escalas físicas se verían reforzadas si se observara el espectro de potencia angular de los bariones. Por supuesto, una vez que el universo pasó por el desacoplamiento, los bariones cayeron en los pozos gravitacionales junto con la materia oscura, pero esas escalas persistirían como "ondulaciones" en el espectro de potencia general de la materia.

Por supuesto, a medida que el tamaño del universo se expandió, la escala física de esas ondulaciones aumentó, llegando finalmente a unos 500 millones de años luz hoy en día. Realizar una medición estadística de objetos separados por esas clases de distancias requiere sondear un volumen muy grande de espacio. En 2005, dos equipos de cosmólogos reportaron mediciones independientes de la característica de bariones esperada. Al igual que con el espectro de potencia del CMBR, esto confirmó que el modelo que los cosmólogos han desarrollado para el crecimiento inicial de la estructura a gran escala era una buena coincidencia con lo que vemos en el cielo.

El segundo método para comprender la estructura a gran escala es mediante simulaciones cosmológicas. La idea básica detrás de todas las simulaciones es esta: si fuéramos un cuerpo masivo y pudiéramos sentir la atracción gravitacional de todos los demás cuerpos masivos en el universo y la geometría general del universo, ¿a dónde iríamos a continuación? Las simulaciones responden a esta pregunta cuantizando tanto la materia como el tiempo. Una simulación típica tomará N partículas (donde N es un número grande; de ahí el término simulación de N cuerpos) y las asignará a una cuadrícula tridimensional. Luego, esas posiciones iniciales se perturban ligeramente para imitar las fluctuaciones iniciales en la densidad de energía de la inflación. Dadas las posiciones de todas estas partículas y habiendo elegido una geometría para nuestro universo simulado, ahora podemos calcular a dónde deberían ir todas estas partículas en el siguiente pequeño intervalo de tiempo. Movemos todas las partículas de acuerdo y luego recalculamos y lo repetimos.

Obviamente, esta técnica tiene límites. Si asignamos una masa dada a todas nuestras partículas, entonces las mediciones de masa por debajo de cierto límite estarán fuertemente cuantizadas (y por lo tanto inexactas). Del mismo modo, el rango de escalas de longitud está limitado: por arriba por el volumen del fragmento del universo que hemos elegido para simular y por abajo por la escala de resolución de nuestras partículas de masa. También existe el problema de que, al menos a escalas pequeñas, la física que determina dónde irán los bariones involucra más que solo la gravedad; la dinámica de gases y los efectos de la formación estelar hacen que simular los bariones (y por lo tanto la parte del universo que realmente podemos ver!) sea desafiante. Finalmente, no esperamos que la distribución exacta de masa en la simulación nos diga algo en particular; solo queremos comparar las propiedades estadísticas de la distribución con nuestro universo. Este artículo discute estos métodos estadísticos en detalle, así como proporciona referencias a los datos observacionales relevantes.

Sin embargo, a pesar de todas estas deficiencias, los esfuerzos para simular el universo han mejorado enormemente en las últimas décadas, tanto desde el punto de vista del hardware como del software. White (1997) revisa los fundamentos de la formación de estructuras mediante simulación, así como las pruebas observacionales que se pueden utilizar para comparar las simulaciones con datos reales. Presenta resultados para cuatro tipos diferentes de modelos, incluyendo tanto el universo de "materia oscura fría" estándar en ese momento como un universo con una constante cosmológica. Esto fue antes de que se publicaran los resultados sobre las supernovas, lo que desmiente la afirmación de que, antes de los datos de las supernovas, la posibilidad de que la constante cosmológica fuera distinta de cero fue ignorada en la literatura cosmológica. Un universo de materia oscura fría (CDM) era el favorito en ese momento, pero los cosmólogos estaban bien conscientes del hecho de que los datos no eran lo suficientemente fuertes para descartar varios modelos variantes.

El artículo de Columbi (1996) es un buen ejemplo de esta conciencia también. En este artículo, se simularon varios modelos que contienen diferentes cantidades de materia oscura caliente y fría, así como intentos de incluir "materia oscura" cálida (es decir, materia oscura que no es altamente relativista, pero que aún se mueve lo suficientemente rápido para tener una presión significativa). Su Figura 7 proporciona una comparativa visual agradable entre las distribuciones de galaxias observadas y los resultados de los diversos universos simulados.

En 2005, el Consortio Virgo lanzó la "Simulación del Milenio"; los detalles pueden encontrarse tanto en la página principal de Virgo como en esta página del Instituto Max Planck de Astrofísica. Utilizando el modelo de concordancia (derivado de la coincidencia de los resultados de los estudios de supernovas, las observaciones de WMAP, etc.), estas simulaciones son capaces de reproducir las distribuciones observadas de galaxias a gran escala bastante bien. A escalas pequeñas, todavía existe cierta discrepancia, sin embargo (véase a continuación una discusión más detallada).

g) Edad de las estrellas

Dado que las estrellas son parte del universo, es lógico deducir que, si la BBT y nuestras teorías sobre la formación y evolución estelar son más o menos correctas, no deberíamos esperar ver estrellas más antiguas que el universo (comparar 3d!). Más precisamente, las observaciones del WMAP sugieren que las primeras estrellas nacieron cuando el universo tenía solo unos 200 millones de años, por lo que deberíamos esperar no ver estrellas más antiguas que unos 13.500 millones de años. Por otro lado, los modelos de evolución estelar nos indican que las estrellas de menor masa (aquellas con una masa aproximadamente 1/10 de la del Sol) se espera que "vivan" durante decenas de billones de años, por lo que existe la posibilidad de un desacuerdo significativo.

Antes de adentrarnos más en este tema, es necesaria cierta nomenclatura. Los astrónomos asignan generalmente la formación estelar a tres generaciones llamadas "poblaciones". La característica distintiva aquí es la abundancia de elementos con masa atómica mayor que el helio (todos estos se refieren como "metales" en la literatura astronómica y la abundancia de metales como la "metalicidad" de la estrella). Como explicamos en la sección 2c, con una aproximación muy buena, la nucleosíntesis primordial produjo solo helio e hidrógeno. Todos los metales se produjeron más tarde en los núcleos de las estrellas. Por lo tanto, las poblaciones de estrellas se separan aproximadamente por su contenido metálico; las estrellas de la Población I (como nuestro Sol) tienen una metalicidad alta, mientras que las estrellas de la Población II son mucho más pobres en metales. Dado que el contenido metálico de nuestro universo aumenta con el tiempo (ya que las estrellas tienen más y más tiempo para fusionar elementos ligeros en otros más pesados), la metalicidad también actúa como un indicador aproximado de cuándo se formó una estrella dada. Las diferentes generaciones estelares también se resumen en este artículo.

Aunque no sea inmediatamente obvio, la abundancia de metales durante la formación estelar tiene un impacto significativo en la población estelar resultante. El problema básico de la formación estelar es que la autogravedad de una nube dada de gas interestelar debe superar la presión térmica de la nube; las nubes donde esto ocurre eventualmente colapsarán para formar estrellas, mientras que aquellas donde no ocurre permanecerán como nubes. A medida que una nube de gas colapsa, la energía gravitacional se transfiere a energía térmica y la nube se calienta. A su vez, esto aumenta la presión y hace que la nube sea menos probable que colapse aún más. El truco, entonces, es radiar esa energía térmica extra tan eficientemente como sea posible para que el colapso pueda continuar. Los metales tienden a tener una estructura electrónica más compleja y son más propensos a formar moléculas que el hidrógeno o el helio, lo que los hace mucho más eficientes para radiar la energía térmica. En ausencia de tales canales, la única manera de resolver este problema es aumentar el lado gravitacional de la ecuación, es decir, la masa de la nube de gas colapsante. Por lo tanto, para una nube interestelar dada, más metales resultarán en una mayor fracción de estrellas de baja masa, en relación con las estrellas producidas por una nube pobre en metales.

El caso extremo en este sentido son las estrellas Population III. Estas fueron la primera generación de estrellas y, por lo tanto, se formaron con prácticamente ningún metal. En consecuencia, su distribución de masa se inclinaba fuertemente hacia el extremo de alta masa del espectro. Algunos de los detalles e implicaciones de esta situación pueden encontrarse en esta charla sobre la reionización y estos dos artículos sobre las primeras estrellas.

Observar directamente esta población de estrellas sería una muy buena evidencia para la BBT. Desafortunadamente, la vida útil de las estrellas (lo que significa el tiempo durante el cual fusionan hidrógeno en sus núcleos para formar helio) disminuye fuertemente con su masa. Para una estrella como nuestro Sol, la vida útil está del orden de 10 mil millones de años. Para las estrellas de la Población III, que se espera que tengan una masa típica alrededor de 100 veces la del Sol, este tiempo se reduce a unos pocos millones de años (un instante, según los estándares cosmológicos). Por lo tanto, debemos observar regiones del universo donde la luz que observamos fue emitida por primera vez cerca del momento en que estas estrellas brillaban. Esto significa que la luz será tanto tenue como altamente desplazada al rojo (z ~ 20). La combinación de estos dos efectos hace que las observaciones desde la superficie terrestre sean en gran medida inviables, pero podrían volverse posibles cuando el telescopio espacial James Webb comience su servicio. Primeros resultados prometedores fueron obtenidos hace poco por el telescopio espacial infrarrojo Spitzer.

Al igual que las estrellas de hoy, las estrellas de la Población III formaron elementos pesados en sus núcleos (mediante fusión nuclear), e incluso elementos aún más pesados cuando sufrieron una supernova. Estos metales se dispersaron por todo el espacio gracias a las explosiones de supernovas y a la formación de estrellas de la Población II. Con la ayuda del enfriamiento por metales, las estrellas de menor masa pudieron formarse, con una masa tan baja que aún están quemándose hoy en día. Las estrellas de la Población II se observan preferentemente en cúmulos globulares que orbitan la galaxia y en el bulbo galáctico. Mediante el uso del diagrama Hertzsprung-Russell, los astrónomos pueden obtener una estimación de cuándo se formaron las estrellas en un cúmulo globular (u otro cúmulo estelar). Esto se explica con más detalle en la Preguntas frecuentes sobre la determinación de distancias a objetos astronómicos o en esta página sobre el Diagrama Hertzsprung-Russell y la evolución estelar.

Un segundo método para determinar la edad estelar es midiendo el contenido de berilio en las capas externas de una estrella. Aplicando esta técnica al cúmulo globular NGC 6397, Pasquini (2004) encontró una edad de 13.4 mil millones de años, más o menos 800 millones de años (más detalles pueden encontrarse en este artículo). Otros estudios como Krauss (2003) y Hansen (2004) obtuvieron resultados similares con métodos relacionados: 12.2 y 12.1 mil millones de años, respectivamente, con errores del orden de 1 a 2 mil millones de años.

Las grandes incertidumbres en estas edades se deben en parte al hecho de que estos métodos dependen crucialmente de nuestra teoría de desarrollo estelar ("evolución estelar"), la cual a su vez depende de nuestra comprensión de las reacciones nucleares que ocurren en las estrellas. A pesar de las energías relativamente bajas, los detalles de algunas de estas reacciones permanecen algo imprecisos.

Recientemente, se obtuvieron nuevos resultados sobre la velocidad de una cadena de reacciones nucleares que es bastante importante en las estrellas, el llamado ciclo CNO. Este estudio (Imbriani 2004) reveló que la velocidad de esta reacción es mucho más lenta de lo que se asumía anteriormente. Esto a su vez implica que las estrellas son más antiguas de lo que se asumía, en algo entre 0.7 y 1 mil millones de años. Usando los datos de Pasquini, esto implica que las estrellas más antiguas de la Vía Láctea tienen entre 14.1 y 14.4 mil millones de años. Esto es más antiguo que la edad del universo determinada a partir de otras mediciones (comparar los datos de WMAP, 2d); pero hay que tener en cuenta los errores relativamente grandes asociados con estas determinaciones de edad (véase arriba). Por lo tanto, estas edades de las estrellas siguen siendo consistentes con la edad del universo determinada de otras maneras.

Como señaló Dauphas (2005), también es posible determinar la edad de la Vía Láctea sin depender de suposiciones sobre los detalles de las reacciones nucleares que ocurren en las estrellas. Utilizó mediciones de la abundancia de uranio (U-238) y torio (Th-232), tanto en el sistema solar como en estrellas de halo de baja metalicidad, para determinar la edad de nuestra galaxia. Su resultado fue de 14.5 mil millones de años, con incertidumbres de -2.2 y +2.8 mil millones de años. Teniendo en cuenta estos márgenes de error, esto es nuevamente consistentemente acorde con la edad del universo determinada por WMAP.

También se debe notar que la edad de las estrellas en galaxias distantes puede determinarse. Para ello, se calculan modelos teóricos de cómo se ve el espectro de una galaxia cuando las estrellas que la componen tienen una cierta edad (véase Jimenez 2004), y se comparan estas predicciones del modelo con los espectros observados de las galaxias. Obviamente, este es un método algo complicado con posibles errores incluso mayores que los de los métodos para determinar las edades de las estrellas en nuestro vecindario.

Sin embargo, hasta ahora los resultados encontrados son consistentes con un universo con una edad finita. En galaxias que están muy lejos de nosotros, las cuales deberíamos ver como se veían cuando aún eran muy jóvenes, solo se encuentran estrellas jóvenes. Por ejemplo, Nolan (2003) encontró que en dos galaxias con desplazamientos al rojo alrededor de 1.5, las estrellas tenían edades de como máximo 3-4 mil millones de años. También se realizó un estudio detallado sobre la historia de formación estelar del universo, utilizando observaciones de las edades de estrellas en galaxias distantes, lo cual mostró que la tasa de formación estelar fue más alta hace aproximadamente 5 mil millones de años (Heavens 2004).

h) Evolución de las galaxias

Las galaxias son también entidades dinámicas, que cambian con el tiempo. Al igual que con la estructura a gran escala, los trazos generales de la formación de galaxias siguen un camino de "agrupamiento jerárquico": las estructuras pequeñas se forman muy temprano y estas se fusionan para formar estructuras más grandes a medida que pasa el tiempo. Dentro de este marco más amplio, algunas galaxias desarrollarán características secundarias como brazos espirales o estructuras en forma de barra, algunas de las cuales serán transitorias y otras que persistirán.

Esta imagen básica nos indica que, si observamos regiones muy distantes del universo (es decir, galaxias con muy alto corrimiento al rojo), deberíamos ver principalmente galaxias pequeñas e irregulares. En gran medida, esto es lo que encontramos (con algunas excepciones notables, como cubriremos más adelante). A partir de 1996, el Telescopio Espacial Hubble tomó una serie de imágenes muy profundas: el Campo Profundo de Hubble, el Campo Profundo del Sur de Hubble y el Campo Ultra Profundo de Hubble. Como cabría esperar, la morfología de las pocas galaxias cercanas en estas imágenes es bastante diferente a la de las galaxias de muy alto corrimiento al rojo.

Otro indicador importante de la evolución galáctica proviene de los cuásares, específicamente de su distribución de corrimiento al rojo. Se cree generalmente que los cuásares son impulsados por agujeros negros supermasivos en los centros de galaxias que están acreciendo materia; a medida que el polvo y el gas caen en el agujero negro, se calientan enormemente y emiten una gran cantidad de energía a través de un amplio espectro. Para la mayoría de los cuásares verdaderos, la cantidad de energía liberada durante este proceso es varias órdenes de magnitud mayor que toda la luz emitida por el resto de la galaxia. Para que este tipo de comportamiento ocurra durante algún tiempo, las galaxias necesitan tener una gran cantidad de polvo y gas libre cerca de sus núcleos. La mayoría de los cuásares observados tienen corrimientos al rojo cercanos a z ~ 2, lo que sugiere que hubo una época particular en la historia del universo cuando las condiciones fueron adecuadas para una gran fracción de galaxias. Para los modelos de estado estacionario del universo, esto es difícil de explicar. Por otro lado, el BBT explica esto bastante claramente al señalar que, en sus primeras etapas de formación, las galaxias tienen una gran cantidad de polvo y gas libre y las colisiones galácticas también fueron más comunes, lo cual podría servir como un mecanismo para desencadenar la actividad de los cuásares.

Dicho esto, cabe señalar que la formación y evolución de las galaxias sigue siendo una cuestión muy abierta dentro de la BBT y no exenta de controversia. Consulte la sección 5d para más detalles.

i) Dilatación del tiempo en las curvas de brillo de supernovas

Como se explica en 2b, la luz que viaja a través del universo en expansión experimenta un corrimiento al rojo (es decir, la longitud de onda se estira hasta valores más grandes a medida que el universo se expande). Dado que la longitud de onda y la frecuencia para un fotón dado están relacionadas inversamente a través de la velocidad de la luz, que es una constante, es obvio que a medida que la longitud de onda aumenta, la frecuencia debe disminuir. Del mismo modo, si la luz de una galaxia lejana varía con el tiempo (como esperaríamos para estrellas variables Cefeidas o púlsares), entonces el tiempo entre estos eventos se estira (recuerde, la frecuencia está relacionada inversamente con el tiempo). Por lo tanto, si observamos esta galaxia desde la Tierra, veremos una variación más lenta que un observador en esa galaxia lejana y la relación entre esos tiempos será exactamente igual a uno más el corrimiento al rojo de la galaxia.

Aunque observar esta dilatación del tiempo con estrellas en galaxias lejanas es difícil, podemos probarla utilizando supernovas en esas galaxias. Las supernovas de tipo Ia, en particular, se sabe que tienen una firma característica, aumentando rápidamente su brillo y luego desvaneciéndose lentamente a lo largo de varias semanas. Esta firma varía algo dependiendo de la composición química exacta de la estrella antes de que sufra su explosión de supernova, pero con un monitoreo cuidadoso podemos compensar este efecto. Este aspecto fue clave para las mediciones de supernovas que dieron la primera indicación de la existencia de la energía oscura y ha sido objeto de muchos papers (por ejemplo, Leibundgut 1996, Riess 1997, Goldhaber 2001 y Knop 2003). Estos papers aclaran que corregir los efectos de la dilatación del tiempo por el corrimiento al rojo es crítico para entender los datos. En particular, Goldhaber descarta un modelo de "sin dilatación del tiempo" a 18 desviaciones estándar. El gráfico de abajo (de Ned Wright) demuestra los hallazgos de Goldhaber.

j) Pruebas de Tolman

Además de predecir que la longitud de onda de la luz debería cambiar a medida que el universo se expande (donde la longitud de onda observada se estira por un factor de (1+z) en relación con la longitud de onda inicial), el BBT también requiere que el brillo superficial de las fuentes de luz disminuya, pero como la cuarta potencia de (1+z). Una consecuencia importante de este efecto es que la emisión térmica de un cuerpo negro a una temperatura dada en algún punto de la historia del universo seguirá apareciendo como un espectro térmico más tarde, pero a una temperatura que es un factor de (1+z) menor (como mencionamos en 2d). Por lo tanto, al medir la desviación del espectro del CMBR observado del de un cuerpo negro perfecto, obtenemos una prueba muy poderosa de la idea de que la expansión del universo sigue el esquema básico del BBT estándar. Esta medición se llevó a cabo con el satélite COBE en la década de 1990 y se encontró que el espectro coincidía con un cuerpo negro en una parte de 10,000 (Mather 1990, Fixsen 1996).

Se han realizado varios intentos de aplicar esta prueba a otros objetos en el universo desde que Tolman estableció la escala de brillo superficial en 1930. La dificultad principal al aplicar esta prueba a cualquier objeto en particular es que, para contrastar el brillo superficial observado con la expectativa, primero se debe conocer el brillo absoluto. La falta de tal "candela estándar" en la cosmología se siente con gran intensidad.

En 2001, una serie de artículos de Lubin intentó aplicar esta prueba a galaxias distantes. Esta es una tarea difícil ya que las galaxias son entidades dinámicas en la escala de tiempo del universo. Experimentan períodos de brotes estelares (formación rápida de estrellas, generalmente en los discos galácticos), se fusionan entre sí, la opacidad del polvo interestelar cambia a medida que aumenta el contenido metálico, y sus estrellas constituyentes cambian de luminosidad a medida que envejecen. El artículo de Lubin intenta tener en cuenta todo esto. Después de incorporar estos efectos en la escala esperada para los brillos superficiales de las galaxias, obtienen resultados que son consistentes con lo que esperan de los modelos de evolución galáctica. Esto no es una indicación tan fuerte de que la relación de Tolman se cumpla como la temperatura de la CMBR, pero es una señal positiva de que la variación respecto a la relación estricta está más o menos comprendida. De hecho, los resultados fueron lo suficientemente sólidos como para que los modelos de "luz cansada" pudieran descartarse utilizando este método.

k) Efecto Sunyaev-Zel'dovich

La imagen que se describió en 2d involucraba a los fotones del fondo de microondas (CMBR) atravesando el universo desde el momento del desacoplamiento hasta que los detectamos aquí en la Tierra sin interactuar con nada a lo largo del camino. Si bien esto es mayormente cierto, no se aplica a todos los fotones. Las regiones alrededor de cúmulos masivos de galaxias están llenas de gas muy caliente e ionizado. Tan caliente, de hecho, que los electrones libres se mueven a velocidades relativistas. Dado que estos son iones libres, pueden interactuar mucho más libremente con los fotones (como durante la fase de plasma del universo). Cuando los fotones del CMBR pasan a través de este gas, aproximadamente el 1% de ellos interactuará con el gas. Dado que los fotones tienen una energía mucho menor que los electrones, la dispersión impartirá energía a los fotones a través del efecto Compton inverso Compton. El resultado es que el espectro del CMBR se distorsiona, con algunos de los fotones desplazados a energías más altas de lo que esperaríamos de un espectro térmico puro. Este es el efecto térmico Sunyaev-Zel'dovich y cuando observamos el CMBR en la dirección de estos cúmulos de galaxias, deberíamos esperar ver los efectos de esta distorsión (esta página también ofrece algunos detalles adicionales).

Como podemos ver de los datos observacionales, este efecto se observa claramente. Dado que esto es indicativo del hecho de que los fotones deben haber pasado a través del cúmulo para llegar hasta nosotros, esto es una fuerte evidencia de que el CMBR es de hecho un fenómeno cosmológico y no producido localmente. Estas observaciones también pueden utilizarse para medir el valor de el parámetro de Hubble. La precisión de la medición está algo limitada ya que depende de los detalles de la distribución del gas caliente dentro del cúmulo, pero los resultados son consistentes con lo que vemos mediante otros métodos.

l) Efecto Sachs-Wolfe integrado

Además del efecto Sunyaev-Zel'dovich, los fotones del CMBR también pueden verse sutilmente afectados por el efecto Sachs-Wolfe integrado. La base de este efecto es el corrimiento al gravitacional, una de las predicciones más básicas de la RG y demostrado experimentalmente por primera vez por Pound y Rebka en 1960. La idea básica es que, cuando los fotones entran en un pozo de potencial gravitacional, adquieren energía extra y cuando salen pierden energía. Por lo tanto, los científicos se refieren a los fotones como que "caen en" y "suben fuera de" los pozos gravitacionales.

A medida que los fotones del CMBR atraviesan la estructura a gran escala del primer plano, atraviesan muchos de estos pozos gravitacionales. Si la profundidad del pozo es estática (o más bien si la profundidad del pozo aumenta al mismo ritmo que la expansión del universo), entonces el cambio neto de energía es cero. Toda la energía que ganan al caer se pierde al subir. Sin embargo, si el universo contiene energía oscura (o tiene una geometría abierta), entonces el universo se expande más rápido de lo que los pozos gravitacionales alrededor de los objetos masivos pueden crecer. Como resultado, los fotones del CMBR no pierden toda la energía que ganaron al caer en los potenciales. Esto hace que el CMBR parezca ligeramente más caliente en la dirección de estos potenciales, que también contienen las concentraciones más altas de galaxias.

Tras el lanzamiento de los datos de WMAP, estudios realizados por Scranton (2003), Afshordi (2004), Boughn (2004) y Nolta (2004) midieron este efecto utilizando galaxias seleccionadas de diversas maneras. La relación señal-ruido en cualquiera de las mediciones no fue muy grande. Sin embargo, tomadas en conjunto (y combinadas con la observación de WMAP de que la geometría del universo se ajusta mejor a un universo plano), proporcionan evidencia significativa de que este efecto es real y se explica mejor mediante el modelo estándar Lambda CMD de la BBT.

m) Materia Oscura

Una queja común respecto a la inclusión de la materia oscura en la cosmología es que constituye un "epiciclo", análogo a los epiciclos de los modelos geocéntricos ptolemaicos del sistema solar. En esta visión, la materia oscura es un palo de apoyo inventado para salvar un modelo que de otro modo no se ajusta a los datos. Aunque es popular entre los críticos del Big Bang, esta postura no resiste un mayor examen.

El origen de la materia oscura como entidad astronómica no proviene de la cosmología, sino más bien del trabajo de Zwicky y Oort en 1933 y 1940, respectivamente. Los estudios de Zwicky sobre las velocidades de las galaxias en grandes cúmulos le convinieron que debía haber más masa presente en los cúmulos (para proporcionar una atracción gravitacional suficiente para evitar que los cúmulos se dispersaran) de la que podía ser explicada por la masa visible de las propias galaxias. Del mismo modo, la medición de Oort de las curvas de rotación de las galaxias (esencialmente, la velocidad orbital de las estrellas alrededor del centro galáctico graficada en función de los radios de las estrellas) sugirió que la masa interior a estas órbitas estelares indicada por la física newtoniana simple no coincidía con la masa inferida por la luz procedente de los centros de esas galaxias. Ambas de estas observaciones fueron realizadas mucho antes de que la cosmología moderna hubiera realmente tomado forma y, por lo tanto, fueron independientes de cualquier necesidad de materia oscura para hacer que las mediciones cosmológicas coincidieran con la teoría. Más información sobre la historia de la materia oscura puede encontrarse aquí y en van den Bergh (1999).

Al igual que el resto de la cosmología, la evidencia actual sobre la materia oscura proviene de una serie de observaciones diferentes:

• Como las observaciones originales de Oort, las mediciones modernas de las curvas de rotación de las galaxias espirales indican que debe haber más masa en estas galaxias de la que podemos ver directamente. La velocidad de una estrella (o nube de gas) en una órbita aproximadamente circular alrededor del centro de una galaxia depende de la masa interior a esa órbita, como nos dice la mecánica newtoniana básica. Por lo tanto, al medir la velocidad de las órbitas estelares en varios radios, podemos convertir eso en un perfil de masa. Faber (1979) ofrece una revisión de varias de tales mediciones de velocidad.
  
  Dos puntos son relevantes aquí: Primero, la masa inferida de estas mediciones es invariablemente mayor de la que se inferiría al observar la materia visible en estas galaxias. Esto fue claro para Oort y sigue siéndolo hoy. Segundo, la distribución de esa materia oscura no es la misma que la de la materia visible. La densidad estelar en una galaxia espiral tiende a disminuir exponencialmente al moverse desde el centro hasta el borde en el plano del disco. El perfil de masa inferido de las curvas de velocidad, por otro lado, disminuye como el inverso del cubo del radio (Prada 2003). Esto no es lo que esperamos para los bariones, los cuales pueden perder energía gravitacional mediante radiación y caer más profundamente en el pozo de potencial gravitacional de la galaxia. Para la CDM, sin embargo, esta opción no está disponible (ya que la materia oscura no interactúa con los fotones) y por lo tanto permanece atrapada en radios más grandes. Las simulaciones de CDM verifican este comportamiento, proporcionando otra pista de que no solo está presente la materia oscura, sino que la mayoría de ella no está hecha de bariones.
• Un juego similar puede jugarse con galaxias elípticas. Estas galaxias no tienen la misma estructura orbital simple que las galaxias espirales, por lo que la observación es algo diferente. En lugar de medir las curvas de velocidad, podemos observar la emisión de rayos X de estas galaxias. Los rayos X se producen por gas extremadamente caliente (temperaturas de millones de grados) que rodea estas galaxias. Sin embargo, al igual que con las estrellas en la galaxia espiral, la masa de la galaxia debe ser suficiente para mantener las partículas del gas gravitacionalmente unidas a la galaxia, por lo que se puede inferir una masa a partir de una medición de la temperatura de rayos X. De nuevo, la masa medida de esta manera supera invariablemente la esperada por la cantidad de materia visible (cf Fabian 1986).
• De manera similar, también se puede observar el movimiento de las galaxias en los cúmulos. Al igual que las estrellas en las galaxias elípticas, los movimientos de las galaxias en estos cúmulos no son órbitas circulares simples. Para obtener una medida de la energía cinética en las galaxias, los astrónomos miden su dispersión de velocidades, esencialmente la varianza de las velocidades observadas para las galaxias en el cúmulo. Si el cúmulo de galaxias es relativamente sin perturbaciones (es decir, no ha experimentado una fusión mayor con otro cúmulo de galaxias), entonces el teorema del virial puede utilizarse para calcular la fuerza gravitacional esperada necesaria para mantener unido un cúmulo de galaxias con una dispersión de velocidades dada. Como se mencionó anteriormente, las mediciones de Zwicky de 1933 de las dispersiones de velocidades de los cúmulos de galaxias fueron el primer indicador de que la masa total de los cúmulos debe ser considerablemente mayor que la materia visible y esto sigue siendo cierto con las mediciones modernas.
• Como mencionamos en 2k, los cúmulos de galaxias están rodeados por un halo de gas ionizado extremadamente caliente. Esto significa que podemos utilizar la misma técnica del ejemplo de nuestra galaxia elíptica anterior para obtener una medida de masa para los cúmulos de galaxias y compararla con la masa visible. Las observaciones de rayos X con el satélite Chandra han revelado efectivamente evidencia de materia oscura; véanse los comunicados de prensa Chandra Descubre "Ríos de Gravedad" que Definen el Paisaje Cósmico y Movimientos del Cúmulo de Galaxias Cercano Revelan la Presencia de una Superestructura Oculta.
• La gran cantidad de masa contenida en los cúmulos de galaxias también los convierte en una excelente fuente de lentes gravitacionales. Una de las predicciones más sorprendentes de la Relatividad General, la lente gravitacional es la desviación de la luz debido a los potenciales gravitacionales. La confirmación de la lente gravitacional por la expedición de Eddington de 1919 fue una de las primeras observaciones importantes a favor de la Relatividad General y la lente sigue siendo una poderosa herramienta cosmológica hoy en día. Para potenciales gravitacionales particularmente fuertes (como los cúmulos de galaxias), la luz de las fuentes detrás de la lente puede viajar realmente por múltiples caminos hacia los observadores en el otro lado de la lente. Esto resulta en imágenes distorsionadas, similares a arcos, del objeto de fondo como las vistas en esta imagen de Abell 2218. El patrón y la forma de estas imágenes son muy sensibles a la masa (y distribución de masa) del objeto que actúa como lente, proporcionando nuestra medida más limpia de las masas de los cúmulos de galaxias y, una vez más, la materia oscura es necesaria para cerrar la brecha entre la masa observada y la masa visible. Una lista de lentes gravitacionales actualmente descubiertas puede encontrarse en el sitio web de la Encuesta CASTLES. Este artículo, Científicos mapean la materia oscura y demuestran que Einstein tenía razón también explica este efecto con cierto detalle.
• Finalmente, tenemos el modelo de concordancia cosmológica actual. Las mediciones de supernovas distantes, las anisotropías del CMBR y la estructura a gran escala apuntan a un modelo que tiene un componente relativamente grande de materia oscura. Además, las dos últimas mediciones también son capaces de diferenciar entre la cantidad de materia en forma bariónica normal y la de materia no bariónica. En el modelo de mejor ajuste, requieren aproximadamente 5 partes de la última por cada parte de la primera.

Una revisión adicional de estas observaciones se proporciona en esta página sobre Materia Oscura.

Por lo tanto, dado que necesitamos un nuevo tipo de materia, una que no interactúe con la luz de la manera en que lo hace la materia normal, surgen varias preguntas: ¿Existe un modelo razonable que pueda ofrecer posibilidades sobre qué es realmente esta materia oscura? Y, de ser así, ¿por qué es que no hemos podido observarla directamente en laboratorios aquí en la Tierra?

Antes de abordar esas preguntas, es importante recordar que no toda la materia oscura es no bariónica. Para estos bariones, el término "oscura" es algo vago. A veces, se interpreta como que no emiten luz en la parte visible del espectro electromagnético; por ejemplo, el gas interestelar e intergaláctico cálido, enanas marrones, agujeros negros y estrellas de neutrones. De estos, solo el primero está actualmente más allá de nuestras capacidades para observarlo directamente; las enanas marrones emiten luz en el infrarrojo, mientras que los agujeros negros y las estrellas de neutrones (o más bien sus entornos) son fuentes fuertes de ondas de radio y rayos X. Teniendo en cuenta todo el espectro electromagnético disponible para los astrónomos, aproximadamente la mitad de los bariones en el universo pueden llamarse "materia oscura" en la actualidad.

Así, habiendo abordado eso, volvemos al sector no bariónico de la materia oscura. Las mejores opciones actuales para candidatos de materia oscura provienen de la física de partículas, donde las teorías actuales de supersimetría ofrecen una gran cantidad de posibilidades. En el Modelo Estándar Supersimétrico Mínimo, cada partícula del Modelo Estándar tiene una partícula supercompañera de mucha mayor masa. Estas partículas solo existirían en abundancia en las etapas más tempranas del universo, pero la más ligera de estas partículas sería estable contra el decaimiento en partículas más ligeras (ya que no existen) y, por lo tanto, permanecería existiendo hoy en día. En escenarios como este, la partícula más ligera es típicamente el neutralino. Una posibilidad aún más exótica, pero ampliamente discutida, es la llamada "axión". Colectivamente, estas partículas se denominan generalmente WIMPs, abreviatura de "partícula masiva de interacción débil".

Durante muchos años, los neutrinos fueron considerados candidatos viables a materia oscura (teniendo la ventaja de que sabíamos definitivamente que existían). Sin embargo, a medida que se acumulaba más evidencia proveniente de la estructura a gran escala y del CMBR, la posibilidad de que los neutrinos pudieran explicar las observaciones se desvaneció. Para coincidir con las observaciones, la materia oscura tenía que ser fría, es decir, moverse lentamente en relación con la velocidad de la luz. Con su masa muy pequeña, los neutrinos son muy fáciles de acelerar hasta velocidades cercanas a la de la luz. Dado que tienen tanta energía cinética, los neutrinos no colapsan fácilmente en potenciales gravitacionales relativamente pequeños. Si fueran la forma dominante de materia oscura, suavizarían la distribución de materia a escalas pequeñas, en claro conflicto con el fuerte agrupamiento a pequeña escala que observamos. De hecho, cuando incluimos información de WMAP, los cosmólogos encuentran que los neutrinos pueden constituir no más del 1.5% de la densidad de energía total en el universo.

A medida que la evidencia de la materia oscura aumentó y la física de partículas pudo proporcionar varios candidatos plausibles, se han iniciado varios experimentos en los últimos años para detectar directamente la materia oscura. Hasta ahora, los experimentos no han logrado una detección definitiva, pero queda un gran espacio de parámetros teóricos por explorar. Para una revisión de las restricciones actuales, estos dos artículos merecen la pena ser leídos.

Otra posibilidad emocionante en el horizonte es el Gran Colisionador de Hadrones. Este experimento en el CERN se espera que alcance energías lo suficientemente altas para buscar partículas supersimétricas, cuyo descubrimiento sería un indicador importante de que nuestras teorías actuales sobre las partículas de materia oscura son una posibilidad fuerte. Por supuesto, también es posible que el LHC encuentre algo completamente nuevo e inesperado.

n) Energía Oscura

En una ráfaga de epíclesis, la energía oscura se añade rápidamente a la lista junto con la materia oscura. Al igual que en el caso de la materia oscura, llamar a la energía oscura un epíclesis insertado para salvar el modelo del Big Bang ignora una serie de hechos del caso. A diferencia de la materia oscura, la única evidencia para la energía oscura proviene de mediciones puramente cosmológicas, pero la existencia de algún tipo de energía oscura formaba parte de la Relatividad General y del modelo del Big Bang desde los días más tempranos de la teoría, algo que apenas se esperaría para un parámetro inventado ad hoc para salvar una teoría. Además, la evidencia para la energía oscura proviene de una amplia variedad de observaciones cosmológicas, cada una con sus propios errores independientes y sesgos sistemáticos. Además, existen argumentos teóricos de que este tipo de energía debería existir.

Primero, examinamos la evidencia observacional.

A mediados de la década de 1990, una serie de observaciones cosmológicas habían alcanzado una precisión suficiente para que resultara difícil reconciliarlas con un universo dominado por materia oscura. Aproximadamente quince años antes, Alan Guth y otros sugirieron una adición a la imagen de la BBT vigente en ese momento: la inflación. La motivación para la inflación fue explicar los problemas del horizonte y de la planitud (básicamente, ¿por qué el universo es tan uniforme y cercano a la planitud si sabemos que estas son soluciones inestables a las ecuaciones que gobiernan la BBT; esto se cubre con más detalle en 3e). Desde ese momento, la inflación se convirtió en una parte estándar de la BBT (y sigue siéndolo hoy en día). Una de las predicciones más genéricas de la inflación fue que la densidad total del universo debería estar muy, muy cerca del valor crítico. Las mediciones de la densidad de materia de los años mediados de la década de 1990, provenientes de cúmulos de galaxias y otras fuentes, consistentemente preferían densidades de materia mucho menores para coincidir con los datos. Al mismo tiempo, las mediciones de las edades de las estrellas más antiguas estaban dando edades que eran inconsistentes con la edad del universo basada en un modelo solo de materia. Un modelo abierto, donde la densidad era menor que el valor crítico, aliviaría estos problemas observacionales en cierta medida, pero sería difícil de conciliar con la inflación, la cual había recibido un fuerte impulso por las mediciones del CMBR de COBE unos años antes. Como resultó, la energía oscura resolvió todos estos problemas dispares. La historia se cuenta con más detalle en este artículo: Energía Oscura: Justo lo que los Teóricos Ordenaron.

Aunque la energía oscura fue una solución posible mencionada con frecuencia para el estado de los problemas a finales de los años 1990, pocos cosmólogos estaban dispuestos a dar ese salto sin una evidencia más sólida. Para muchos cosmólogos, esa evidencia llegó en forma de los resultados de supernovas de 1998. Dos equipos, trabajando de forma independiente y con conjuntos de datos mayormente disjuntos, encontraron que las observaciones de supernovas distantes eran consistentemente más tenues de lo que se esperaría para un universo con solo materia (véase Riess 1998 y Perlmutter 1999). De hecho, encontraron que la expansión del universo había estado acelerándose durante los últimos miles de millones de años, más allá del efecto esperado incluso para un universo abierto. El mejor ajuste a los datos incluía un componente sustancial de energía oscura, suficiente para mantener la geometría del universo plana mientras también coincidía con las mediciones de baja densidad de materia de los cúmulos de galaxias y resolvía la crisis de la edad. Para más detalles, véase esta página: ¿Existe una constante cosmológica no nula?.

Para aquellos que aún se muestran reacios a incluir la energía oscura en sus modelos, la situación se volvió más difícil con la publicación de los resultados del primer año de WMAP. Estas observaciones revelaron que la densidad total del universo estaba muy cerca del valor crítico, clavando el último clavo en el ataúd del universo abierto. Contar con un mapa detallado del CMB también permitió una medición mucho más limpia del efecto Sachs-Wolfe integrado, uno de los indicadores clave de la energía oscura.

Un buen resumen de las diversas líneas de evidencia que apoyan la existencia de la energía oscura también se proporciona en esta página web: Energía Oscura.

Aunque los datos actuales son suficientes para indicar la necesidad de algo como la energía oscura, los detalles de la energía oscura siguen estando en gran parte sin restringir. No sabemos cuál es la ecuación de estado de la energía oscura, si permanece constante o cambia con el tiempo, si la densidad de energía oscura permanece constante en todo el espacio o si se agrupa, etc. Sin embargo, al igual que con la materia oscura, se han propuesto varios modelos potenciales de la física teórica, aunque la física de la energía oscura es generalmente más especulativa que la de la materia oscura. Todos coinciden con los datos actuales, pero, en general, hacen predicciones muy diferentes para las observaciones futuras. Revisaremos brevemente algunos de ellos.

La forma más básica de energía oscura es una constante cosmológica: una densidad de energía suave y constante en todas partes del universo con un parámetro de ecuación igual a -1. Este tipo de campo escalar coincide con la imagen básica del vacío de la teoría cuántica de campos: incluso en ausencia de partículas, las llamadas "fluctuaciones de punto cero" llenarán todo el espacio de manera uniforme. Sin una teoría adecuada de la gravedad cuántica, un cálculo preciso de la magnitud de esta densidad de energía del vacío es imposible (necesitaríamos conocer la cuantización adecuada del espacio y el tiempo para hacerlo). En ausencia de tal teoría, el cálculo más obvio (basado en la masa de Planck) da una densidad de energía del vacío aproximadamente 120 órdenes de magnitud mayor que la densidad de energía que inferimos de las observaciones cosmológicas. Esta desconexión ha sido llamada "la peor predicción jamás hecha en la física teórica", con no poca justificación.

Para reconciliar esta discrepancia, uno podría imaginar que un cálculo completo de las contribuciones de todas las diferentes partes de la teoría se cancelarían en gran medida entre sí, dejando la pequeña densidad remanente de energía del vacío que observamos hoy. Una discusión adicional sobre esta idea (y otras relacionadas) puede encontrarse aquí: ¿Cuál es la densidad de energía del vacío?

Relajando el requisito de que la densidad de energía oscura permanezca constante a lo largo del tiempo, llegamos a la clase de modelos de energía oscura llamados quintesencia . La idea aquí es que, en lugar de depender de una ligera asimetría en la física de partículas para obtener nuestra energía oscura, proponemos la existencia de un tipo de campo (hasta ahora enteramente hipotético); recuerde que, en la teoría cuántica de campos, "partículas" y "campos" son en gran parte lo mismo. Al igual que para la energía del vacío, la ecuación de estado para este campo es negativa. Sin embargo, ya que está asociado con un campo en lugar de una parte innata del espacio-tiempo, la densidad de energía y la ecuación de estado pueden cambiar con el tiempo. Dependiendo de los detalles del modelo, esta flexibilidad puede ayudar a explicar el "problema de la coincidencia cósmica": el hecho de que la densidad de energía de la energía oscura y la materia sean casi iguales hoy nos sitúa en un punto relativamente raro en la historia de nuestro universo, similar a simplemente estar en el lugar exacto donde dos trenes transcontinentales se cruzan. Los datos actuales son suficientes para restringir una evolución muy fuerte en la ecuación de estado, pero los cambios más pequeños asociados con algunas variedades de quintesencia siguen siendo modelos viables.

En resumen, aunque la materia oscura cuenta con varios modelos prometedores y su detección directa es una posibilidad muy real en un futuro cercano, la energía oscura sigue siendo un misterio. Existen varios modelos que explican los datos actuales, pero ninguno de ellos es tan maduro como los modelos de materia oscura. Las observaciones futuras podrán imponer restricciones más estrictas tanto a la ecuación de estado actual como a su cambio a lo largo del tiempo, pero probar estos modelos en detalle es extremadamente desafiante. Al igual que en cualquier área de investigación teórica actual, simplemente tendremos que esperar a que estén disponibles más datos y la teoría haya avanzado antes de hacer afirmaciones más detalladas.

z) Coherencia

En la discusión anterior, hicimos frecuentes referencias al hecho de que muchas diferentes clases de observaciones cosmológicas se combinan para producir el modelo concordancia Lambda CDM que la mayoría de los cosmólogos utilizan hoy en día. Esto no debe interpretarse como un conjunto de observaciones todas contingentes entre sí para el apoyo mutuo, donde la eliminación de una observación cause el colapso de toda la estructura. Por el contrario, se trata de encontrar intersecciones entre líneas de evidencia mutuas para localizar la mejor solución global. Incluso si datos futuros muestran que nuestra interpretación de una línea es incorrecta, las otras permanecen en gran medida sin afectar.

Como ejemplo, considere el artículo del equipo WMAP titulado Determinación de Parámetros Cosmológicos. La edad del universo obtenida a partir de las mediciones de WMAP es consistente con los métodos de edades estelares observadas. La relación entre bariones y fotones es consistente con la relación entre deuterio y helio predicha por la nucleosíntesis primordial. La constante de Hubble es consistente con mediciones de supernovas distantes, la relación de Tully-Fisher y los brillos superficiales de las galaxias. Del mismo modo, el modelo cosmológico derivado de las mediciones de WMAP es consistente con las mediciones de la estructura a gran escala obtenidas de sondeos como el Sloan Digital Sky Survey (SDSS) y el Two-Degree Field Survey (2dF). Si estos resultados individuales no fueran compatibles entre sí, entonces no veríamos una mejora en las restricciones de los parámetros al combinar los conjuntos de datos. El hecho de que sí observemos una mejora es evidencia de que la teoría, efectivamente, se mantiene coherente.

3) Problemas y Objeciones

Esta sección abordará una serie de objeciones comunes a la BBT. Estas no son alternativas completas a la BBT (abordaremos eso en la siguiente sección), sino objeciones a la base fundamental de la BBT o a reinterpretaciones radicales de los datos físicos.

a) "Nada puede venir de la nada" - la primera ley de la termodinámica

La simple afirmación "algo no puede salir de la nada", por sí misma, no es muy convincente. De la teoría cuántica de campos, sabemos que algo sí surge efectivamente de la nada: a saber, las "fluctuaciones del vacío". En el caso más simple, un electrón, un positrón y un fotón pueden aparecer efectivamente de la nada, existir durante un breve tiempo y luego aniquilarse, sin dejar una creación neta de masa o energía. Se ha encontrado apoyo experimental para este tipo de efecto en una serie de diferentes experimentos. Véase, por ejemplo, la página de Wikipedia sobre el efecto Casimir.

El punto común para todos estos efectos es que no violan ninguna ley de conservación conocida de la física (por ejemplo, la conservación de la energía, el momento y la carga). Algo puede salir de la nada siempre que estas leyes de conservación lo permitan. Pero la gente a menudo argumenta que la teoría del Big Bang viola la conservación de la energía (que es esencialmente la primera ley de la termodinámica).

Existen varios contraargumentos válidos contra esto: primero, como ya se ha señalado, el BBT no trata sobre el origen del universo, sino sobre su desarrollo con el tiempo. Por lo tanto, cualquier afirmación de que la aparición del universo "de la nada" es imposible no tiene nada que ver con lo que el BBT aborda realmente. Del mismo modo, aunque las leyes de la termodinámica se aplican al universo actual, no está claro que necesariamente se apliquen al origen del universo; simplemente no lo sabemos. Finalmente, no está claro que se pueda hablar sensatamente de un tiempo "antes del Big Bang". El "tiempo" es una parte integral de nuestro universo (de ahí el término de la RG "espacio-tiempo"), por lo que no está claro cómo caracterizar exactamente la energía antes y después del Big Bang de una manera lo suficientemente precisa para concluir que no se conservó.

Asumiendo que tenemos alguna manera de manejar nociones de tiempo fuera de nuestro espacio-tiempo, el universo apareciendo de la nada solo violaría la primera ley de la termodinámica si la energía antes fuera diferente de la energía después. Probablemente todas las personas estarán de acuerdo en que la "nada" debería tener una energía de cero; por lo tanto, la ley solo se viola si la energía del universo es no nula. Pero existen argumentos sólidos de que la energía del universo debería ser exactamente cero.

Esta conclusión es algo contraintuitiva a primera vista, ya que obviamente toda la masa y radiación que vemos en el universo tiene una enorme cantidad de energía asociada. Sin embargo, este recuento ignora la energía potencial gravitatoria dentro del universo. En el límite newtoniano, podemos obtener una idea de esta contribución considerando el ejemplo estándar de un cohete que abandona la Tierra, con una velocidad suficiente para "escapar" de su campo gravitatorio. Al viajar cada vez más lejos de la Tierra, la velocidad del cohete se vuelve cada vez menor, hasta llegar a cero "en el infinito". Por lo tanto, el cohete no tiene energía restante "en el infinito" (despreciando aquí su "energía en reposo", que es irrelevante para el argumento). Aplicando la conservación de la energía, se deduce que la energía del cohete también era cero cuando abandonó la Tierra. Pero tenía una alta velocidad en ese momento, es decir, una gran energía cinética. Por lo tanto, la energía potencial gravitatoria que tenía en la Tierra era negativa. Para otra explicación, véase, por ejemplo, esta entrada sobre Energía gravitatoria negativa.

En un artículo de Nature en 1973, E. Tryon esbozó un argumento de que la energía potencial gravitacional negativa del universo tiene la misma magnitud que la energía positiva contenida en sus contenidos (materia y radiación), y por lo tanto la energía total del universo es efectivamente cero (o al menos muy cercana a cero).

Parte de la dificultad aquí es que el concepto de "energía gravitacional" es esencialmente newtoniano. En la Relatividad General (RG), el principio de equivalencia hace que definir una energía gravitacional que pueda ser coherentemente vista desde todos los marcos de referencia sea problemático. Del mismo modo, la idea de la "energía total del universo" es difícil de definir adecuadamente. Misner, Thorne y Wheeler (uno de los textos estándar sobre RG) discuten esto en detalle en el capítulo 20 de su libro.

Otro enfoque es el "Hamiltoniano" o "función Hamiltoniana" de Wald para la RG, tal como se deriva en su texto sobre RG. En la física clásica, esta función puede (casi siempre) interpretarse como que representa la energía total de un sistema dado. Usando este formalismo, Wald muestra que, para un universo cerrado, el Hamiltoniano es cero. Argumentos similares pueden aplicarse al mismo efecto para un universo plano, aunque para un universo abierto la formulación del Hamiltoniano resulta indefinida.

Otros esfuerzos para abordar la conservación de la energía en la Relatividad General han utilizado los llamados "pseudo-tensores". Este enfoque fue intentado por Einstein, entre muchos otros. Sin embargo, la visión actual es que los modelos físicos adecuados deben formularse utilizando únicamente tensores (véase nuevamente Misner, Thorne y Wheeler, capítulo 20), por lo que este enfoque ha caído en desuso.

Sin embargo, esto nos deja con cierto dilema: en ausencia de una definición adecuada de la energía potencial gravitatoria, la ley de conservación de la energía de la mecánica clásica claramente no se cumple en la RG. Por lo tanto, para cualquier teoría basada en la RG, como la BBT, la conservación de la energía claramente no es algo que se pueda utilizar en su contra. En consecuencia, el argumento basado en la primera ley de la termodinámica se vuelve irrelevante. Para una discusión más detallada sobre este tema, consulte esta página de preguntas frecuentes sobre la conservación de la energía en la RG.

b) El universo altamente ordenado de hoy no podría haber surgido de una explosión - la segunda ley de la termodinámica

Este argumento es una variante del chiste recurrente creacionista estándar sobre la evolución creando orden a partir del desorden, en aparente violación de la segunda ley de la termodinámica. Por supuesto, el contraargumento estándar es que dicha formulación solo se aplica a sistemas aislados, a diferencia de la Tierra.

Si estamos hablando del universo, por otro lado, no está claro que esta réplica sea aplicable. Después de todo, el universo, tanto como sabemos, es el sistema aislado definitivo, con energía que no entra ni sale del sistema. Sin embargo, aplicar esta forma simple de la segunda ley al universo presenta algunas complicaciones.

El error común sobre el Big Bang es que se trata de una explosión de materia en un espacio ya existente. Esto no es cierto. Por el contrario, la BBT sostiene que el propio espacio-tiempo se expandió. Obviamente, cualquier afirmación acompañada de la idea de que el Big Bang explotó para crear orden debe ser tomada con pinzas.

Además, nuestras concepciones cotidianas de "orden" y "desorden" no se aplican realmente a la cantidad física llamada "entropía". De hecho, como se demostró por Kolb & Turner, la entropía del universo primitivo era extremadamente baja. Esto tiene sentido si uno recuerda que, en las etapas muy tempranas del universo, la distribución de materia y energía estaba muy, muy ordenada, como lo demuestra la uniformidad del CMBR. Por lo tanto, se podría caracterizar toda la distribución de materia y energía en el universo con un solo número (la temperatura) con una aproximación muy buena. Comparemos eso con el universo que vemos ahora, lleno de distribuciones complicadas y desordenadas de galaxias, estrellas y gas. La cantidad de entropía en estos objetos es enorme (recuerde nuestra discusión anterior sobre la falta de órbitas coherentes para las estrellas en galaxias elípticas y galaxias en cúmulos de galaxias). Por lo tanto, la idea de que la entropía del universo haya disminuido de alguna manera, violando la segunda ley de la termodinámica, es en gran parte insensata.

Irónicamente, sin embargo, esta objeción fácil conduce a una pregunta mucho más seria: dado que la entropía del universo solo ha aumentado, ¿cómo pudo tener una entropía tan baja cuando vino a ser? En la actualidad, esto sigue siendo una pregunta abierta en la cosmología. Obviamente, muchos de los problemas que hemos delineado en la sección anterior respecto al tiempo antes del Big Bang y la aplicabilidad de las leyes físicas en el origen del universo entran en juego aquí, pero, hasta ahora, no hay una respuesta simple.

c) Teoría ateísta

Al igual que con la evolución, BBT es a menudo tachado por los creacionistas de la Tierra joven como otra teoría inventada de la nada por ateos que buscan negar que Dios creó el universo y todo lo que contiene. Obviamente, esto no es un argumento científico bajo ninguna interpretación, y, al igual que la acusación similar dirigida contra la evolución, la afirmación es falsa a primera vista.

El BBT no solo es aceptado por la mayoría de las denominaciones cristianas (y otras religiosas) mainstream, sino también incluso por creacionistas de la Tierra antigua como Hugh Ross. Algunos filósofos cristianos incluso intentan utilizar el BBT como evidencia de la existencia de un creador: señalan, por ejemplo, que esta teoría científica coincide con la Biblia en el punto de que el universo tuvo un comienzo, que la luz vino primero (aunque esto es una representación cruda de lo que realmente dice el BBT), etc. Para artículos que contienen discusiones de este tipo de argumentos, véase, por ejemplo, la página Física y Religión.

Finalmente, debe señalarse que Lemaître, uno de los creadores de la TBB (las ecuaciones centrales de la TBB se denominan a menudo las "ecuaciones de Friedman-Lemaître"), ¡era en realidad un sacerdote jesuita!

d) ¿Estrellas más antiguas que el universo?

Este es un problema obsoleto, pero aún aparece ocasionalmente en algunos panfletos creacionistas y anti-BBT. Abordamos parte de esto en la sección de energía oscura, pero lo reiteraremos para mayor claridad.

A mediados de la década de 1990, las mejores estimaciones del parámetro de Hubble actual situaban su valor alrededor de 80 km/s/Mpc, no muy lejos del valor actual mejor estimado de alrededor de 72 km/s/Mpc y bien dentro del margen de error. En ese momento, el modelo teórico por defecto basado en las predicciones de la inflación y las observaciones del CMBR provenientes de COBE era un universo plano y dominado por la materia. Bajo este modelo, los valores del parámetro de Hubble daban una edad estimada del universo de alrededor de 10 mil millones de años. Al mismo tiempo, las estimaciones de edad para las estrellas más antiguas de nuestra galaxia estaban entre 13 y 18 mil millones de años. Este conflicto se denominó la "Crisis de la Edad".

Poco después, dos mejoras en los datos resolvieron este aparente enigma. Primero, el satélite Hiparco proporcionó estimaciones más precisas de las distancias a las estrellas utilizadas en las mediciones de la edad. Estas nuevas distancias fueron mayores que las mediciones anteriores, lo que, a su vez, significaba que las estrellas en cuestión eran más luminosas de lo que se creía anteriormente. Al incorporar este factor en los cálculos de la edad, se redujo el rango de edades esperadas en unos miles de millones de años. Segundo, las mediciones de supernovas distantes y las posteriores mediciones de anisotropía del CMBR demostraron la necesidad de la energía oscura en el modelo cosmológico estándar. La inclusión de este término adicional cambió la estimación de la edad del universo, llevándola al valor actual de 13.7 mil millones de años. Esta combinación de efectos resolvió elegantemente la Crisis de la Edad.

h) Arp

Halton Arp es un astrónomo profesional, anteriormente asociado con el Observatorio Palomar, que ahora trabaja en los Laboratorios Max Planck en Alemania. A lo largo de muchos años de observaciones (y de un número de artículos publicados), ha llegado a la conclusión de que el corrimiento al rojo medido para muchos objetos distantes no es de naturaleza cosmológica. Esto va más allá de las velocidades peculiares discutidas anteriormente; en el modelo de Arp, los corrimientos al rojo son intrínsecos y no tienen ninguna relación con la distancia.

La base de esta conclusión es que muchas parejas de galaxias (o galaxias apareadas con cuásares) parecen indicar algún tipo de asociación física, a pesar de las grandes diferencias en el corrimiento al rojo (y, por lo tanto, en la distancia, si utilizamos el modelo estándar del Big Bang). Por ejemplo, el brazo de una galaxia espiral puede parecer extenderse hacia un cuásar cercano o (como muestra esta historia) un cuásar puede incluso parecer situarse dentro de una galaxia. Arp ha publicado un catálogo completo de estas asociaciones discordantes de corrimiento al rojo.

Las afirmaciones de Arp son respaldadas por algunos otros astrónomos, más notoriamente Gregory y Margaret Burbidge. La mayoría de los astrónomos, sin embargo, rechazan sus afirmaciones, señalando que sus observaciones son explicables por superposiciones accidentales de objetos en el cielo. Calcular la probabilidad exacta de un conjunto dado de superposiciones puede ser bastante difícil y los partidarios y detractores de Arp generalmente discrepan sobre si los cálculos de Arp en esta línea son válidos.

Recientemente, un estudio de Scranton et al (2005) puede haber aportado algo de luz a esta controversia. Utilizando datos del Sloan Digital Sky Survey, las posiciones de 200.000 cuásares se correlacionaron con las posiciones de 13 millones de galaxias. En el modelo de Arp, las galaxias y los cuásares están físicamente asociados entre sí y, por lo tanto, se esperaría que correlacionar ambas poblaciones pareciera mucho como correlacionar las galaxias consigo mismas. Por otro lado, el modelo del Big Bang nos dice que los cuásares están mucho más lejos que las galaxias en esta muestra, por lo que la correlación cruzada debida al agrupamiento gravitacional real debería ser casi nula. En su lugar, deberíamos observar una correlación cruzada inducida debido a la lente gravitacional de los cuásares por las galaxias de primer plano. Esta señal es mucho más pequeña que la esperada según el modelo de Arp y cambia de signo dependiendo de la población de cuásares. Cuando los investigadores del SDSS realizaron la medición, los resultados coincidieron con las expectativas del modelo del Big Bang con una alta significancia estadística. Más detalles pueden encontrarse en este artículo y esta discusión.

i) Tifft

Otra figura popular entre quienes disputan la BBT es William Tifft. Su reclamo a la fama también se refiere al corrimiento al rojo. A diferencia de Arp, él no examinó correlaciones entre objetos diferentes. Más bien, afirmó haber descubierto una estructura periódica en los corrimientos al rojo: los corrimientos al rojo no pueden tener ningún valor arbitrario, sino que están "cuantizados". Por lo tanto, solo esperaríamos medir corrimientos al rojo en múltiplos enteros de algún valor fundamental; consulte Tifft (1997) para una revisión. Como el reclamo de Arp, esto arrojaría una gran cantidad de sospechas sobre la interpretación tradicional del corrimiento al rojo. Como Arp, Tifft tiene su cuota de partidarios, incluidos algunos creacionistas. Los reclamos de Tifft aparecen en el artículo de Barry Setterfield sobre El vacío, la velocidad de la luz y el corrimiento al rojo.

Desafortunadamente para la afirmación de Tifft, la escala de cuantización para los corrimientos al rojo ha seguido disminuyendo a medida que se ha hecho disponible más datos. El valor inicial fue de 72.46 km/s. Observaciones posteriores redujeron este valor a 36.2 km/s, 8.05 km/s y finalmente 2.68 km/s. Escalado contra la velocidad de la luz, esto sugiere una cuantización en z de aproximadamente 0.00001, que está ligeramente por encima (o incluso por debajo) de la precisión para muchas mediciones comunes de corrimiento al rojo.

La explicación más probable para las mediciones originales de Tifft es la presencia de estructura a gran escala. Las galaxias no están distribuidas aleatoriamente por todo el universo. En su lugar, se agrupan en cúmulos, "paredes" y "filamentos" gracias a su mutua atracción gravitacional. Del mismo modo, este agrupamiento da lugar a grandes vacíos entre estas estructuras. Si uno mirara solo un haz largo y estrecho a través de esta estructura (un sondeo de "haz lápiz" -- como se hizo para la mayor parte de los catálogos tempranos de corrimiento al rojo), uno naturalmente esperaría ver cierta "cuantización" como reliquia de esta interacción gravitacional. Cuando los astrónomos pudieron utilizar una muestra mucho más grande y amplia de corrimientos al rojo de galaxias, como el sondeo de galaxias 2dF, encontraron ninguna evidencia de la cuantización de Tifft (Hawkins 2002). Algunos partidarios de Tifft objetaron que el estudio miró cuásares en lugar de (galaxias cercanas), pero esa queja parece un poco extraña -- después de todo, si el corrimiento al rojo está cuantizado, debería estar cuantizado en todas partes, no solo en nuestro "vecindario".

4) Modelos cosmológicos alternativos

Antes de adentrarnos en las alternativas, debe enfatizarse que no se ha diseñado ninguna alternativa al BBT que pueda explicar el amplio rango de observaciones cubiertas por el BBT actual. Esto no significa que tal modelo sea imposible, sino simplemente que aún no se ha encontrado. En todos los casos discutidos a continuación, algún subconjunto de los datos actuales se ignora o se desvía de alguna manera (por ejemplo, la afirmación de que los datos no son cosmológicos, sino que se deben únicamente a algunos efectos locales aún no descritos).

El propósito de esta sección no es refutar definitivamente cada uno de estos modelos (a menudo eso es una pregunta frecuente en sí misma). En su lugar, simplemente describiremos brevemente cada modelo y los contraargumentos asociados, y proporcionaremos enlaces a discusiones más detalladas.

a) Estado Estacionario y Cuasi-Estado Estacionario

En 1948, H. Bondi, T. Gold, y F. Hoyle desarrollaron el modelo del Estado Estacionario como una alternativa al modelo del Big Bang de Lemaitre-Friedman descrito décadas antes. Este modelo sostenía que el principio cosmológico era válido no solo para el espacio, sino también para el tiempo: el universo siempre había parecido y siempre parecerá lo mismo que hace hoy. Este modelo aceptaba la noción de un espaciotiempo en expansión (de hecho, la expansión era exponencial), pero la densidad de materia se mantenía en un nivel constante mediante la creación continua de materia. Además, la densidad de materia era igual al valor crítico necesario para mantener la geometría del espacio plana.

En ese momento, este modelo era una alternativa viable al BBT estándar. Era coherente con los datos disponibles en ese momento y explicaba algunos problemas del modelo estándar que parecían ser problemáticos. Sin embargo, observaciones posteriores como la abundancia de elementos ligeros y el descubrimiento del CMBR pusieron en serio duda la validez del modelo del Estado Estacionario. En este punto, la mayoría de los cosmólogos abandonaron este modelo a favor del BBT.

Sin desanimarse, Hoyle (junto con Burbidge y Narlikar) actualizó el modelo del Estado Estacionario en 1993, denominando a la extensión el modelo Estado Estacionario Cuasi. Al igual que con el modelo del Estado Estacionario, el universo ha existido siempre. Sin embargo, en esta modificación, el universo experimenta pulsaciones, alternando expansión y contracción. El "rebote" al final de cada etapa de colapso es causado por un campo con densidad de energía negativa, algo análogo a la energía oscura en el modelo estándar del Big Bang. Esto permite que el modelo incorpore más de la evidencia observacional que la versión anterior, pero falla en varios puntos, incluyendo la expansión acelerada detectada desde entonces. Para más detalles, consulte la página de Ned Wright sobre Errores en los Modelos del Estado Estacionario y Cuasi-SS.

b) MOND

MOND es un acrónimo de "Modificación de la Dinámica Newtoniana". La idea fundamental detrás de MOND proviene de la discrepancia entre la cantidad y distribución de materia inferida a partir de la luz visible en galaxias espirales y la dada por examinar las velocidades de las estrellas en esas galaxias. La interpretación estándar de estos datos es que las galaxias contienen materia oscura. MOND explica estos datos modificando la forma en que funciona la gravedad. Propuesto por Milgrom (Milgrom 1983), MOND dice esencialmente que para grandes distancias (fuerzas pequeñas), la ley de gravedad de Newton ya no es válida, sino que debe ser modificada. Usando ese enfoque, es posible explicar cuantitativamente las curvas de rotación de las galaxias.

Aunque MOND explica las curvas de rotación de las galaxias espirales, estas están lejos de ser la única evidencia de materia oscura. Como detallamos anteriormente, existe una amplia variedad de evidencia para la materia oscura, no toda relacionada con medidas dinámicas como las curvas de rotación (por ejemplo, la lente gravitacional, donde la desviación de la luz en la Relatividad General es el doble de la predicha por la dinámica newtoniana y MOND). No está claro en absoluto si MOND puede también explicar consistentemente todas estas observaciones (véase Aguirre 2001 o Sanders 2002). Más específicamente, observaciones de 2002 con el Observatorio de Rayos X Chandra encontraron evidencia más directa en contra de MOND. El gas caliente emisor de rayos X alrededor de la galaxia NGC 720 forma una nube elipsoidal. Esto, a su vez, requiere un pozo de potencial gravitacional elipsoidal. Si bien esto es posible con materia oscura, la escala de aceleración uniforme de MOND conduce inmediatamente a un pozo de potencial gravitacional esférico.

Desde un punto de vista teórico, existen varios problemas además. Fundamentalmente, MOND es una modificación ad hoc de una teoría de la naturaleza de lo contrario bien sustentada. Este tipo de enfoque puede ser apropiado como marco fenomenológico para un experimento u observación particulares, pero, en el caso general, no hay razón para que funcione. Un ejemplo de esto es que, aunque esta formulación funciona muy bien para galaxias espirales, donde hay movimiento coherente de objetos de pequeña masa alrededor de una masa grande y centralmente concentrada, falla por completo en casos donde las escalas de masa son más igualadas, por ejemplo, las galaxias en un cúmulo. ¿Son las distancias entre galaxias grandes o pequeñas en relación con la escala de MOND? ¿Desde qué punto definimos distancia y aceleración? Con este tipo de limitación, convertir MOND en una teoría completamente relativista ha resultado extremadamente difícil.

Recientemente, Bekenstein propuso una nueva teoría (esencialmente una extensión de la RG) que podría superar varios de los problemas del modelo de Milgrom para MOND (Bekenstein 2004), pero aún no está claro cómo puede abordar bien la evidencia disponible. El trabajo sigue en curso, pero hay una breve discusión en el artículo ¿Estaba Einstein equivocado? en el blog Universo Absurdo. Hasta que el modelo propuesto por Bekenstein sea analizado más a fondo, MOND sigue siendo principalmente un ejercicio teórico sobre hasta qué punto se pueden empujar las alternativas a la RG mientras se mantiene la consistencia con el conjunto de datos global (evidencia cosmológica así como pruebas de la RG dentro de nuestro sistema solar y galaxia).

c) Luz cansada

Este no es un modelo único, sino un término colectivo para diversas ideas que intentan explicar el corrimiento al rojo observado mediante mecanismos distintos a la expansión cosmológica. Existen una variedad de enfoques, pero todos buscan demostrar que la luz pierde energía de una u otra manera de forma natural mientras viaja a grandes distancias.

A diferencia de MOND, que genera ocasionalmente artículos de revistas, los modelos de luz cansada tienen esencialmente ningún apoyo entre los cosmólogos profesionales. Esto se debe principalmente a que disponemos de una gran cantidad de evidencia que muestra que el universo se expande efectivamente, siguiendo las predicciones de la Relatividad General (GR), lo que hace que una explicación alternativa al corrimiento al cosmológico sea en gran medida irrelevante. Peebles aborda muchas de las observaciones que contradicen la luz cansada en su texto de cosmología, incluyendo, por ejemplo, la prueba de Tolman. La evidencia recopilada desde que se escribió ese texto, como la dilatación del tiempo de las curvas de luz de supernovas y el cambio de la temperatura del CMBR con el corrimiento al rojo, solo añade peso al caso en contra de la luz cansada. Ned Wright también tiene un FAQ específico que refuta la luz cansada.

d) Cosmología del plasma

En 1991, Eric Lerner publicó el libro The Big Bang Never Happened, en el cual afirmó varios problemas con el modelo estándar del Big Bang y promovió una teoría alternativa, basada en la física de plasmas. Según ese modelo, el universo es infinitamente antiguo y experimenta ciclos (similar a la teoría del estado estacionario cuasi-estable de Hoyle et al., véase 4a). En la cosmología de plasmas, el electromagnetismo es la fuerza dominante para la formación de galaxias y estructuras a gran escala, en lugar de la gravedad.

Los argumentos de Lerner en contra de la BBT están muy lejos de ser convincentes. Él afirma que las ideas actuales sobre la formación de estructuras (las pequeñas fluctuaciones de densidad crecen a través de interacciones gravitacionales con su entorno local) no pueden explicar la estructura a gran escala observada del universo. Esto ignora convenientemente las simulaciones por computadora que demuestran la capacidad de este mecanismo para generar estructuras que coinciden estadísticamente con las observaciones (ver 2f). También niega la existencia de materia oscura y energía oscura, repitiendo la idea de que son epícles añadidas a la teoría cuando esta no cumplió las expectativas. Esto es claramente falso tanto para la materia oscura como para la energía oscura. También afirma que los valores para la cantidad de materia oscura están en constante cambio. Esto ignora el hecho de que las mediciones tempranas tenían barras de error relativamente grandes debido a tamaños de muestra pequeños. A medida que los datos disponibles han aumentado y la precisión ha mejorado, los valores de una variedad de métodos han convergiado adecuadamente. Lerner también señala que la materia oscura aún no ha sido detectada directamente en la Tierra, ignorando nuevamente el hecho de que los aceleradores de partículas y otros métodos de detección directa aún no han alcanzado las energías o sensibilidades consideradas necesarias para una detección positiva. La lista continúa y continúa.

Al mismo tiempo, las afirmaciones de Lerner sobre la capacidad del modelo de cosmología de plasma para describir las observaciones correctamente son simplemente incorrectas. Ned Wright ha escrito una refutación de muchos de los argumentos de Lerner, que pueden encontrarse en la página Errores en "The Big Bang Never Happened". No siempre está directamente en el punto, pero contiene suficiente información para dejar claro que los argumentos de Lerner son simplemente infundados. Lerner ha respondido a la crítica de Wright, pero sus argumentos no mejoraron —y simplemente ignora varios de los argumentos de Wright.

Como muchos creacionistas, Lerner también tiene el mal hábito de citar artículos científicos para respaldar su postura cuando, en realidad, estos van en contra de sus afirmaciones. Un buen ejemplo de esto es el artículo de Scranton et al (2003), que encontró evidencia de la existencia de la energía oscura midiendo el efecto Sachs-Wolfe integrado. Lerner ignora las conclusiones del artículo, afirmando que demuestra una discrepancia entre el modelo del Big Bang (BBT) y las observaciones. Las mediciones del efecto ISW son efectivamente inconsistentes con un universo plano compuesto solo de materia, pero concuerdan muy bien con lo que se esperaría de un universo Lambda CDM. De hecho, esta medición fue una verificación importante para diferenciar entre ambos modelos. Lerner juega un juego similar con las predicciones sobre los tamaños de los vacíos en la estructura a gran escala local. Estos se predice que sean mucho más grandes para un universo Lambda CDM que para un universo compuesto solo de materia, y Lerner señala a este último como que está en conflicto con los datos, ignorando que el primero concuerda bastante bien.

e) Humphreys

También hay creacionistas que intentaron reemplazar el BBT con sus propios modelos, siendo el más destacado entre ellos Dr. Russell Humphreys. Su modelo, contenido en su libro Starlight and Time, es avalado por varias organizaciones creacionistas, incluyendo el Institute for Creation Research y Answers in Genesis - esto a pesar del hecho de que fue ampliamente disputado incluso entre los propios creacionistas y que los editores de los actas del congreso para el International Conference on Creationism en 1994 concluyeron que aparentemente es defectuoso (véase el artículo The current state of creation astronomy publicado por el ICR, hacia el final).

El núcleo del modelo de Humphreys es el abandono del principio cosmológico. En su lugar, propone que el universo no es uniforme, sino que tiene la forma de una esfera con un radio finito. En el modelo, el universo originó en un único punto en el centro de la esfera. En efecto, el modelo de Humphreys da vida a muchas de las ideas erróneas comunes sobre lo que realmente dice el BBT sobre el origen del universo.

Humphreys intenta aplicar la RG a la distribución resultante de la materia, afirmando que la dilatación temporal gravitacional hará que el tiempo transcurra más rápido cuanto más lejos se esté del centro. Si se postula que la Tierra está muy cerca del centro del universo, Humphreys afirma que esto resuelve un problema central para los creacionistas de la Tierra joven: cómo resolver la evidencia de un universo antiguo con su exigencia de que la Tierra fue creada dentro de los últimos 10.000 años (más o menos).

Humphreys modela el centro del universo como un "agujero blanco", el opuesto de un agujero negro (en lugar de que la materia fluya solo hacia adentro, un agujero blanco emite constantemente materia y energía). No explica por qué ese agujero blanco ya no parece existir (notaríamos el flujo extremadamente fuerte de rayos X, por lo menos), pero eso está lejos de ser el único problema con el modelo. En particular, Humphreys distorsiona gravemente el tratamiento estándar de la Relatividad General para la dilatación temporal gravitacional: para que el tiempo pase más rápidamente lejos de la Tierra, necesitaríamos estar cerca de un agujero negro, no de un agujero blanco. Humphreys intentó salvar su modelo afirmando posteriormente una dilatación temporal dentro del agujero blanco, pero esto era igualmente inviable. Es innegable que su modelo no explica una vasta gama de observaciones cosmológicas, por ejemplo, la existencia del CMBR y su anisotropía, la dilatación temporal de las supernovas, la abundancia de elementos ligeros y demás.

Como mencionamos anteriormente, el modelo de Humphreys ha sido objeto de mucha crítica dentro de los círculos creacionistas, particularmente por parte de la organización de creacionistas de la Tierra vieja Reasons to Believe; véase su artículo The Unraveling of Starlight and Time. Otros argumentos valiosos desde el lado creacionista se pueden encontrar en los artículos Starlight and Time es el Big Bang y Errores en el modelo cosmológico de Humphreys. Más críticas del modelo de Humphreys, y sus respuestas a ellas, están recopiladas en Russell Humphreys responde a varios críticos.

f) Gentry

Otro creacionista que intentó desarrollar un modelo alternativo es el Dr. R. Gentry (más conocido por sus argumentos sobre los "halos de polonio" a favor de una creación reciente). Su modelo y sus intentos de vincularlo con las observaciones vigentes en ese momento se encuentran principalmente en dos artículos: Una Nueva Interpretación del Corrimiento al Rojo y La Verdadera Roseta Cósmica.

Al igual que el modelo de Humphreys, Gentry postula un universo esférico con la Tierra cerca del centro. Según Gentry, el universo no se expande, pero la energía oscura dentro del universo provoca un movimiento real y físico de las galaxias alejándose del centro del universo (y por lo tanto, una relación aproximada entre distancia y corrimiento al rojo similar a la de Hubble). Para generar el CMBR, rodea el universo con una delgada y opaca capa de hidrógeno. Al igual que Humphreys, el modelo de Gentry es internamente inconsistente y entra en conflicto grave con la Relatividad General (GR) y gran parte de la evidencia observacional. Una refutación más detallada del modelo de Gentry puede encontrarse en Carlip & Scranton (1998) y el FAQ de talk.origins Desmintiendo la Cosmología de la Nueva Interpretación del Corrimiento al Rojo de Robert Gentry. Aunque estos artículos ahora tienen varios años de antigüedad, las observaciones más recientes no han hecho nada por mejorar la concordancia con el modelo de Gentry.

5) Preguntas abiertas

a) El origen del universo

Como debería ser claro hasta ahora, BBT no trata sobre el origen del universo, sino sobre su desarrollo con el tiempo. Los creacionistas suelen presentar esto como una debilidad, argumentando que, si la ciencia no puede explicar el origen, entonces el universo fue creado. Aparte de este fragmento de lógica errónea, el origen último del universo sigue siendo un tema de investigación teórica en curso, tanto desde el punto de vista de encontrar modelos que puedan explicar la evidencia actual como generar predicciones únicas de estos modelos para futuras observaciones. En este momento, la mayoría de estos modelos siguen siendo altamente especulativos, pero es valioso presentar algunas de las posibilidades actuales, especialmente a la luz del nombre del archivo.

• Una de las opciones más populares es la "inflación caótica", descrita por primera vez por Linde en 1983. Esto es similar al escenario inflacionario propuesto por Guth (véase más abajo), pero, en lugar de ocurrir dentro de nuestro universo, la inflación continúa indefinidamente con pequeños universos "germinando" de la región principal en expansión. Estos universos "burbuja" son espaciotiempos separados por sí mismos, causalmente desconectados entre sí debido a las vastas distancias posibles gracias a la región en expansión exponencial. Para más detalles, consulte Una Burbuja en Expansión en la Inflación Caótica o la sección relevante en Inflación para Principiantes.
  
  Este modelo resuelve la pregunta "¿Qué había antes del Big Bang?" de una manera similar al problema de la regresión infinita. Nuestro universo fue creado por un evento de inflación en algún otro universo en algún tiempo arbitrario en el pasado infinito. Si esto es satisfactorio o no, queda a criterio del lector decidir.
• La teoría de cuerdas también propone algunas soluciones. Una de las ideas actualmente bajo consideración es la posibilidad de que, antes del Big Bang, existiera algo como una "imagen especular" de nuestro universo. Nuestro universo comenzó (casi) infinitamente denso y caliente y continuará (probablemente) infinitamente hacia el futuro, volviéndose más y más delgado y enfriándose. Esto fue precedido por un universo que era esencialmente el mismo, pero con la coordenada de tiempo invertida. El "Gran Colapso" al final de ese universo luego dio origen a nuestro universo actual.
• Otro modelo inspirado en la Teoría de Cuerdas es el "ekpótico" o "universo cíclico" de P. Steinhardt, desarrollado en 2002. Propone que el espacio y el tiempo existieron para siempre en el pasado y que el universo experimenta una secuencia interminable de ciclos. Periódicamente experimenta un Gran Colapso, seguido de un Big Bang, con billones de años entre cada Bang y Colapso. En ningún momento del ciclo la densidad o la temperatura se vuelven infinitas. Estas oscilaciones ocurren porque nuestro universo está realmente incrustado en un espacio de dimensiones superiores junto con otros universos similares. Estos universos se expanden independientemente según la Relatividad General, solo para experimentar un Colapso a medida que se acercan entre sí en este espacio de alta dimensión. Cuando estos universos colisionan y se separan, experimentan un Bang y repiten el proceso.
  
  Al igual que con cualquier nueva idea, el modelo de Steinhardt ha recibido una gran cantidad de críticas de otros cosmólogos. Él ha respondido a muchas de estas críticas, señalando que muchos de los problemas alegados se basaban en malentendidos, pero también admitiendo que aún quedan muchos problemas sin resolver por explicar.

Las segundas y terceras ideas se explican con más detalle en el artículo de Scientific American El mito del comienzo del tiempo. Este artículo también se toma el cuidado de señalar que, aunque estas ideas son principalmente especulativas en este momento, existen sin embargo formas de probarlas realmente. En particular, estos tres modelos (inflación caótica, universo espejo o universo cíclico) cada uno hacen predicciones únicas para las propiedades estadísticas del CMBR. Aunque sea tan bueno como es, los datos disponibles de la sonda WMAP aún no son suficientes para hacer una determinación sobre cuál de estos tres modelos es el correcto (o si se necesitará algo más). Sin embargo, los sucesores de WMAP (tanto misiones terrestres como el satélite Planck) ya están siendo construidos, por lo que los próximos años pueden arrojar más luz sobre esta cuestión.

b) Planitud y horizonte

Ya se sabía en la década de 1970 que la densidad de nuestro universo estaba relativamente cerca de la densidad crítica (las mediciones actuales la sitúan alrededor del 30% de la densidad crítica). A primera vista, esto podría no parecer un problema: la densidad de materia tiene que ser algo, por lo que cualquier valor parecería igualmente válido. Sin embargo, al igual que la densidad de materia en sí misma no es estática, el valor de la densidad crítica también cambia con el tiempo. En particular, si la relación entre la densidad de materia y la densidad crítica es menor que la unidad (un universo abierto), entonces a medida que pasa el tiempo esa relación se volverá cada vez más pequeña. Lo contrario es cierto para un universo cerrado; en lugar de tender asintóticamente a cero, la relación diverge. Por lo tanto, si la densidad del universo actualmente está cerca de la unidad, entonces debe haber estado aún más cerca en épocas anteriores de la historia del universo. Y cuanto más atrás en el tiempo se mire, más cerca de la unidad debe haber estado.

Aunque esto no representa un conflicto explícito entre datos y teoría per se (no hay nada en el Big Bang Teórico que dicte el valor inicial de la densidad de la materia), la coincidencia pareció a muchos cosmólogos un maravilloso "ajuste fino". Dado que la relación entre la densidad real y la densidad crítica determina la curvatura del universo, y un acuerdo entre ambos valores significa que el universo es plano, esto se conoció como el "problema de la planitud" en cosmología.

Al mismo tiempo, las mediciones del CMBR mostraban que la temperatura del cielo era muy uniforme. Aunque los cosmólogos esperaban que la temperatura fuera aproximadamente la misma en todas partes, el grado de uniformidad resultaba inquietante. Para que dos puntos en el universo tuvieran la misma temperatura, necesitaban poder intercambiar fotones. Dado que los fotones viajan a una velocidad finita y el universo tiene una edad finita, esto establece un límite superior (el horizonte) al tamaño de una región que se puede esperar que esté a la misma temperatura en cualquier punto de la historia del universo. Dado que conocían el corrimiento al rojo del CMBR (y por lo tanto el momento en que fue emitido), los cosmólogos no esperaban que regiones mayores de aproximadamente 300,000 años luz tuvieran la misma temperatura. En su lugar, observaron regiones en el cielo que, cuando se formó el CMBR, estarían a muchos, muchos millones de años luz una de la otra, pero que aparentemente estaban en equilibrio térmico. Esto llegó a conocerse como el "problema del horizonte". Al igual que con el problema de la planitud, esto no es un problema que rompa la teoría, sino más bien una coincidencia aparente que parecía sospechosa.

En 1981, Guth propuso una posible solución a ambos de estos problemas (y otros) -- una hipótesis que hoy en día se conoce como inflación (Guth 1981). La idea básica es que, en un momento muy temprano en la historia del universo, la expansión del universo no se estaba desacelerando, sino que se estaba acelerando a una tasa exponencial (recuerde que la expansión del universo no está limitada por la velocidad de la luz, mientras que los objetos que se mueven dentro del universo sí lo están). Con este tipo de expansión impulsándola, regiones que originalmente eran mucho más pequeñas que el horizonte serían rápidamente estiradas a un tamaño enorme, manteniendo su equilibrio térmico inicial. Además, esta expansión rápida conduciría exponencialmente la curvatura de la región inflacionaria a cero, resultando en una densidad extremadamente cercana al valor crítico, sin importar cuál fuera su valor inicial.

Para más detalles sobre esto, consulte el artículo de Wikipedia sobre Inflación Cósmica. Debemos reiterar aquí el hecho de que, aunque se propuso como solución a los "problemas" de la planitud y el horizonte, la inflación realiza una serie de otras predicciones cuantitativas (en particular la forma del espectro de potencia de anisotropía del CMBR) que han sido confirmadas por las observaciones.

c) Asimetría materia-antimateria

En el universo muy temprano, el espacio-tiempo estaba lleno de una "sopa" muy caliente compuesta por partículas de materia y partículas de interacción (quarks, electrones, positrones, fotones, gluones, neutrinos, etc.). Las partículas de materia y antimateria se creaban constantemente a partir de fotones, gluones, etc., y desaparecían nuevamente poco después. Solo después de que el universo se enfriara y se diluyera fue posible que las partículas de materia y antimateria sobrevivieran y evitaran aniquilarse mutuamente de inmediato.

Aquí acecha un problema mayor: según la teoría cuántica de campos, si todas estas reacciones ocurrieron en equilibrio térmico, deberían haberse producido cantidades exactamente iguales de partículas de materia y antimateria mediante este proceso. Pero cuando observamos en nuestro universo, solo encontramos materia y prácticamente ninguna antimateria. Este problema se conoció como la "asimetría materia-antimateria" en cosmología.

Para resolver este problema, necesitamos algún tipo de asimetría entre la materia y la antimateria. En 1967, Sakharov señaló que para generar tal asimetría, las reacciones debían ocurrir (al menos en parte) en un estado de no equilibrio térmico. Además, la llamada "simetría CP" de la física de partículas debía ser violada (es decir, la materia y la antimateria debían comportarse ligeramente de manera diferente, en contra de lo que decía la teoría cuántica de campos en ese momento) y el "número bariónico" no podía conservarse (Sakharov 1967).

Aunque esto describe lo que tuvo que ocurrir, no es una solución en sí misma. Las soluciones modernas a este problema dependen de la llamada "ruptura de simetría electrodébil": a temperaturas suficientemente altas, como las encontradas en el universo temprano, la fuerza electromagnética y la fuerza débil son esencialmente indistinguibles, uniéndose en una sola fuerza. A medida que el universo se enfrió (por debajo de una temperatura de aproximadamente 10¹⁵ Kelvin y después de un tiempo de aproximadamente 0,1 milmillonésima de segundo), estas fuerzas se separaron en las fuerzas distintas que vemos hoy. Esta "transición de fase" llevó, al menos localmente, al desequilibrio térmico requerido. La violación de la simetría CP está naturalmente integrada en la teoría electrodébil, y a altas temperaturas el Modelo Estándar de la física de partículas también permite la no conservación del número bariónico.

No todos los detalles han sido aclarados aún (por ejemplo, aún no está claro si tales modelos pueden explicar la asimetría observada a un nivel cuantitativo), pero la mayoría de los físicos de partículas y cosmólogos hoy en día están confiados de que este es el camino correcto, y el problema de la asimetría materia-antimateria pronto será resuelto satisfactoriamente.

d) Estructura a pequeña escala

Como hemos dicho antes, la teoría cosmológica actual parece funcionar muy bien a escalas muy grandes. Esto parece ser el caso desde las escalas más grandes que podemos examinar en el universo hasta el tamaño de cúmulos de galaxias de tamaño moderado. Sin embargo, cuando extrapolamos la teoría actual por debajo de esas escalas, no está claro que coincida completamente con las observaciones.

El primer dato importante en este campo provino del Telescopio Espacial Hubble, en el primer Campo Profundo de Hubble. Este conjunto de datos se obtuvo enfocando al Hubble en una región del cielo relativamente despoblada y observando más allá de lo que los astrónomos habían hecho anteriormente. Sorprendentemente, los astrónomos descubrieron que, incluso a estos muy altos corrimientos al rojo correspondientes a un punto muy temprano en la edad del universo, se encontraron galaxias que ya parecían "maduras". Es decir, aparecían casi tan masivas como las galaxias que vemos hoy y ya habían desarrollado subestructuras como los brazos espirales que observamos en galaxias como Andrómeda. Este artículo de la ESO proporciona algunos detalles; más información puede encontrarse en Cimatti (2004). Es cierto que las estrellas que componían estas galaxias parecían muy jóvenes y no estaban en conflicto con su edad según la teoría estándar, pero la presencia de galaxias que ya habían experimentado una considerable relajación dinámica fue algo sorprendente. Por supuesto, las observaciones del Campo Profundo no son las únicas imágenes profundas que tenemos. Las observaciones más recientes con el Campo Ultra Profundo de Hubble sugieren que la mayoría de las galaxias en el universo en ese momento eran de hecho pequeñas y no completamente maduras. Esto podría significar que lo que Cimatti y otros han visto fueron simplemente valores atípicos estadísticos, pero se necesitan más datos para estar seguros.

En un ámbito más amplio, la formación de galaxias sigue siendo un tema muy difícil dentro de la cosmología. Al igual que con la estructura a gran escala, la herramienta teórica principal para comprender el proceso es la simulación por computadora. Sin embargo, para modelar con precisión una galaxia, es necesario entender cómo tratar con los bariones. A diferencia de la materia oscura, que solo interactúa a través de la gravedad, los bariones emiten luz, forman estrellas, explotan en supernovas y así sucesivamente. Obviamente, una simulación lo suficientemente grande para contener una galaxia no podrá simular con precisión la formación de una sola estrella. En el mejor de los casos, una simulación tendrá mil millones de partículas, lo que significa que cada partícula representará unas pocas miles de estrellas. Esto implica que procesos como la formación y evolución estelar deben manejarse mediante alguna forma de prescripción ad hoc, ajustada para coincidir con las observaciones. Obviamente, no es la mejor de las situaciones, pero podemos aprender mucho del proceso y se están logrando avances.

Además de la dinámica intra-galáctica, también existe el llamado "problema de las satélites". Las grandes galaxias, como nuestra Vía Láctea, suelen estar rodeadas por galaxias irregulares más pequeñas, como las Nubes de Magallanes. Este tipo de galaxias también aparecen en simulaciones informáticas alrededor de galaxias más grandes. Sin embargo, en lugar de las docena o así que podemos observar orbitando nuestra galaxia, las simulaciones predecirían cerca de 50. Como sugiere este artículo, existen posibles soluciones a este problema (principalmente entender si el gas en estas galaxias más pequeñas formará estrellas o permanecerá oscuro), pero el veredicto aún no está decidido.

Para resumir: a pesar de que el modelo del Big Bang funciona bien a gran escala (cúmulos de galaxias, estructura a gran escala, el universo en su conjunto), algunas observaciones a escalas más pequeñas siguen siendo desconcertantes. Aún no está claro si estas preguntas se aclararán mejorando nuestra capacidad para simular estas escalas o si la teoría necesitará revisiones (menores o mayores).

6) Resumen y perspectivas

Resumen:

• La Teoría del Big Bang es una teoría muy bien comprobada. Una gran cantidad de datos, provenientes de tipos de observaciones muy diversos (ver capítulo 2) dan una imagen internamente consistente de la geometría, composición e historia del universo. El conjunto principal de parámetros que dictan el comportamiento de la teoría ha sido determinado con una precisión del 10% o mejor (lo cual es notable dado las restricciones para realizar las observaciones) y todas las mediciones actuales más precisas concuerdan dentro de su rango de error con estos parámetros.
• Aunque existen objeciones y modelos alternativos, estos son fácilmente refutados por los datos o no pueden explicar el rango completo de los datos tan bien como la imagen estándar (y a veces ambos). Esto no impide que los defensores de estas ideas ataquen la Teoría del Big Bang, pero es más que suficiente para convencer a la abrumadora mayoría de la comunidad cosmológica de la solidez básica del modelo.
• Como con cualquier teoría científica, existen aún problemas que están parcialmente o completamente sin resolver. Estos son puntos de investigación continua, y tanto observaciones adicionales como avances en la física teórica deberían arrojar luz sobre ellos en los próximos años.

La última década ha visto el desarrollo del modelo de concordancia de la cosmología. La próxima década continuará este esfuerzo, explorando las preguntas planteadas en el Capítulo 5 así como buscando más información sobre la naturaleza y el comportamiento de la materia oscura y la energía oscura. Por supuesto, continuará el trabajo en el lado teórico de las cosas; la siguiente lista proporciona un conjunto de enlaces a observaciones y experimentos próximos centrados en estos temas:

• Los telescopios de infrarrojos como el Telescopio Espacial James Webb mirarán más atrás en el tiempo, buscando las primeras estrellas y galaxias; también ayudarán a mejorar nuestras ideas sobre la formación de galaxias.
• El satélite Planck medirá el CMBR con mayor detalle que el satélite WMAP (pruebas de la inflación, la teoría de cuerdas, etc.).
• Los estudios a gran escala de la distribución de galaxias y supernovas aumentarán nuestro conocimiento sobre la distribución de la materia oscura y proporcionarán pistas sobre la naturaleza de la energía oscura; por ejemplo, el Gran Telescopio de Sondeo Sinóptico, The Dark Energy Survey y el Supernova/Acceleration Probe.
• Los candidatos a materia oscura probablemente (¡esperemos!) se encontrarán en aceleradores de partículas como RHIC o LHC

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Agradecimientos

Quiero agradecer a Ned Wright, Ulf Torkelsson, Stuart A. Weinstein, Martin Hutton, Edward Cooper, Jon Fleming y Mark Isaak por sus críticas y sugerencias valiosas.