Big Bang

De acuerdo con el modelo del Big Bang, el Universo se expandi?? de un estado extremadamente denso y caliente y contin??a expandi??ndose hoy. Una analog??a com??n explica que el espacio mismo se est?? expandiendo, llevando las galaxias con ??l, como manchas en un globo inflado. El esquema gr??fico de arriba es un concepto art??stico que ilustra la expansi??n de una parte de un universo plano.

La teor??a del Big Bang es la predominante cosmol??gica modelo que describe el desarrollo temprano del Universo . Seg??n la teor??a, el Big Bang ocurri?? hace aproximadamente 13770 millones a??os, que se considera, pues, la edad del universo . Despu??s de este tiempo, el Universo estaba en un estado extremadamente caliente y denso y empez?? en r??pida expansi??n. Despu??s de la expansi??n inicial, el universo se enfri?? suficientemente para permitir que la energ??a sea convertido en diversos part??culas subat??micas, incluidos los protones , neutrones y electrones . Aunque los n??cleos at??micos simples podr??an tener formado r??pidamente, se necesitaron miles de a??os antes de la aparici??n de los primeros ??tomos el??ctricamente neutros. El primer elemento producido fue de hidr??geno , junto con trazas de helio y litio . Nubes gigantes de estos elementos primordiales m??s tarde se unieron a trav??s de la gravedad para formar estrellas y galaxias , y los elementos m??s pesados se sintetizaron cualquiera dentro de las estrellas o durante las supernovas.

El Big Bang es bien probado un teor??a cient??fica y es ampliamente aceptada en la comunidad cient??fica. Ofrece una explicaci??n exhaustiva de una amplia gama de fen??menos observados, incluyendo la abundancia de elementos ligeros, el fondo c??smico de microondas , estructura a gran escala , y el diagrama de Hubble para Escriba supernovas Ia. Las ideas centrales del Big Bang-la expansi??n, a principios del estado caliente, la formaci??n de helio, y la formaci??n de galaxias, se derivan de estas y otras observaciones que son independientes de cualquier modelo cosmol??gico. A medida que la distancia entre los c??mulos de galaxias est?? aumentando hoy, se infiere que todo estaba m??s cerca en el pasado. Esta idea ha sido considerado en detalle en el tiempo a extremas densidades y temperaturas , y la gran aceleradores de part??culas se han construido a experimentar en tales condiciones, lo que resulta en un mayor desarrollo del modelo. Por otro lado, estos aceleradores tienen capacidades limitadas para sondear en tales reg??menes de alta energ??a . Hay poca evidencia con respecto a la primera instant??nea absoluta de la expansi??n. Por lo tanto, la teor??a del Big Bang no puede y no dar ninguna explicaci??n de tal condici??n inicial; m??s bien, que describe y explica la evoluci??n general del universo en el futuro a partir de ese momento.

Georges Lema??tre propuso por primera vez lo que se convirti?? en la teor??a del Big Bang en lo que ??l llam?? su "hip??tesis del ??tomo primitivo". Con el tiempo, los cient??ficos construyeron en sus ideas iniciales para formar la s??ntesis moderna. El marco para el modelo del Big Bang depende de Albert Einstein 's la relatividad general y en supuestos simplificadores como homogeneidad y isotrop??a del espacio. Las ecuaciones que rigen hab??an sido formuladas por Alexander Friedmann. En 1929, Edwin Hubble descubri?? que las distancias de lejos las galaxias eran en general proporcionales a sus desplazamientos al rojo -una idea sugeridas originalmente por Lema??tre en 1927. La observaci??n de Hubble fue tomada para indicar que todas las galaxias muy distantes y clusters tienen una velocidad aparente directamente lejos de nuestro punto de vista: cuanto m??s lejos, m??s alto es la velocidad aparente.

Si bien la comunidad cient??fica una vez fue dividido entre los partidarios del Big Bang y los de la La teor??a del estado estacionario, la mayor??a de los cient??ficos se convencieron de que alguna versi??n del escenario Big Bang mejores observaciones en forma despu??s del descubrimiento de la radiaci??n de fondo de microondas c??smico en 1964, y sobre todo cuando su espectro (es decir, la cantidad de radiaci??n medidos en cada longitud de onda) se encontr?? para que coincida con la de la radiaci??n t??rmica de una cuerpo negro. Desde entonces, los astrof??sicos han incorporado una amplia gama de complementos observacionales y te??ricas en el modelo del Big Bang, y su parametrizaci??n como la Modelo Lambda-CDM sirve como marco para las investigaciones en curso de la cosmolog??a te??rica.

Visi??n de conjunto

Cronolog??a del Big Bang

Una l??nea de tiempo gr??fica est?? disponible en Cronolog??a gr??fica del Big Bang

La extrapolaci??n de la expansi??n del Universo hacia atr??s en el tiempo utilizando la relatividad general produce una infinita densidad y temperatura en un tiempo finito en el pasado. Este singularidad se??ala el desglose de la relatividad general. ??En qu?? medida podemos extrapolar hacia la singularidad se debate, ciertamente no m??s cerca de la final de la ??poca de Planck. Esta singularidad es a veces llamado "Big Bang", pero el t??rmino tambi??n puede referirse a la temprana caliente, s?? fase densa, lo que puede ser considerado como el "nacimiento" de nuestro Universo. Basado en las mediciones de la expansi??n que utilizan Escriba supernovas Ia, las mediciones de las fluctuaciones de temperatura en el fondo c??smico de microondas , y las mediciones de la funci??n de correlaci??n de las galaxias, el Universo tiene una edad calculada de 13,772 ?? 0,059 mil millones a??os. El acuerdo de estas tres mediciones independientes apoya firmemente la Modelo ΛCDM que describe en detalle el contenido del Universo.

Las primeras fases del Big Bang son objeto de mucha especulaci??n. En los modelos m??s comunes del Universo estaba lleno homog??neamente y is??tropa con una incre??blemente alta densidad de energ??a y enormes temperaturas y presiones y se estaba expandiendo muy r??pidamente y refrigeraci??n. Aproximadamente 10 ^-37 segundos en la expansi??n, un transici??n de fase caus?? una inflaci??n c??smica , durante el cual el Universo creci?? exponencialmente . Despu??s de la inflaci??n se detuvo, el universo consist??a en un plasma de quarks-gluones, as?? como todos los dem??s part??culas elementales. Las temperaturas eran tan altos que los movimientos aleatorios de las part??culas estaban en relativista velocidades, y pares part??cula-antipart??cula de todo tipo estaban siendo creados y destruidos en colisiones continuamente. En alg??n momento una reacci??n desconocida llamada bariog??nesis viol?? la conservaci??n de n??mero de bariones, que conduce a un peque??o exceso de quarks y leptones m??s de antiquarks y antileptones-del orden de una parte en 30 millones. Esto result?? en el predominio de la materia sobre antimateria en el Universo actual.

Hubble eXtreme Deep Field (XDF)

XDF tama??o en comparaci??n con el tama??o de la luna - varios miles de galaxias , cada una compuesta de miles de millones de estrellas , se encuentra en esta peque??a vista.

XDF (2012) vista - cada mota de luz es una galaxia - algunos de ellos son tan antiguo como 13200000000 a??os - el universo se estima que contiene 200 mil millones de galaxias.

Imagen XDF muestra completamente maduro galaxias en el plano primer plano - galaxias casi maduros de 5 a hace 9000 millones a??os - protogalaxias, ardiendo con estrellas j??venes, m??s all?? de 9000 millones a??os.

El Universo sigui?? disminuyendo en la densidad y la ca??da de la temperatura, por lo tanto la energ??a t??pica de cada part??cula estaba disminuyendo. Ruptura de la simetr??a transiciones de fase ponen el las fuerzas fundamentales de la f??sica y los par??metros de part??culas elementales en su forma actual. Despu??s de cerca de 10 ^-11 segundos, la imagen se vuelve menos especulativo, ya que las energ??as de las part??culas caen a valores que se pueden alcanzar en la f??sica de part??culas experimentos. A unos 10 ^-6 segundos, los quarks y los gluones se combinaron para formar bariones tales como protones y neutrones. El peque??o exceso de quarks m??s de antiquarks llev?? a un peque??o exceso de bariones m??s antibariones. La temperatura era ahora ya no lo suficientemente alto como para crear nuevos pares prot??n-antiprot??n (de manera similar para neutrones-antineutrones), por lo que una aniquilaci??n masiva sigui?? inmediatamente, dejando s??lo uno de cada 10 ¹⁰ de los protones y neutrones originales, y ninguno de sus antipart??culas. Un proceso similar ocurri?? en aproximadamente 1 segundo para los electrones y positrones. Despu??s de estas aniquilaciones, el resto de los protones, neutrones y electrones ya no estaban en movimiento relativista y la densidad de energ??a del Universo estaba dominada por los fotones (con una contribuci??n menor de neutrinos).

10 ^9;; prefijo SI A los pocos de la expansi??n, cuando la temperatura era de unos mil millones (mil millones de minutos giga-) kelvin y la densidad fue de aproximadamente la del aire, los neutrones combinados con los protones para formar el Universo deuterio y helio n??cleos en un proceso llamado Nucleos??ntesis del Big Bang. La mayor??a de los protones se mantuvieron sin combinar como hidr??geno n??cleos. Como enfr??a el Universo, la descansar densidad de energ??a en masa de la materia lleg?? a gravitacionalmente dominar la del fot??n de radiaci??n . Despu??s de unos 379.000 a??os los electrones y los n??cleos combinados en ??tomos (mayoritariamente de hidr??geno ); por lo tanto, la radiaci??n desacoplada de la materia y continu?? por el espacio casi sin obst??culos. Esta radiaci??n reliquia es conocida como la radiaci??n de fondo de microondas c??smico .

Durante un largo per??odo de tiempo, las regiones ligeramente m??s densas de la materia cercana materia gravitacionalmente atra??do casi uniformemente distribuida y as?? crecieron a??n m??s densa, formando nubes de gas, estrellas , galaxias y otras estructuras astron??micos observables hoy. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia en el Universo. Los cuatro posibles tipos de materia se conocen como la materia oscura fr??a, la materia oscura caliente, la materia oscura caliente, y materia bari??nica. Las mejores medidas disponibles (de WMAP) muestran que los datos son bien-fit por una Modelo Lambda-CDM en la que se asume la materia oscura a ser fr??o ( la materia oscura caliente se descart?? a principios de reionizaci??n), y se estima que representan alrededor del 23% de la materia / energ??a del universo, mientras que la materia bari??nica constituye alrededor del 4,6%. En un "modelo extendido", que incluye la materia oscura caliente en forma de neutrinos, entonces, si la "densidad de bariones f??sica" Ω _b h ² se estima en unos 0.023 (esto es diferente de la "densidad de bariones" Ω _b expresa como una fracci??n de la densidad total de materia / energ??a, que como se se??al?? anteriormente se acerca 0.046 ), y el correspondiente fr??o oscuro Ω densidad de la materia _c h ² es aproximadamente 0,11, el correspondiente ² se estima en menos de 0,0062 densidad de neutrinos Ω _v h.

L??neas independientes de evidencia de Supernovas de tipo Ia y el CMB implica que el universo actual est?? dominado por una forma misteriosa de energ??a conocida como la energ??a oscura, que al parecer impregna todo el espacio. Las observaciones sugieren el 73% de la densidad de energ??a total del Universo actual es en esta forma. Cuando el universo era muy joven, era probable infundido con la energ??a oscura, pero con menos espacio y todo lo m??s juntos, la gravedad ten??a la sart??n por el mango, y fue lentamente frenando la expansi??n. Pero con el tiempo, despu??s de numerosas mil millones de a??os de expansi??n, la creciente abundancia de energ??a oscura provoc?? que la expansi??n del Universo comience lentamente a acelerar. La energ??a oscura en su formulaci??n m??s simple toma la forma de la cosmol??gica t??rmino constante en Ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero su composici??n y mecanismo son desconocidos y, m??s en general, los detalles de su ecuaci??n de estado y la relaci??n con el Modelo Est??ndar de la f??sica de part??culas contin??an siendo investigados tanto por observaci??n y te??ricamente.

Toda esta evoluci??n c??smica despu??s de la ??poca inflacionaria puede ser rigurosamente descrita y modelado por la ΛCDM modelo de la cosmolog??a, que utiliza los marcos independientes de la mec??nica cu??ntica y la relatividad general de Einstein. Como se se??al?? anteriormente, no hay ning??n bien soportado-modelo que describe la acci??n antes de ¹⁰ a 15 segundos o as??. Al parecer, una nueva teor??a unificada de Se necesita la gravitaci??n cu??ntica de romper esta barrera. La comprensi??n de esta primera de las ??pocas en la historia del Universo es actualmente uno de los m??s grandes problemas sin resolver en la f??sica.

Presunciones subyacentes

La teor??a del Big Bang depende de dos supuestos principales: la universalidad de leyes f??sicas y la principio cosmol??gico. El principio cosmol??gico afirma que a grandes escalas del Universo es homog??nea y isotr??pico.

Estas ideas fueron tomadas inicialmente como postulados, pero hoy en d??a se est??n haciendo esfuerzos para poner a prueba cada una de ellas. Por ejemplo, la primera suposici??n ha sido probado por observaciones que muestran que la mayor desviaci??n posible de la fina estructura constante durante gran parte de la edad del universo es de orden 10 ^-5. Adem??s, la relatividad general ha pasado estrictos pruebas en la escala del Sistema Solar y las estrellas binarias.

Si el Universo a gran escala aparece isotr??pica, como se ve desde la Tierra, el principio cosmol??gico puede derivarse de la simple Principio de Cop??rnico, que establece que no hay punto de observador o de vista preferido (o especial). Para este fin, el principio cosmol??gico ha sido confirmado a un nivel de 10 ^-5 a trav??s de observaciones del CMB. El Universo se ha medido a ser homog??nea en las escalas m??s grandes a nivel de 10%.

FLRW m??trica

La relatividad general describe el espacio-tiempo por un m??trica, que determina las distancias que separan a puntos cercanos. Los puntos, que puede ser galaxias, estrellas y otros objetos, ellos mismos se especifican utilizando un coordinar tabla o "grid" que se coloca sobre todo espacio tiempo. El principio cosmol??gico implica que la m??trica debe ser homog??nea y isotr??pico a grandes escalas, que singularmente destaca los Friedmann-Lema??tre-Robertson-Walker m??trica (FLRW m??trica). Esta m??trica contiene una factor de escala, que describe c??mo el tama??o del Universo cambia con el tiempo. Esto permite una elecci??n conveniente de una sistema de coordenadas que se hizo, llam?? com??vil coordenadas. En este sistema de coordenadas de la cuadr??cula se expande junto con el Universo, y los objetos que se mueven s??lo por la expansi??n del Universo se mantienen en puntos fijos en la parrilla. Mientras que su distancia de coordenadas ( distancia Comovimiento) se mantiene constante, la distancia f??sica entre dos de tales puntos com??viles expande proporcionalmente con el factor de escala del Universo.

El Big Bang no es una explosi??n de materia movi??ndose hacia fuera para llenar un universo vac??o. En lugar de ello, el espacio mismo se expande con el tiempo en todas partes y aumenta la distancia f??sica entre dos puntos com??viles. Debido a que el FLRW m??trico asume una distribuci??n uniforme de la masa y la energ??a, se aplica a nuestro Universo s??lo a grandes escalas -local concentraciones de materia como nuestra galaxia est??n unidas gravitacionalmente y, como tal, no experimentan la expansi??n a gran escala de espacio.

Horizons

Una caracter??stica importante del espacio-tiempo del Big Bang es la presencia de horizontes . Puesto que el Universo tiene una edad finita, y la luz viaja a una velocidad finita, puede haber eventos en el pasado, cuya luz no ha tenido tiempo para llegar hasta nosotros. Esto pone un l??mite o un horizonte m??s all?? de los objetos m??s distantes que se pueden observar. A la inversa, porque el espacio se est?? expandiendo, y los objetos m??s distantes se alejan cada vez m??s r??pido, la luz emitida por nosotros hoy en d??a puede que nunca "alcanzar" a los objetos muy distantes. Esto define un horizonte de futuro, lo que limita los eventos en el futuro que vamos a ser capaces de influir. La presencia de cualquier tipo de horizonte depende de los detalles del modelo FLRW que describe nuestro Universo. Nuestra comprensi??n del Universo de nuevo a ??pocas muy tempranas sugiere que hay un horizonte pasado, aunque en la pr??ctica nuestra opini??n tambi??n est?? limitada por la opacidad del universo en los primeros tiempos. As?? que nuestra vista no puede ampliar a??n m??s atr??s en el tiempo, aunque el horizonte se aleja en el espacio. Si la expansi??n del Universo contin??a acelerar, hay un horizonte futuro.

Historia

Etimolog??a

Fred Hoyle se le atribuye haber acu??ado el t??rmino Big Bang durante una emisi??n de 1.949 radio. Se ha informado de que popularmente Hoyle, que favoreci?? una alternativa " estado estacionario "modelo cosmol??gico, pretende que esto sea peyorativo, pero Hoyle neg?? expl??citamente esto y dijo que era s??lo una imagen llamativa la intenci??n de poner de relieve la diferencia entre los dos modelos.

Desarrollo

Pintura del artista WMAP recopilaci??n de datos por sat??lite para ayudar a los cient??ficos a entender el Big Bang

La teor??a del Big Bang se desarroll?? a partir de observaciones de la estructura del Universo y de las consideraciones te??ricas. En 1912 Vesto Slipher midi?? el primero Desplazamiento Doppler de un " nebulosa espiral "(nebulosa espiral es el t??rmino obsoleto para las galaxias espirales), y pronto descubri?? que casi todas estas nebulosas fueron alejando de la Tierra. ??l no comprendi?? las implicaciones cosmol??gicas de este hecho, y de hecho en el momento en que era altamente controversial si estas nebulosas eran "universos isla" fuera de nuestra V??a L??ctea . Diez a??os m??s tarde, Alexander Friedmann, un ruso cosm??logo y matem??tico , deriva las ecuaciones de Friedmann desde Las ecuaciones de Albert Einstein de la relatividad general, que muestran que el Universo podr??a estar expandi??ndose en contraste con el est??tica modelo de Universo defendida por Einstein en ese momento. En 1924 la medici??n de Edwin Hubble de la gran distancia a la nebulosa espiral m??s cercana mostr?? que estos sistemas eran de hecho otras galaxias. Independientemente derivar ecuaciones de Friedmann en 1927, Georges Lema??tre, un belga f??sico y Cat??lica Romana sacerdote, propuso que la recesi??n inferido de las nebulosas se debi?? a la expansi??n del Universo.

En 1931 Lema??tre fue m??s all?? y sugiri?? que la evidente expansi??n del universo, si proyecta en el tiempo, significaba que el m??s lejos en el pasado, el m??s peque??o es el universo era, hasta que en alg??n tiempo finito en el pasado se concentr?? toda la masa del Universo en un solo punto, un "??tomo primigenio" donde y cuando el tejido del tiempo y el espacio entr?? en existencia.

A partir de 1924, el Hubble ha desarrollado cuidadosamente una serie de indicadores de distancia, el precursor de la escalera de distancias c??smicas, utilizando el 100 pulgadas (2.500 mm) Hooker telescopio Observatorio de Monte Wilson. Esto le permiti?? estimar distancias a las galaxias cuyos desplazamientos al rojo ya se hab??an medido, en su mayor??a por Slipher. En 1929 Hubble descubri?? una correlaci??n entre la distancia y la velocidad de recesi??n, ahora conocida como la ley de Hubble . Lema??tre ya hab??a demostrado que esto era de esperar, dada la Principio Cosmol??gico.

En los a??os 1920 y 1930 casi todos los principales cosm??logo prefer??a un eterno estado estacionario Universo, y varios se quejaron de que el principio del tiempo que implica el Big Bang importada conceptos religiosos en la f??sica; esta objeci??n fue posteriormente repetida por los partidarios de la teor??a del estado estacionario. Esta percepci??n se ve reforzada por el hecho de que el autor de la teor??a del Big Bang, monse??or Georges Lema??tre, fue un sacerdote cat??lico. Arthur Eddington acordado con Arist??teles que el universo no tuvo un comienzo en el tiempo, a saber., que la materia es eterna. Un comienzo en el tiempo era "repugnante" para ??l. Lema??tre, sin embargo, pens?? que

Si el mundo ha comenzado con un solo cu??ntica , las nociones de espacio y tiempo completo dejar??an de tener sentido al principio; que s??lo comenzar??an a tener un significado sensato cuando la cuant??a original hab??a sido dividido en un n??mero suficiente de quanta. Si esta sugerencia es correcta, el principio del mundo ocurri?? un poco antes del comienzo del espacio y el tiempo.

Durante el resto de 1930 las ideas fueron propuestas como cosmolog??as no est??ndar para explicar las observaciones de Hubble, incluyendo la Modelo de Milne, la oscilatoria Universo (sugiri?? originalmente por Friedmann, pero abog?? por Albert Einstein y Richard Tolman) y Fritz Zwicky de hip??tesis luz cansada.

Despu??s de la Segunda Guerra Mundial , surgieron dos posibilidades distintas. Uno era Fred Hoyle modelo de estado estacionario, en el que la nueva materia se crear??a como el Universo parec??a expandirse. En este modelo el Universo es aproximadamente el mismo en cualquier punto en el tiempo. La otra era la teor??a del Big Bang de Lema??tre, abog?? y desarrollado por George Gamow, que introdujo gran nucleos??ntesis Bang (BBN) y cuyos socios, Ralph Alpher y Robert Herman, predijo la radiaci??n del fondo c??smico de microondas (CMB). Ir??nicamente, fue Hoyle quien acu???? la frase que lleg?? a ser aplicado a la teor??a de Lema??tre, refiri??ndose a ella como "esta gran idea bang" durante una BBC Radio emite en marzo de 1949. Durante un tiempo, el apoyo se divide entre estas dos teor??as. Finalmente, la evidencia observacional, sobre todo de la radio recuentos de origen, comenzaron a favorecer Big Bang sobre el estado estacionario. El descubrimiento y la confirmaci??n de la radiaci??n c??smica de fondo de microondas en 1964 aseguraron el Big Bang como la mejor teor??a del origen y evoluci??n del cosmos. Gran parte del trabajo actual en cosmolog??a incluye la comprensi??n de c??mo se forman las galaxias en el contexto del Big Bang, la comprensi??n de la f??sica del Universo en ??pocas anteriores y anteriores, y la conciliaci??n de las observaciones con la teor??a b??sica.

Se han logrado avances significativos en cosmolog??a del Big Bang desde finales de 1990 como resultado de los avances de la telescopio tecnolog??a, as?? como el an??lisis de los datos de los sat??lites como COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Los cosm??logos tienen ahora bastante mediciones precisas y exactas de muchos de los par??metros del modelo del Big Bang, y han hecho el descubrimiento inesperado de que la expansi??n del universo parece estar aceler??ndose.

La evidencia observacional

Los tipos m??s tempranos y m??s directos de pruebas observacionales son la expansi??n de tipo Hubble observa en los desplazamientos al rojo de las galaxias, las mediciones detalladas del fondo c??smico de microondas , la abundancia relativa de los elementos de luz producidos por Nucleos??ntesis del Big Bang, y hoy tambi??n la distribuci??n a gran escala y aparente evoluci??n de las galaxias prev?? que se produzcan debido al crecimiento de la gravedad de la estructura de la teor??a est??ndar. ??stos a veces se llaman "los cuatro pilares de la teor??a del Big Bang".

Modelos modernos precisos del Big Bang apelan a diversos fen??menos f??sicos ex??ticos que no se han observado en los experimentos de laboratorio terrestres o incorporados en el Modelo Est??ndar de la f??sica de part??culas . Por estas caracter??sticas, la materia oscura se somete actualmente a las investigaciones de laboratorio m??s activos. Cuestiones pendientes incluyen la problema y el halo cuspy problema galaxia enana de la materia oscura fr??a. La energ??a oscura es tambi??n un ??rea de gran inter??s para los cient??ficos, pero no est?? claro si la detecci??n directa de la energ??a oscura ser?? posible. La inflaci??n y bariog??nesis permanecen caracter??sticas m??s especulativos de los actuales modelos de Big Bang. Todav??a se est??n buscando, explicaciones cuantitativas viables para este tipo de fen??menos. Estos son actualmente problemas sin resolver en la f??sica.

La ley de Hubble y la expansi??n del espacio

Las observaciones de galaxias distantes y cu??sares muestran que estos objetos son desplazados hacia el rojo -la luz emitida por ellos se ha desplazado hacia longitudes de onda m??s largas. Esto se puede ver mediante la adopci??n de una espectro de frecuencia de un objeto y que coincide con el espectrosc??pico patr??n de l??neas de emisi??n o l??neas de absorci??n correspondientes a ??tomos de los elementos qu??micos que interact??an con la luz. Estos desplazamientos hacia el rojo son uniformemente isotr??pico, distribuidos uniformemente entre los objetos observados en todas las direcciones. Si el desplazamiento hacia el rojo se interpreta como un Desplazamiento Doppler, la recessional la velocidad del objeto se puede calcular. Para algunas galaxias, es posible estimar distancias a trav??s de la escalera c??smica distancia. Cuando las velocidades de recesi??n se representan frente a estas distancias, una relaci??n lineal conocida como la ley de Hubble se observa:

v = H ₀ D,

donde

• v es la recessional velocidad de la galaxia u otro objeto distante,
• D es el com??vil distancia al objeto, y
• H ₀ es la constante de Hubble , medida a ser 70,4 1,3
  -1,4 km / s / Mpc por el Sonda WMAP.

La ley de Hubble tiene dos posibles explicaciones. O nos encontramos en el centro de una explosi??n de galaxias, que es insostenible dado el Principio-o copernicana del universo es ampliando de manera uniforme en todas partes. Esta expansi??n universal se predice a partir de la relatividad general por Alexander Friedmann en 1922 y Georges Lema??tre en 1927, mucho antes de Hubble hizo su an??lisis y observaciones de 1929, y sigue siendo la piedra angular de la teor??a del Big Bang como desarrollado por Friedmann, Lemaitre, Robertson y Walker.

La teor??a requiere la relaci??n v = HD para mantener en todo momento, donde D es el com??vil distancia, v es la velocidad de recesi??n, y v, H y D var??an como se expande el Universo (de ah?? escribimos H ₀ para denotar la actual Hubble "constante"). Para distancias mucho m??s peque??as que el tama??o del universo observable , el corrimiento al rojo de Hubble puede ser pensado como el desplazamiento Doppler correspondiente a la velocidad de recesi??n v. Sin embargo, el desplazamiento hacia el rojo no es un verdadero desplazamiento Doppler, sino m??s bien el resultado de la expansi??n del Universo entre el tiempo que la luz fue emitida y el momento en que se detect??.

Que espacio est?? en expansi??n m??trica se muestra por la evidencia observacional directa de la Principio cosmol??gico y el principio de Cop??rnico, que junto con la ley de Hubble no tienen otra explicaci??n. Astron??micas corrimientos al rojo son extremadamente isotr??pico y homog??nea, que apoya el principio cosmol??gico que el universo se ve igual en todas las direcciones, junto con mucha otra evidencia. Si los desplazamientos hacia el rojo fueron el resultado de una explosi??n de un centro distante de nosotros, no ser??an tan similares en diferentes direcciones.

Las mediciones de los efectos de la radiaci??n c??smica de fondo de microondas en la din??mica de los sistemas astrof??sicos distantes en 2000 demostr?? el principio de Cop??rnico, que, en una escala cosmol??gica, la Tierra no est?? en una posici??n central. La radiaci??n del Big Bang fue demostrablemente m??s caliente en ??pocas anteriores en todo el Universo. El enfriamiento uniforme del fondo c??smico de microondas durante miles de millones de a??os es explicable s??lo si el Universo est?? experimentando una expansi??n m??trica, y excluye la posibilidad de que estamos cerca del centro ??nico de una explosi??n.

La radiaci??n de fondo de microondas c??smico

9 a??os Imagen WMAP de la radiaci??n de fondo de microondas c??smico (2012). La radiaci??n es isotr??pico a aproximadamente una parte en 100.000.

En 1964 Arno Penzias y Robert Wilson casualidad descubri?? la radiaci??n c??smica de fondo, una se??al omnidireccional en el banda de microondas. Su descubrimiento proporcion?? la confirmaci??n sustancial de las predicciones generales CMB: la radiaci??n se encontr?? que era consistente con una casi perfecta espectro de cuerpo negro en todas las direcciones; este espectro se ha desplazado hacia el rojo por la expansi??n del universo, y en la actualidad corresponde a aproximadamente 2.725 K. Esto inclin?? la balanza de la evidencia a favor del modelo del Big Bang, y Penzias y Wilson recibieron un Premio Nobel en 1978.

La superficie de la ??ltima dispersi??n correspondiente a la emisi??n de la CMB se produce poco despu??s de recombinaci??n, la ??poca cuando el hidr??geno neutro se estabiliza. Antes de esto, el universo compuesto por un denso mar de plasma fot??n-bari??n caliente donde los fotones fueron r??pidamente dispersada por las part??culas cargadas libres. Alcanzando un m??ximo de alrededor de 372 ?? 14 ka, el recorrido libre medio de un fot??n se vuelve lo suficientemente largo para llegar a nuestros d??as y el universo se vuelve transparente.

El espectro c??smica de fondo de microondas medida por el instrumento FIRAS en el Sat??lite COBE es la medida m??s precisa espectro de cuerpo negro en la naturaleza. La puntos de datos y barras de error en este gr??fico est??n oscurecidos por la curva te??rica.

En 1989 la NASA lanz?? el Sat??lite Cosmic Background Explorer (COBE). Sus hallazgos fueron consistentes con las predicciones sobre la CMB, encontrar una temperatura residual de 2.726 K (mediciones m??s recientes han revisado esta cifra ligeramente inferior a 2.725 K) y proporcionando la primera evidencia de fluctuaciones (anisotrop??as) en el CMB, a un nivel de alrededor de una parte en 10 ^5. John C. Mather y George Smoot fueron galardonados con el Premio Nobel por su liderazgo en este trabajo. Durante la d??cada siguiente, anisotrop??as del CMB se investigaron m??s por un gran n??mero de experimentos en tierra y en globo. En 2000-2001 varios experimentos, sobre todo BOOMERanG, encontr?? el forma del Universo sea espacialmente casi plano midiendo el tama??o angular t??pica (el tama??o en el cielo) de las anisotrop??as.

A principios de 2003 los primeros resultados de la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) fueron puestos en libertad, dando lo que eran en el momento de los valores m??s exactos para algunos de los par??metros cosmol??gicos. Los resultados refutaron varios espec??ficas inflaci??n c??smica modelos, pero son consistentes con la teor??a de la inflaci??n en general. La Sonda espacial Planck fue lanzado en mayo de 2009. Otro terreno y bal??n basa c??smico de microondas de fondo experimentos est??n en curso.

Abundancia de elementos primordiales

Usando el modelo Big Bang es posible calcular la concentraci??n de helio-4, helio-3, deuterio, y de litio-7 en el universo como proporciones a la cantidad de hidr??geno ordinario. Las abundancias relativas dependen de un solo par??metro, la relaci??n de fotones a bariones. Este valor puede calcularse independientemente de la estructura detallada de CMB fluctuaciones. Las proporciones previstas (en masa, no por n??mero) son aproximadamente 0,25 para 4 ??l / H, alrededor del 10 ^-3 para 2 H / H, alrededor del 10 ^-4 para 3 El / H y unos 10 ^-9 para 7 Li / H.

Las abundancias medidos todos est??n de acuerdo, al menos, aproximadamente con los predichos a partir de un ??nico valor de la relaci??n baryon a fot??n. El acuerdo es excelente para el deuterio, cerca pero formalmente discrepante para 4 ??l, y por un factor de dos 7 Li; en los dos ??ltimos casos no son sustanciales incertidumbres sistem??ticas. Sin embargo, la consistencia en general con abundancias predichas por la nucleos??ntesis del Big Bang es una fuerte evidencia de la gran explosi??n, como la teor??a es la ??nica explicaci??n conocida para la abundancia relativa de los elementos de luz, y es pr??cticamente imposible "afinar" el Big Bang para producir mucho m??s o menos del 20-30% de helio. De hecho no hay ninguna raz??n obvia fuera del Big Bang que, por ejemplo, el joven Universo (es decir, antes de la formaci??n de estrellas, como se determina mediante el estudio de la materia supuestamente libre de productos de nucleos??ntesis estelar) deben tener m??s de helio de deuterio o m??s deuterio que el 3 ??l, y en proporciones constantes, tambi??n.

Evoluci??n y distribuci??n gal??ctica

Esta vista panor??mica de toda la cielo en el infrarrojo cercano revela la distribuci??n de galaxias m??s all?? de la V??a L??ctea . Las galaxias est??n codificados por color por corrimiento al rojo .

Las observaciones detalladas de la morfolog??a y distribuci??n de galaxias y cu??sares est??n de acuerdo con el estado actual de la teor??a del Big Bang. Una combinaci??n de observaciones y la teor??a sugiere que los primeros cu??sares y galaxias se formaron alrededor de mil millones de a??os despu??s del Big Bang, y desde entonces las estructuras m??s grandes se han estado formando, como c??mulos de galaxias y superc??mulos. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, por lo que las galaxias distantes (que se observan como lo fueron en los inicios del universo) parecen muy diferentes de las galaxias cercanas (observados en un estado m??s reciente). Por otra parte, las galaxias que se formaron hace relativamente poco tiempo aparecen marcadamente diferente de las galaxias se formaron a distancias similares pero poco despu??s del Big Bang. Estas observaciones son fuertes argumentos en contra del modelo de estado estacionario. Observaciones de la formaci??n de estrellas, galaxias y cu??sares distribuciones y estructuras m??s grandes concuerdan bien con las simulaciones del Big Bang de la formaci??n de la estructura en el Universo y est??n ayudando a completar detalles de la teor??a.

Nubes de gas Primordiales

En 2011 los astr??nomos encontraron lo que ellos creen que las nubes pr??stinas de gas primordial, mediante el an??lisis de las l??neas de absorci??n en los espectros de cu??sares distantes. Antes de este descubrimiento, se han observado todos los otros objetos astron??micos para contener los elementos pesados que se forman en las estrellas. Estas dos nubes de gas no contienen elementos m??s pesados que el hidr??geno y deuterio. Dado que las nubes de gas no tienen elementos pesados, que probablemente se formó en los primeros minutos después del Big Bang, durante Nucleos??ntesis del Big Bang. Su composición coincide con la composición prevista de la nucleosíntesis del Big Bang. Esto proporciona evidencia directa de que hubo un período en la historia del universo antes de la formación de las primeras estrellas, cuando existía la materia más común en forma de nubes de hidrógeno neutro.

Otras líneas de evidencia

La edad del Universo según las estimaciones de la expansión Hubble y elCMBestá en buen acuerdo con otras estimaciones utilizando las edades de las estrellas más viejas, tanto como se mide mediante la aplicación de la teoría de laevolución estelar delos cúmulos globularesy por medio dela datación radiométrica de individuoPoblación II estrellas.

La predicción de que la temperatura del CMB fue mayor en el pasado ha sido experimental apoyado por observaciones de las líneas de absorción de temperatura muy bajos en las nubes de gas con alto corrimiento al rojo. Esta predicción también implica que la amplitud del efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxias no depende directamente de corrimiento al rojo. Las observaciones han encontrado que esto es más o menos cierto, pero este efecto depende de las propiedades de racimo que no cambian con el tiempo cósmico, haciendo mediciones precisas difícil.

Temas relacionados en la física

Asimetría bariónica

Todavía no se entiende por qué el universo tiene más materia que antimateria. En general se supone que cuando el universo era joven y muy caliente, que estaba en equilibrio estadístico y contenía el mismo número de bariones y antibariones. Sin embargo, las observaciones sugieren que el Universo, incluyendo sus partes más distantes, se hace casi en su totalidad de la materia. Un proceso llamado bariogénesis se planteó la hipótesis para explicar la asimetría. Para que se produzca bariogénesis, las condiciones de Sakharov deben cumplirse. Estos requieren que el número bariónico no se conserva, que C-simetría y CP-simetría son violados y que el Universo salen de equilibrio termodinámico. Todas estas condiciones se producen en el modelo estándar , pero el efecto no es lo suficientemente fuerte como para explicar el presente asimetría bariónica.

Energía oscura

Las mediciones del desplazamiento hacia el rojo - relación de magnitud de las supernovas de tipo Ia indican que la expansión del Universo se ha acelerado desde que el universo tenía la mitad de su edad actual. Para explicar esta aceleración, la relatividad general requiere que gran parte de la energía en el Universo consta de un componente con una gran presión negativa, llamada " energía oscura ". La energía oscura, aunque especulativa, resuelve numerosos problemas. Las mediciones de la radiación cósmica de fondo indican que el Universo es casi espacialmente plano, y por lo tanto, de acuerdo con la relatividad general el Universo debe tener casi exactamente la densidad crítica de masa / energía. Sin embargo, la densidad de masa del Universo se puede medir a partir de su agrupación gravitacional, y se encuentra que tiene sólo alrededor de 30% de la densidad crítica. Desde la teoría sugiere que la energía oscura no agrupar de la forma habitual es la mejor explicación de la "falta" densidad de energía. La energía oscura también ayuda a explicar dos medidas geométricas de la curvatura general del Universo, uno usando la frecuencia de las lentes gravitacionales, y el otro utilizando el patrón característico de la estructura a gran escala como un gobernante cósmico.

Se cree que la presión negativa de ser una propiedad de la energía del vacío, pero la naturaleza exacta y la existencia de la energía oscura sigue siendo uno de los grandes misterios de la Gran Explosión. Candidatos posibles incluyen una constante cosmológica y la quinta esencia. Los resultados del equipo de WMAP en 2008 están en conformidad con un universo que se compone de 73% de energía oscura, 23% de la materia oscura, la materia ordinaria 4,6% y menos del 1% neutrinos. Según la teoría, la densidad de energía en la materia disminuye con la expansión del Universo, pero la densidad de la energía oscura se mantiene constante (o casi) como se expande el Universo. Por lo tanto la materia formada por una mayor fracción de la energía total del Universo en el pasado que en la actualidad, pero su contribución fraccional caerá en el futuro lejano como la energía oscura se vuelve aún más dominante.

Materia oscura

La gráfico circular que indica la composición proporcional de los diferentes componentes de densidad energética del Universo, de acuerdo a la mejormodelo ??CDM encaja - aproximadamente el 95% está en las formas exóticas de la materia oscura yla energía oscura

Durante los años 1970 y 1980, varias observaciones mostraron que no hay suficiente materia visible en el universo para explicar la aparente fortaleza de las fuerzas gravitacionales dentro y entre las galaxias. Esto llevó a la idea de que hasta el 90% de la materia en el universo es materia oscura que no emite luz o interactuar con normalidad materia bari??nica. Además, la suposición de que el universo es principalmente materia normal llevado a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el Universo de hoy es mucho más abultada y contiene mucho menos deuterio que puede explicarse sin la materia oscura. Mientras que la materia oscura siempre ha sido motivo de controversia, se infiere por varias observaciones: las anisotropías en el CMB, dispersiones de velocidad racimo de galaxias, las distribuciones de la estructura a gran escala, los estudios de lente gravitacional, y las mediciones de rayos X de los cúmulos de galaxias.

La evidencia indirecta de la materia oscura viene de su influencia gravitatoria sobre otro asunto, ya que no hay partículas de materia oscura se han observado en los laboratorios. Muchos de física de partículas se han propuesto candidatos para la materia oscura, y varios proyectos para detectarlas son directamente marcha.

Edad globular clúster

A mediados de la década de 1990 observaciones de cúmulos globulares parecían ser incompatibles con la teoría del Big Bang. Las simulaciones por ordenador que coincidían con las observaciones de los estelares poblaciones de cúmulos globulares sugirieron que eran cerca de 15 mil millones de años, lo que entraba en conflicto con la edad 13770000000 años del Universo. Este problema se resolvió parcialmente a finales de 1990 cuando las nuevas simulaciones por ordenador, que incluyen los efectos de la pérdida de masa debido a los vientos estelares, indicaron una edad mucho más joven de los cúmulos globulares. Quedan algunas preguntas en cuanto a cómo se miden con exactitud la edad de los racimos, pero está claro que las observaciones de los cúmulos globulares ya no parecen coincidir con la teoría del Big Bang.

Problemas

No se consideran generalmente como tres problemas pendientes con la teoría del Big Bang: el problema del horizonte, el problema de la planitud y el problema monopolo magnético. La respuesta más común a estos problemas es la teoría inflacionaria ; sin embargo, ya que esto crea nuevos problemas, se han propuesto otras opciones, tales como la hipótesis de curvatura de Weyl.

Problema Horizonte

El problema del horizonte resulta de la premisa de que la información no puede viajar más rápido que la luz. En un universo de edad finita esto establece un límite del horizonte de partículas -en la separación de las dos regiones del espacio que están en contacto causal. La isotropía observada de la CMB es problemático en este sentido: si el Universo había estado dominada por la radiación o la materia en todo momento hasta la época de la última dispersión, el horizonte de partículas en ese momento correspondería a cerca de 2 grados en el cielo. Entonces habría ningún mecanismo para causar más amplias regiones tengan la misma temperatura.

Una solución a este aparente inconsistencia es ofrecido por la teoría inflacionaria en el que un campo de energía escalar homogéneo e isótropo domina el universo en algún período muy temprano (antes bariogénesis). Durante la inflación, el universo sufre expansión exponencial, y el horizonte de partículas se expande mucho más rápidamente de lo que se suponía anteriormente, por lo que las regiones actualmente en lados opuestos del Universo observable están bien dentro del horizonte de la otra partícula. La isotropía observada de la CMB entonces se deduce del hecho de que esta región más grande estaba en contacto causal antes del comienzo de la inflación.

Principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionista habrá fluctuaciones térmicas cuánticos, que se magnifican a escala cósmica. Estas fluctuaciones sirven como las semillas de toda la estructura actual del Universo. La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariante en escala y de Gauss , que ha sido confirmado con precisión por mediciones de la CMB.

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

Problema de planitud

El general la geometría del Universo está determinado por si elparámetro cosmológica Omega es menor, igual o mayor que 1. Se muestra de arriba a abajo son ununiverso cerrado con curvatura positiva, ununiverso hiperbólico con curvatura negativa y unUniverso plano con curvatura cero.

El problema de planeidad (también conocido como el problema de vejez) es un problema de observación asociada con una métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. El universo puede tener positivo, negativo o cero espacial curvatura en función de su densidad de energía total. La curvatura es negativa si su densidad es menor que la densidad crítica, positivo si es mayor, y cero en la densidad crítica, en la que se dice espacio caso de ser plana . El problema es que cualquier pequeña desviación de la densidad crítica crece con el tiempo, y sin embargo, el Universo hoy sigue siendo muy cerca de plana. Teniendo en cuenta que una escala de tiempo natural para salida de planitud podría ser el tiempo de Planck, 10 ^-43 segundos, el hecho de que el Universo ha llegado ni una muerte térmica ni un Big Crunch después de miles de millones de años requiere alguna explicación. Por ejemplo, incluso en la relativamente tardía edad de unos minutos (el tiempo de la nucleosíntesis), la densidad del universo debe haber sido dentro de una parte en 10 ¹⁴ de su valor crítico, o no existiría como lo hace hoy.

Una solución a este problema es ofrecido por la teoría inflacionaria . Durante el período de inflación, el espacio-tiempo se expandió hasta un grado tal que su curvatura se habría suavizado. Por lo tanto, se teoriza que la inflación condujo el Universo a un estado casi espacialmente plano, con casi exactamente la densidad crítica.

Monopolos magnéticos

La objeción monopolo magnético se elevó a finales de 1970. teorías de gran unificación predicen defectos topológicos en el espacio que se manifiestan como monopolos magnéticos. Estos objetos se producirían de manera eficiente en el caliente Universo temprano, lo que resulta en una densidad mucho mayor que es consistente con las observaciones, ya que las búsquedas no han encontrado ningún monopolos. Este problema también se resuelve por la inflación cósmica , que elimina todos los defectos puntuales desde el Universo observable de la misma manera que impulsa la geometría para planitud.

El futuro de acuerdo con la teoría del Big Bang

Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos escenarios para el futuro del Universo. Si la masa de densidad del Universo eran mayor que la densidad crítica, entonces el Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comienzan a derrumbarse. Se convertiría más denso y más caliente nuevamente, terminando con un estado similar a aquel en el que comenzó, un Big Crunch. Alternativamente, si la densidad en el Universo fuera igual o inferior a la densidad crítica, la expansión sería más lento, pero nunca se detiene. La formación de estrellas cesaría con el consumo de gas interestelar en cada galaxia; estrellas quemarían a cabo dejando enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros . Muy poco a poco, las colisiones entre éstas darían lugar a la acumulación de masa en los agujeros negros más grandes y más grandes. La temperatura media del Universo podría acercarse asintóticamente al cero absoluto -a gran congelación. Por otra parte, si el protón fuera inestable, entonces la materia bariónica desaparecería, dejando sólo la radiación y los agujeros negros. Con el tiempo, los agujeros negros se evaporaría mediante la emisión de radiación de Hawking . La entropía del universo se incrementaría hasta el punto en ninguna forma organizada de energía podría ser extraída de él, un escenario conocido como muerte térmica.

Observaciones modernas de la aceleración de la expansión implican que cada vez más del Universo visible actualmente pasará más allá de nuestro horizonte de sucesos y fuera de contacto con nosotros. El resultado final no se conoce. La ??CDM modelo del universo contiene energía oscura en forma de un constante cosmol??gica. Esta teoría sugiere que sólo los sistemas gravitacionalmente consolidados, como galaxias, permanecerán juntos, y ellos también estarán sujetos a calentar la muerte como se expande Universo y se enfría. Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de la energía fantasma, sugieren que en última instancia, de galaxias clusters, estrellas, planetas, átomos, núcleos, y la materia en sí será destrozado por la creciente expansión en el llamado Big Rip.

La física especulativa más allá de la teoría del Big Bang

Este es el concepto de un artista de la expansión del universo, donde se representa el espacio (incluyendo porciones no observables hipotéticos del Universo) en cada momento por las secciones circulares. Nota sobre la izquierda, la expansión dramática (no a escala) que ocurren en la época inflacionaria, y en el centro de la aceleración de expansión. El esquema está decorado con imágenes de WMAP de la izquierda y con la representación de las estrellas en el nivel apropiado de desarrollo.

Mientras que el modelo del Big Bang está bien establecida en la cosmología, es probable que ser refinado en el futuro. Poco se sabe sobre los primeros momentos de la historia del Universo. Las ecuaciones de la clásica relatividad general indican una singularidad en el origen del tiempo cósmico, aunque esta conclusión depende de varios supuestos. Por otra parte, la relatividad general debe romper antes de que el universo llegue a la temperatura de Planck, y un tratamiento correcto de la gravedad cuántica puede evitar el aspirante a la singularidad.

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

• Modelos como la condición sin límite Hartle-Hawking en el que la totalidad del espacio-tiempo es finito; el Big Bang hace representar el límite de tiempo, pero sin la necesidad de una singularidad.
• Modelo de celosía Big Bang afirma que el Universo en el momento del Big Bang se compone de una retícula infinita de fermiones que se unta sobre el dominio fundamental por lo que tiene tanto de rotación, traslación, y medir la simetría. La simetría es la mayor simetría posible y, por tanto, la entropía más baja de cualquier estado.
• Modelos de cosmología de branas en el que la inflación se debe al movimiento de branas en la teoría de cuerdas ; la pre Big-modelo Bang; la ecpirótico modelo, en el que el Big Bang es el resultado de una colisión entre branas; y la modelo cíclico, una variante del modelo ecpirótico en el que las colisiones se producen periódicamente. En este último modelo del Big Bang fue precedida por un Big Crunch y el universo sin fin ciclos de un proceso a otro.
• La inflación eterna, en la que la inflación universal, termina localmente aquí y allá de forma aleatoria, cada punto final que conduce a ununiverso burbujaen expansión de su propio Big Bang.

Propuestas en las dos últimas categorías ver el Big Bang como un evento, ya sea en un universo mucho más grande y más viejo, o en unmultiverso.

Interpretaciones religiosas y filosóficas

Como teoría relevante para el origen del universo, el Big Bang tiene incidencia significativa en la religión y la filosofía. Como resultado, se ha convertido en una de las zonas más animadas de la discurso entre la ciencia y la religión. Algunos creen que el Big Bang implica un creador, mientras que otros sostienen que la cosmología del Big Bang hace que la noción de un creador superfluo.