Solo el 4 % del universo está compuesto de la materia que podemos observar mientras que el 26% es materia oscura y el 70% energía oscura.

Esta breve charla de la física Patricia Burchat en TED es una de las más amenas y explicativas que haya visto nunca sobre la composición del Universo, donde explica la diferencia entre la materia «convencional» de la materia oscura y la energía oscura.

En ella viene a describir cómo solo el 4 por ciento del universo está compuesto de la materia que podemos obsevar (nosotros, los objetos, átomos y energía «convencionales» digamos), mientras que el 26% es materia oscura y el 70% energía oscura – nombres un tanto misteriorosos que le asignaron a aquello que no podíamos «ver» pero sí percibir. Como ni la materia oscura ni la energía oscura son obsevables directamente por su propia naturaleza, solo podemos esutiarlas de forma indirecta por sus efectos sobre la materia convencional, como por ejemplo sucede en las lentes gravitacionales.

Con esas cifras se queda uno con la impresión de que somos capaces de ver muy poco de lo que nos rodea en el cosmos. Como sabiamente afirmó David Cline y reproduce el artículo de la Wikipedia,

Se ha puesto de manifiesto que los nombres «materia oscura» y «energía oscura» sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como Terra Incognita
Uno de esos efectos visuales, que se puede observar con los telescopios, son los llamados anillos de Einstein que forman las imágenes de estrellas y galaxias debido a que la gravedad de esa materia/enegía oscuras desvía su trayectoria.

En esta imagen del telescopio Hubble, los arcos circulares que se observan son en realidad la misma galaxia, deformada, que está situada más o menos en el centro del cículo que forman los arcos, un poco «más lejos» que lo que hay dentro. Los arcos se forman debido al efecto de lente que ejerce sobre la luz emitida un clúster de galaxias llamado Abell 1689, que está situado entre la lejana galaxia que dibuja el arco y nosotros los observadores. es una imagen tan impresionante como aclaratoria del efecto.



LA MATERIA OSCURA DEL UNIVERSO
No todo lo que existe en el universo es visible. Los astrónomos pueden ver directamente todos los objetos astronómicos (como las estrellas) que emiten luz o cualquier otro tipo de radiación electromagnética.

Sin embargo, sabemos que existen objetos que no se pueden ver directamente. Por ejemplo:

Planetas en otras estrellas
Estrellas enanas marrón
Agujeros negros
Partículas elementales que interactúan débilmente (como el neutrino)
Polvo intergaláctico



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¿Cómo sabemos que en el universo debe existir materia oscura?



Las estrellas en algunas galaxias espirales giran muy rápidamente. Según las leyes de la mecánica de Newton, la velocidad de una estrella a lo largo de su órbita depende de la masa de la galaxia contenida dentro de la órbita de la estrella. Sin embargo la masa visible es mucho menor que lo esperado. ¿Dónde está la masa que falta?


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Las galaxias en el universo normalmente se agrupan en cúmulos que para mantenerse unidos necesitan de la fuerza de atracción gravitacional producida por una gran cantidad de masa. La masa requerida no se observa. ¿Dónde está?


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Las grandes estructuras que vemos en el universo se formaron a partir de pequeñas irregularidades en la distribución de la materia al momento del big-bang. Más adelante, con la ayuda de la gravedad, estas fluctuaciones se hacen cada vez más fuertes y al final resultan galaxias, cúmulos, etc. Por otro lado, la radiación existente en el universo interactúa con la materia y por lo tanto se ve afectada por estas fluctuaciones. La señal que queda en la radiación de fondo es como una fotografía del universo joven y fue tomada por primera vez por el satélite COBE. El análisis de las fluctuaciones en la radiación de fondo indica que debe existir más materia en el universo de lo que observamos a simple vista. ¿Dónde está la materia que no observamos?


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En un sistema binario formado por una estrella y un agujero negro, los dos cuerpos se mueven en una órbita en torno a un centro común. El agujero negro no se ve, pero la estrella si se puede ver. Debido al movimiento de la estrella en torno al centro del sistema binario, desde la Tierra se ve como si ésta se alejara y acercara cíclicamente. Este fenómeno se ha confirmado observando el efecto Doppler de la luz emitida por la estrella.


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Existen fuertes argumentos teóricos a favor de un universo dominado por materia oscura. Estos argumentos se basan en el llamado modelo inflacionario según el cual el universo sufrió un período de crecimiento acelerado a los pocos instantes después del Big Bang. Esta teoría predice que el universo estaría dominado por materia oscura: 99% de la materia que forma el universo no es visible. La cantidad total de masa predicha por este modelo es un parámetro que los astrofísicos llaman la masa crítica del universo.


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¿Cómo podemos detectar la presencia de materia oscura?

¿Cuál es la naturaleza de la materia oscura?

¿Será posible que los objetos que constituyen la materia oscura del universo estén formados de electrones, protones y neutrones tal como ocurre con las estrellas y los planetas?

Veamos:

El efecto de lente gravitacional producido por objetos astronómicos no visibles directamente ha servido para revelar de manera muy clara la presencia de materia oscura.





La materia 'normal' de la cual están hechos todos los objetos que observamos básicamente se puede reducir a electrones, protones y neutrones (colectivamente llamados bariones, o materia bariónica).


La cantidad total de materia bariónica en el universo es un parámetro conocido, ya que éste determina la composición de la materia primordial originada en el Big Bang (75% hidrógeno, 25% helio). Si efectivamente vivimos en el universo con masa crítica que predice el modelo inflacionario, entonces apenas una fracción del 1 al 2% sería masa barionica. La fracción restante sería un tipo de materia no-barionica, es decir que no sienten la fuerza nuclear fuerte. Posibles candidatos son el neutrino, y otras partículas elementales que interactúan débilmente.

PROPAGACION DE LA LUZ Y LENTES GRAVITACIONALES

¿Cómo se propaga la luz?


Es muy fácil entender que la luz se propaga en línea recta, ya que esta trayectoria es la distancia más corta entre dos puntos. Gráficamente se podría representar así:


El famoso físico Albert Einstein propuso en su teoría que la luz efectivamente sigue la trayectoria más corta, sin embargo, el espacio no siempre es plano. Es posible encontrar situaciones en la que el espacio tenga curvatura. Sería algo así:


Para entender mejor el concepto de curvatura del espacio, puede visitar la página dedicada a exponer la Teoría de la Relatividad General.


Si el espacio tiene curvatura (por ejemplo debido a la masa de una estrella) entonces la distancia más corta entre dos puntos sería una linea que se percibe como una curva. Esta trayectoria se llama geodésica.

De aquí se desprenden dos consecuencias importantes:

La luz de una estrella lejana al pasar cerca al Sol sufre una pequeña desviación. Este efecto fue observado por primera vez durante el eclipse de 1919.
En un eclipse las estrellas cercanas al campo visual del Sol aparecen desplazadas



De forma similar, si un punto brillante lejano (por ejemplo un quasar), es observado cuando una gran masa (por ejemplo una galaxia) se interpone entre éste y el observador, la desviación de los rayos de luz generan un efecto lente. El resultado es que, justo como ocurre con una lente óptica, la luz se enfoca y el objeto se ve más brillante. También pueden aparecer imágenes multiples del mismo objeto. Este efecto ha sido observado en varias ocasiones.
La galaxia masiva produce la curvatura del espacio a su alrededor, lo cual hace que la luz se desvíe. Si esta galaxia no se observa porque tiene poco brillo, o si en vez de la galaxia lo que tenemos es un cuerpo masivo que no emite luz (materia oscura), el efecto de lente gravitacional nos permite la detección de materia oscura, revelada por las imágenes múltiples de la fuente de luz lejana.




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Efecto Lente en Astronomía
La información que recibimos sobre el universo nos llega ya sea por ondas electromagnéticas (luz), ondas gravitacionales o partículas. El efecto de lente gravitacional afecta la luz emitida por objetos astronómicos, lo cual se puede explotar para investigar la presencia de materia oscura en el universo.

Así es como el efecto de lente gravitacional se usa para detectar materia oscura:

El aumento en el brillo de una estrella debido a la lente gravitacional producido por un planeta masivo es usado para detectar materia oscura en nuestra Galaxia.


La aparición de imágenes múltiples de un quasar debido a la lente producida por un cúmulo de galaxias revela la presencia de materia oscura fuera de la Galaxia.

Bariones y mesones
Existen otras partículas que se pueden construir a partir de las más elementales que aparecen en la tabla anterior. Por ejemplo se ha visto que en la naturaleza se dan partículas formadas por combinaciones de tres quarks o por combinaciones de un par quark y anti-quark (anti-quark es la antipartícula del quark). Estos grupos así formados se llaman Bariones y Mesones respectivamente. Ejemplos:


¿Cuáles son las partículas elementales?
Dependiendo del tipo de interacciones que pueden tener, las partículas se clasifican en dos grandes grupos: los quarks y los leptones. Un tercer grupo lo forman las partículas portadoras de fuerzas.


FUERZA PARTÍCULA MEDIADORA
Electromagnética Fotón
Nuclear Fuerte Gluón
Nuclear Débil W, Z
Gravedad (gravitón?)
QUARKS LEPTONES
U Electrón
D Neutrino electrón
S Muón
C Neutrino muón
B Tau
T Neutrino tau



Bosones y fermiones
Según la propiedad cuántica llamada spin, las partículas se clasifican en Bosones (si tienen spin entero) o fermiones (si tienen spin semi-entero). El electrón es un ejemplo de un fermión, mientras que las partículas portadoras de una interacción son bosones.


Electrón
Descubierto en 1897 por el físico inglés J. J. Thomson (1856 - 1940). Los electrones son partícula con carga eléctrica negativa que dan origen a la electricidad cuando fluyen en un conductor. El electrón pertenece a la familia de los leptones


Gluón
Es la partícula portadora de la interacción nuclear fuerte


Gravitón
Es la partícula portadora de la interacción gravitacional


Leptón
Según el modelo estándar las partículas elementales han sido agrupadas en dos grandes familias: los quarks y los leptones. Los leptones son partículas muy ligeras que siempre interactúan por medio de la fuerza nuclear débil y si tienen carga también sienten la interacción electromagnética, pero nunca sienten la interacción nuclear fuerte. Ejemplos de los leptones son: el electrón, el muón, el tau y el neutrino.


Neutrino
En italiano la palabra neutrino significa el 'neutro pequeñito', lo cual era justamente lo que el físico Enrico Fermi queria denotar. Un neutrino es una partícula de masa nula (o muy cercana a nula) que no tiene carga y no siente la fuerza nuclear fuerte. Fue propuesto por Wolfgang Pauli en 1930 y descubierto en 1956 por Fred Reines y Clyde Cowan. En el universo hay muchos neutrinos (250 en cada centímetro cuadrado del cosmos), pero como éstos no sienten la fuerza nuclear fuerte ni la fuerza electromagnética, es muy difícil detectarlos. En el tiempo que usted demora en leer esta frase, millones de neutrinos han atravezado su cuerpo a la velocidad de la luz. Estas partículas pueden constituir gran parte de la materia oscura del universo. El artículo de Neutrinos en el cosmos presenta el tema de los neutrinos más detalladamente.


Neutrón
Se encuentra normalmente, como el protón, en los núcleos atómicos. El neutrón no tiene carga eléctrica, está hecho de tres quarks y no es una partícula estable en general. Cuando se encuentra libre, fuera del núcleo, ésta decae en un protón, un positrón y un neutrino. Fue descubierto por el físico inglés James Chadwick en 1932. La masa del neutrón es ligeramente mayor que la del protón.


Positrón
Es la anti-partícula del electrón. Es decir tiene la misma masa del electrón, pero su carga es de signo contrario (+) y cuando se encuentra con en electrón, este par se aniquila convirtiendo toda su masa en energía en forma de radiación (fotones). Fue descubierto en experimentos de rayos cósmicos por Carl Anderson en 1932.


Protón
Es una partícula de carga eléctrica igual a la del electrón pero positiva y con una masa 1800 veces mayor a la del electrón. Un protón está formado por tres quarks y se encuentra normalmente dentro de núcleos atómicos. En ambientes de muy alta energía como en el Sol, los protones se encuentran libres.




Quarks
Por medio de experimentos de colisiones entre partículas elementales se ha podido determinar que el protón y el neutrón no son partículas simples (sin partes). Por el contrario, dentro del protón hay partes con sus propiedades individuales que se suman para formar las características visibles del protón. Estas partes que forman al protón se llaman quarks.





Los quarks son partículas elementales, que no solamente forman al protón, sino a toda una serie de familias de otras partículas. Combinaciones de tres quarks forman los bariones (como el protón) y combinaciones de un quark y un anti-quark forman la famila de los mesones. Los quarks sienten la fuerza nuclear fuerte, pero no se encuentran libres en la naturaleza. Siempre están en estados ligados con otros quarks ya sea en un barión o en un mesón. La teoría de los Quarks fue elaborada en 1963 por los físicos Murray Gell-Mann y Yuval Ne'eman. Fue Gell-Mann quien dió el nombre de 'quarks' a estas partículas. La palabra no tiene significado alguno y salió de una frase de un libro del escritor James Joyce. Poco tiempo después de lanzada la hipótesis de los quarks, experimentos realizados en los laboratorios de Fermilab (en EEUU) y CERN (en Ginebra) comenzaron a dar evidencia experimental sobre su existencia.


La Masa de Las Partículas




nucleosíntesis

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Los núcleos atómicos están hechos de neutrones y protones. A los 3 minutos ya existen las condiciones para la formación de los primeros núcleos atómicos.

El núcleo más sencillo que se puede formar es el de Deuterio. ¿Cómo? Por la fusión nuclear de 1 protón + 1 neutrón. Unos segundos antes no se podían formar porque la temperatura aún era muy alta y se destruirían con facilidad. En seguida se puede formar el núcleo de Helio (= 2 protones + 2 neutrones).





Tiempo Temperatura (grados Kelvin)
3 min 1.000 millones


Tiempo
Temperatura (grados Kelvin)
3 min
1.000 millones



FIN DE LA NUCLEOSÍNTESIS

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Este es la época en la cual se fija la composición química primordial del universo.

Para que se pueda mantener la formación de núcleos atómicos se debe contar con una temperatura y densidad muy alta. Sin embargo, el universo se enfría a medida que se expande.

A los 34 minutos se frena la producción de núcleos atómicos porque la temperatura no es lo suficientemente alta para lograr la fusión nuclear de elementos más pesados. El resultado final es que el universo queda con una composición química primordial así: 25% helio (2He4), 75% hidrógeno (1H1) y unas pequeñas trazas de deuterio (1H2), helio-3 (2He3) y litio (3Li7).


Esta es la materia normal que aparecerá en las estrellas, planetas, y todos los objetos astronomicos que observamos. En el universo también hay una gran componente de partículas elementales de naturaleza distinta. Este tipo de materia se llama materia oscura y aún no ha sido observada directamente.


Tiempo Temperatura (grados Kelvin)
34 min 300 millones


Tiempo
Temperatura (grados Kelvin)
34 min
300 millones



FORMACIÓN DE ÁTOMOS

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Pasan 380.000 años, el universo sigue en expansión, la materia y la radiación interactúan fuertemente por medio de fuerzas electromagnéticas que hacen que la luz sea dispersada por los electrones. Esto quiere decir que la radiación (fotones) sufre muchas colisiones que no le permiten la libre propagación. Situados en un lado del universo en esta época no prodríamos ver que estaba sucediendo al otro lado del universo por que la radiación no se propagaba libremente. Era como estar inmerso en la neblina.

Aun no existen los átomos, las altas temperaturas no permiten que los núcleos de hidrógeno y helio existentes atrapen electrónes para formar átomos neutros.





Para formar átomos es necesario contar con electrones libres de baja energía que puedan ser atraídos por la fuerza electromagnética del núcleo. Al comienzo, la temperatura es muy alta y no se pueden formar átomos. En estas condiciones, si un átomo llegara a formarse inmediatamente se destruiría debido al excesivo número de colisiones energéticas entre las partículas.

Un evento importante sucede a los 380.000 años de edad del universo: la temperatura baja a 3.000 grados Kelvin, suficientemente baja para permitir la formación de átomos neutros. Antes de la formación de átomos neutros la luz no podía viajar libremente de un extremo a otro del universo, por el contrario, los electrones libres formaban un medio difuso y opaco para la luz, como una nube densa. Cuando los electrones libres son absorbidos por los átomos recien formados el medio cambia repentinamente de difuso a transparente para la radiación. Se origina así un fondo cosmológico de radiación (o radiación cósmica de fondo).


Tiempo Temperatura (grados Kelvin)
380.000 años 3.000

Tiempo
Temperatura (grados Kelvin)
380.000 años
3.000




LA RADIACIÓN CÓSMICA DE FONDO

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En las condiciones de alta temperatura y densidad que se encuentran en las primeras etapas del universo los fotones tienen mucha energía y por lo tanto se comportan como partículas. Estas partículas (fotones) sufren muchos choques haciendo que el medio sea opaco.

Cuando el universo tiene una edad de 380.000 años se forman átomos neutros. En este proceso los electrones libres quedan atrapados en los átomos y como consecuencia los fotones pueden viajar libremente!


La luz ahora se propaga libremente y constituye un fondo de radiación constante en el universo.



Tiempo
Temperatura (grados Kelvin)
380.000 años
3.000


Tiempo Temperatura (grados Kelvin)
380.000 años 3.000


FORMACIÓN DE ESTRUCTURA

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Una vez generada la radiación cósmica de fondo, pasan muchos millones de años muy aburridores para la historia del universo. No pasa nada excepto la continuación de la expansión y el enfriamiento.

Durante esta época el universo es oscuro, como una bola de gas que alcanza el equilibrio termodinámico. No hay estrellas o galaxias que emitan rayos de luz. La única forma de radiación es la radiación cósmica de fondo proveniente del Big Bang, que se enfria en forma proporcional a la expansión del espacio.

Pero, IMPORTANTE: las pequeñas fluctuaciones en la distribución de la materia se amplifican por la acción de la gravedad. Éste es el principio de la formación de estrellas, galaxias y estructuras mayores.








Comenzando a los 200 millones de años de edad del universo las nubes más densas colapsan por la acción de la gravedad y se convierten en las primeras estrellas. Las galaxias se forman por agregación de estrellas y nubes de gas a partir de los 700.000 años, y más adelante las galaxias se agrupan en sistemas mayores. El proceso de formación de estructura aun continua hoy con cúmulos galácticos y super-cúmulos que encierran una masa total equivalente a 10.000.000 de millones de soles (= 1014 masas solares).

¿Cómo aparecieron las fluctuaciones en la densidada de la materia?







LAS PRIMERAS ESTRELLAS

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La época oscura del universo termina cuando aparece la luz de las primeras estrellas a los 200 millones de años después del Big Bang.

Dentro de las nubes que se forman por colapso gravitacional existen regiones con mayor concentración de masa. El colapso de estas nubes de materia primordial se produce con la ayuda de la gravedad proveniente de la materia oscura en el universo. En estas nubes superdensas la energía gravitacional se convierte en calor, sube la temperatura y la presión y comienza el proceso de fusión nuclear haciendo que las primeras estrellas brillen.

La luz de las primeras estrellas alcanza a ionizar los átomos del medio interestelar. Por esta razón a esta época se le llama de re-ionización. Vuelven a aparecer electrones libres con los que se dispersa la radiación cósmica de fondo, dejando una huella característica en este fondo de radiación.

Las primeras estrellas solo tienen hidrógeno y helio, pero en sus núcleos se forman elementos químicos más pesados y cuando estas llegan al término de su vida, algunas se convierten en supernovas que explotan enriqueciendo el medio interestelar con los nuevos elementos químicos que aparecerán en estrellas formadas posteriormente.





IMPORTANTE: Dentro del núcleo de las estrellas, la fusión nuclear forma elementos más pesados que el helio. Por ejemplo se puede formar nitrógeno, carbono, hierro, etc.




IMPORTANTE:
Dentro del núcleo de las estrellas, la fusión nuclear forma elementos más pesados que el helio. Por ejemplo se puede formar nitrógeno, carbono, hierro, etc.



ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR

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El Sol y los planetas se formaron a partir de una nube de gas primordial (hidrógeno 75% y helio 25%) hace 4.500 millones de años.

El Sol y los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, etc) se originaron de esas nubes por la acción de la gravedad que tiende a acumular grandes cantidades de masa en centros bien definidos. Uno de estos centros resultó ser el Sol, otro Júpiter, etc. con la diferencia de que la cantidad de masa que pudo acumular el Sol fue lo suficientemente grande para alcanzar la densidad y temperatura que comienzan el proceso de fusión nuclear.

Los planetas sólidos como la Tierra se formaron por la acumulación de planetesimales que a su vez se formaron por agregación de pequeños fragmentos de materia.







EVIDENCIA EXPERIMENTAL DEL BIG BANG

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¿ Cómo sabemos que la teoría del Big Bang es correcta?


Estrictamente es imposible probar que una teoría es correcta porque siempre existe la posibilidad que surjan datos experimentales más precisos que falsifiquen la teoría. Sin embargo, una buena teoría debe hacer predicciones y cuando las predicciones se pueden comprobar experimentalmente la teoría gana peso. Otro aspecto que incrementa la probabilidad de que una teoría sea correcta es la consistencia interna y la consistencia con otras teorías más fundamentales y maduras. En este aspecto el big bang es una teoría robusta que goza de una envidiable consistencia. La teoría del big bang no es libre de retos observacionales pero hasta el momento no han surgido observaciones que den pie para falsificarla (rechazarla). Veamos la evidencia:

Tabla de consistencia del Big Bang.

Se enumeran las predicciones de la teoría y los hechos que se deberían cumplir para que la teoría sea auto-consistente. Al lado se anota la evidencia experimental correspondiente. Bajo la columna de probabilidad (prob) se le asigna a cada predicción un puntaje que básicamente designa la probabilidad de que la predicción haya quedado probada. Este puntaje no es riguroso, es propuesto por el autor y se basa solamente en su experiencia en el tema y por lo que se refleja en trabajos de otros investigadores del tema.
Predicción Confirmación Prob
1. Expansión del espacio por A. Friedmann en 1922 y G. Lemaître en 1930 Observada por E. Hubble en 1929 demostrando la relación entre velocidad y distancia de galaxias lejanas. La velocidad de expansión determinada por el Telescopio Espacial Hubble y consistente con el valor medido por WMAP es de 22 Km/seg por cada millón de años-luz de distancia. 100
2. Edad finita del universo por A. Friedmann en 1922 y G. Lemaître en 1930 13.700 millones de años con un error del 1%, medida por WMAP y consistente con las edades de las estrellas más viejas y las mediciones de la edad del universo realizadas por el Telescopio Espacial Hubble 100
3. El universo es más caliente y denso en el pasado. G. Gamow, 1946. La temperatura de la RCF aumenta a medida que se observa más lejanamente. Mediciones de espectros de nubes de gas intergalácticas revelan una temperatura de la RCF creciente con la distancia. Srianand y otros (2008) midieron la temperatura de la RCF cuando el universo tenía una edad de 2760 millones de años (corrimiento hacia el rojo z = 2.418). La temperatura se pudo determinar analizando el espectro de lineas de absorción en dichas nubes de monoxido de carbono (CO). El resultado de esta medición es de una temperatura de 9.15 +/- 0.7 kelvin, la cual es consistente con el valor de 9.315 kelvin que predice la teoría del big bang para esa época (nota: esta observación no es consistente con el modelo cosmológico estacionario) 100
4. Composición de elementos primordiales por G. Gamow en 1946 75% hidrógeno, 25% helio y una pequeña fracción de deuterio (ver siguiente punto) y litio medidos en espectros estelares 95
5. Presencia de deuterio en el universo Observando líneas de absorción de la luz de quasars lejanos por gas intergaláctico se ha determinado una abundancia universal de deuterio de 2x10-4 relativa al hidrógeno. El deuterio no puede originarse en las estrellas, el Big Bang es el único mecanismo existente para crear este deuterio. 90
6. Radiación Cósmica de Fondo (RCF) por G. Gamow, R. Alpher y R. Herman en 1948 y R. Dicke y J. Peebles en 1965. Detectada por A. Penzias y R. Wilson en 1964. Firmemente establecido su origen cosmológico y estudiada en gran detalle por decenas de experimentos en tierra, globos y plataformas satelitales. 100
7. Espectro térmico de la RCF por G. Gamow, R. Alpher y R. Herman en 1948 Distribución espectral de cuerpo negro con desviaciones no mayores que 0.01% y con temperatura de 2,725 ± 0,002 kelvin medido por los proyectos COBE y COBRA en 1990. 100
8. Anisotropías en la RCF a escalas mayores que 1 grado. Sachs y Wolfe 1967. Detectadas por el proyecto COBE en 1992 con una amplitud característica ΔT/T = 10-5. 90
9. Ondas acústicas en el plasma primordial, por R. A. Sunyaev y Y. B. Zeldovich en 1970. Detectadas por el experimento Boomerang en el 2000 y confirmada por WMAP y decenas más de experimentos observando desde la tierra y montados en globos. 90
10. Polarización de la RCF Detectada por el experimento DASI en el 2002 60
11. Anti-correlación de la temperatura y la polarización de la RCF Detectada por WMAP en el 2003 70
12. Coherencia de la polarización de la RCF a escalas angulares > 1° Observada por WMAP en el 2003 60
13. Interacción de la RCF con nubes de gas en cúmulos galácticos. R. A. Sunyaev y Y. B. Zeldovich en 1969. Observado por Birkinshaw et. al. 1981 midiendo deformaciones del espectro de la RCF en direcciones de cúmulos conocidos. 70
14. Formación de estructura a gran escala a partir de inhomogeneidades en densidad del plasma primordial, estudiada por E. Lifshitz en 1946, y J. Silk en 1967. La concentración de materia en galaxias y cúmulos de galaxias ha sido medida por medio de observaciones profundas del cielo. Estas mediciones son compatibles con la amplitud de las perturbaciones en el plasma a una edad de 380 mil años, según se infieren de las mediciones de anisotropías en la RCF. 80
15. Número de familias de neutrinos por G. Steigman, D. Schram y J. Gunn en 1977 Solo 3 familias. Confirmado por experimentos en el acelerador de partículas del CERN midiendo la vida media del bosón intermedio Z0 y consistente con la nucleosintesis en el Big Bang (ver puntos 4 y 5). 80
16. El universo es finito (H. Olbers, 1823) La noche es oscura. El universo no pede ser infinito en extensión, de lo contrario en cualquier dirección de observación del cielo nos encontraríamos con una estrella y la noche seria tan brillante como el día. 90
17. Debe existir materia oscura no bariónica. Al momento no ha habido detección directa de materia oscura no bariónica que satisfaga los requerimientos de la teoría. Los neutrinos quedan descartados por ser relativistas y tener una masa muy pequeña. La única evidencia favorable viene de la dinámica de galaxias y cúmulos galácticos. 40
18. Debe existir un fondo cosmológico de neutrinos, predicción de R. Alpher y R. Herman en 1948. Evidencia de un fondo cosmológico de neutrinos se desprende del análisis de los datos de anisotropias de la RCF de 5 años acumulados de datos del experimento WMAP. 0
19. Debe existe un fondo cosmológico de ondas gravitacionales Aún no detectado, y posiblemente no se podrá detectar directamente debido a su baja intensidad. Esta predicción es específica del modelo inflacionario. 0



Tabla de consistencia del Big Bang.
Se enumeran las predicciones de la teoría y los hechos que se deberían cumplir para que la teoría sea auto-consistente. Al lado se anota la evidencia experimental correspondiente. Bajo la columna de probabilidad (prob) se le asigna a cada predicción un puntaje que básicamente designa la probabilidad de que la predicción haya quedado probada. Este puntaje no es riguroso, es propuesto por el autor y se basa solamente en su experiencia en el tema y por lo que se refleja en trabajos de otros investigadores del tema.
Predicción
Confirmación
Prob
1. Expansión del espacio por A. Friedmann en 1922 y G. Lemaître en 1930
Observada por E. Hubble en 1929 demostrando la relación entre velocidad y distancia de galaxias lejanas. La velocidad de expansión determinada por el Telescopio Espacial Hubble y consistente con el valor medido por WMAP es de 22 Km/seg por cada millón de años-luz de distancia.
100
2. Edad finita del universo por A. Friedmann en 1922 y G. Lemaître en 1930
13.700 millones de años con un error del 1%, medida por WMAP y consistente con las edades de las estrellas más viejas y las mediciones de la edad del universo realizadas por el Telescopio Espacial Hubble
100
3. El universo es más caliente y denso en el pasado. G. Gamow, 1946.
La temperatura de la RCF aumenta a medida que se observa más lejanamente. Mediciones de espectros de nubes de gas intergalácticas revelan una temperatura de la RCF creciente con la distancia. Srianand y otros (2008) midieron la temperatura de la RCF cuando el universo tenía una edad de 2760 millones de años (corrimiento hacia el rojo z = 2.418). La temperatura se pudo determinar analizando el espectro de lineas de absorción en dichas nubes de monoxido de carbono (CO). El resultado de esta medición es de una temperatura de 9.15 +/- 0.7 kelvin, la cual es consistente con el valor de 9.315 kelvin que predice la teoría del big bang para esa época (nota: esta observación no es consistente con el modelo cosmológico estacionario)
100
4. Composición de elementos primordiales por G. Gamow en 1946
75% hidrógeno, 25% helio y una pequeña fracción de deuterio (ver siguiente punto) y litio medidos en espectros estelares
95
5. Presencia de deuterio en el universo
Observando líneas de absorción de la luz de quasars lejanos por gas intergaláctico se ha determinado una abundancia universal de deuterio de 2x10-4 relativa al hidrógeno. El deuterio no puede originarse en las estrellas, el Big Bang es el único mecanismo existente para crear este deuterio.
90
6. Radiación Cósmica de Fondo (RCF) por G. Gamow, R. Alpher y R. Herman en 1948 y R. Dicke y J. Peebles en 1965.
Detectada por A. Penzias y R. Wilson en 1964. Firmemente establecido su origen cosmológico y estudiada en gran detalle por decenas de experimentos en tierra, globos y plataformas satelitales.
100
7. Espectro térmico de la RCF por G. Gamow, R. Alpher y R. Herman en 1948
Distribución espectral de cuerpo negro con desviaciones no mayores que 0.01% y con temperatura de 2,725 ± 0,002 kelvin medido por los proyectos COBE y COBRA en 1990.
100
8. Anisotropías en la RCF a escalas mayores que 1 grado. Sachs y Wolfe 1967.
Detectadas por el proyecto COBE en 1992 con una amplitud característica ΔT/T = 10-5.
90
9. Ondas acústicas en el plasma primordial, por R. A. Sunyaev y Y. B. Zeldovich en 1970.
Detectadas por el experimento Boomerang en el 2000 y confirmada por WMAP y decenas más de experimentos observando desde la tierra y montados en globos.
90
10. Polarización de la RCF
Detectada por el experimento DASI en el 2002
60
11. Anti-correlación de la temperatura y la polarización de la RCF
Detectada por WMAP en el 2003
70
12. Coherencia de la polarización de la RCF a escalas angulares > 1°
Observada por WMAP en el 2003
60
13. Interacción de la RCF con nubes de gas en cúmulos galácticos. R. A. Sunyaev y Y. B. Zeldovich en 1969.
Observado por Birkinshaw et. al. 1981 midiendo deformaciones del espectro de la RCF en direcciones de cúmulos conocidos.
70
14. Formación de estructura a gran escala a partir de inhomogeneidades en densidad del plasma primordial, estudiada por E. Lifshitz en 1946, y J. Silk en 1967.
La concentración de materia en galaxias y cúmulos de galaxias ha sido medida por medio de observaciones profundas del cielo. Estas mediciones son compatibles con la amplitud de las perturbaciones en el plasma a una edad de 380 mil años, según se infieren de las mediciones de anisotropías en la RCF.
80
15. Número de familias de neutrinos por G. Steigman, D. Schram y J. Gunn en 1977
Solo 3 familias. Confirmado por experimentos en el acelerador de partículas del CERN midiendo la vida media del bosón intermedio Z0 y consistente con la nucleosintesis en el Big Bang (ver puntos 4 y 5).
80
16. El universo es finito (H. Olbers, 1823)
La noche es oscura. El universo no pede ser infinito en extensión, de lo contrario en cualquier dirección de observación del cielo nos encontraríamos con una estrella y la noche seria tan brillante como el día.
90
17. Debe existir materia oscura no bariónica.
Al momento no ha habido detección directa de materia oscura no bariónica que satisfaga los requerimientos de la teoría. Los neutrinos quedan descartados por ser relativistas y tener una masa muy pequeña. La única evidencia favorable viene de la dinámica de galaxias y cúmulos galácticos.
40
18. Debe existir un fondo cosmológico de neutrinos, predicción de R. Alpher y R. Herman en 1948.
Evidencia de un fondo cosmológico de neutrinos se desprende del análisis de los datos de anisotropias de la RCF de 5 años acumulados de datos del experimento WMAP.
0
19. Debe existe un fondo cosmológico de ondas gravitacionales
Aún no detectado, y posiblemente no se podrá detectar directamente debido a su baja intensidad. Esta predicción es específica del modelo inflacionario.
0


Y ¿cuáles son los problemas del Big Bang?


LOS PROBLEMAS DEL BIG-BANG
Desde el año 1929 cuando el astrónomo Edwing Hubble descubrió la expansión del universo, se ha progresado inmensamente en el entendimiento del origen del cosmos.

La teoría que goza de mayor aceptación y sustento experimental es la cosmología del Big-Bang. Sin embargo, aún quedan algunos problemas por resolver dentro de esta teoría. Necesitamos mentes inquietas y jóvenes para resolverlos.





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EL PROBLEMA DEL HORIZONTE
La temperatura del universo es la misma en cualquier dirección que observemos. ¿Cómo sucede esto, sabiendo que no todos los puntos del universo han interactuado de alguna forma para igualar su temperatura?


EL PROBLEMA DE LA GEOMETRÍA DEL UNIVERSO
La teoría del Big-Bang se basa en la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein, según la cual la geometría del universo puede ser plana (tal como la entendía Euclides) o esférica. El problema de la geometría radica en que el universo que observamos exhibe una geometría plana (o por lo menos muy cercana a ser plana), lo cual es poco probable ya que de no ser exactamente plana, con el tiempo evolucionaría rápidamente hacia una geometría altamente esférica.


EL PROBLEMA DE LA MATERIA OSCURA DEL UNIVERSO
Para resolver los dos problemas anteriores, se ha propuesto una solución que se llama el modelo inflacionario y que propone una etapa de rápido crecimiento del universo en sus primeros momentos. Para que esta propuesta funcione es necesario que el universo tenga muchísima más materia de lo que observamos directamente. A esta materia se le llama oscura y hasta el momento no se ha encontrado ni se sabe muy bien cuál es su naturaleza.


EL PROBLEMA DE LA EDAD DEL UNIVERSO
A manera de nota histórica (porque ya se ha resuelto este problema) vale la pena mencionar el dilema de la edad del universo: cuando Edwing Hubble observó el movimiento de recesión de las galaxias, la primera idea que se le ocurrió fue que si el universo se expande es porque en algún momento en el pasado todas las galaxias compartían el mismo lugar. Si pudiéramos devolvernos en el tiempo, ¿cuánto tiempo tomaría el universo para llegar a ese estado?

La respuesta nos daría un estimado de la edad del universo. Los cálculos que se hicieron originalmente arrojaban resultados que indicaban edades de 6 a 10 mil millones de años. Estos resultados entraban en conflicto con las edades de los cúmulos globulares, los cuales se sabía que tenian edades superiores a los 10 mil millones de años. Gracias a las mediciones de posiciones estelares por el satélite Hiparcos, y por mediciones de distancias galácticas por el Telescopio Espacial Hubble, este dilema se ha resuelto.

Fuente:
http://astroverada.com/_/Main/T_darkmatter.html