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Diferencia entre revisiones de «Big Bang»

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{{Redirige aquí|Big Bang}}
{{otros usos|The Big Bang Theory|la serie de televisión}}
[[Archivo:Universe expansion es.png|thumb|250px|Según la teoría del Big Bang, el [[Universo]] se originó en una [[singularidad espaciotemporal]] de [[densidad]] infinita [[matemática]]mente paradójica. El espacio se ha expandido desde entonces, por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto de los otros.]]
En [[cosmología física]], la '''teoría del Big Bang''' o teoría de la gran explosión es un [[modelo científico]] que trata de explicar el origen del [[Universo]] y su desarrollo posterior a partir de una [[singularidad espaciotemporal]]. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del Universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la [[relatividad general]], llamados [[Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker|modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker]]. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la [[ley de Hubble]]), como en un sentido más general para referirse al [[paradigma]] cosmológico que explica el origen y la [[evolución]] del mismo.

== Introducción ==
Curiosamente, fue el [[Astrofísica|astrofísico]] inglés [[Fred Hoyle]], uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la [[Teoría del Estado Estacionario|teoría del estado estacionario]], quien dijo para mofarse que el modelo descrito era sólo un ''big bang'' (gran explosión) durante una discusión de la [[BBC]] en [[1949]]. No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.<ref>Michio Kaku, ''El Universo de Einstein'', p. 109.</ref>

La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de [[isotropía]] y [[homogeneidad]] a gran escala de la distribución de [[galaxia]]s y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el [[tiempo]].

Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una [[temperatura]] más alta y mayor [[densidad]] y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, [[George Gamow]] en [[1948]] pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como [[radiación de fondo de microondas]].

== Breve historia de su génesis y desarrollo ==
Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de [[Alexander Friedman]], del año [[1922]], y de [[Georges Lemaître]], de [[1927]], utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en [[1929]], el astrónomo [[Estados Unidos|estadounidense]] [[Edwin Hubble]] ([[1889]]-[[1953]]) descubrió galaxias más allá de la [[Vía Láctea]] que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En [[1948]], el físico [[Rusia|ruso]] nacionalizado estadounidense, [[George Gamow]] ([[1904]]-[[1968]]), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita ([[COBE]]) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.

Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el ''[[Teoría del Big Crunch|Big Crunch]]'' o Gran Colapso. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ''[[locuciones latinas#A - E|ad eternum]]''.

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la década de [[1910]], el astrónomo estadounidense [[Vesto Melvin Slipher|Vesto Slipher]] y, después de él, [[Carl Wilhelm Wirtz]], de [[Estrasburgo]], determinaron que la mayor parte de las [[nebulosas espirales]] se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas [[nebulosa]]s eran en realidad [[galaxias]] exteriores a nuestra [[Vía Láctea]].

Además, la teoría de [[Albert Einstein]] sobre la [[relatividad general]] (segunda década del [[siglo XX]]) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la [[constante cosmológica]]. El primero en aplicar formalmente la [[relatividad]] a la [[cosmología]], sin considerar la [[constante cosmológica]], fue [[Alexander Friedman]], cuyas [[ecuación|ecuaciones]] describen el [[Universo]] [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]], que puede expandirse o contraerse.

Entre [[1927]] y [[1930]], el padre [[jesuita]] [[Bélgica|belga]] [[Georges Lemaître]] obtuvo independientemente las ecuaciones [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]] y propuso, sobre la base de la [[recesión]] de las [[nebulosas espirales]], que el [[Universo]] se inició con la ''explosión'' de un ''[[átomo]] primigenio'', lo que más tarde se denominó "Big Bang".

En [[1929]], [[Edwin Hubble]] realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la [[teoría de Lemaître]]. [[Hubble]] probó que las [[nebulosas espirales]] son [[galaxias]] y midió sus distancias observando las [[estrella variable Cefeida|estrellas variables cefeidas]] en [[galaxias]] distantes. Descubrió que las [[galaxias]] se alejan unas de otras a [[velocidad]]es (relativas a la [[Tierra]]) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la [[ley de Hubble]] (véase ''Edwin Hubble: Marinero de las nebulosas'', texto escrito por [[Edward Christianson]]).

Según el [[principio cosmológico]], el alejamiento de las [[galaxias]] sugería que el [[Universo]] está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis opuestas. La primera era la [[teoría Big Bang de Lemaître]], apoyada y desarrollada por [[George Gamow]]. La segunda posibilidad era el modelo de la [[teoría del estado estacionario]] de [[Fred Hoyle]], según la cual se genera nueva [[materia]] mientras las [[galaxias]] se alejan entre sí. En este modelo, el [[Universo]] es básicamente el mismo en un momento dado en el [[tiempo]]. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.

Con el pasar de los años, las [[evidencias observacionales]] apoyaron la [[idea]] de que el [[Universo]] evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la [[radiación de fondo]] de [[microondas]], en [[1965]], ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del [[cosmos]]. Antes de finales de los [[años sesenta]], muchos [[cosmólogo]]s pensaban que la [[singularidad]] infinitamente densa del [[tiempo]] inicial en el modelo cosmológico de [[Friedman]] era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de [[Richard Tolman]] de un [[Universo oscilante]]. En los años [[1960]], [[Stephen Hawking]] y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la [[singularidad]] es un componente esencial de la [[gravedad]] de [[Einstein]]. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el [[Universo]] que observamos se inició hace un [[tiempo finito]].

Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en [[cosmología]] tratan de ampliar o concretar aspectos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.

A finales de los [[años 1990]] y principios del [[siglo XXI]], se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos en [[telescopio|telescopía]], en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el [[telescopio espacial Hubble]] y [[WMAP]]. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en [[energía oscura|aceleración]].

== Descripción del Big Bang ==
[[Archivo:Evolución Universo WMAP.jpg|thumb|350px|El [[Universo]] ilustrado en tres [[dimensión|dimensiones]] espaciales y una dimensión temporal.]]
[[Michio Kaku]] ha señalado cierta paradoja en la denominación ''big bang'' (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del [[espacio-tiempo]], habría sido el mismo big bang lo que habría generado las [[dimensión|dimensiones]] desde una [[singularidad]]; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.

Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las [[Supernova#Tipo Ia|supernovas tipo 1a]], en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la [[correlación]] de las galaxias, la [[edad del Universo]] es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado [[modelo Lambda-CDM|modelo de concordancia]] que describe la naturaleza detallada del Universo.

El universo en sus primeros momentos estaba lleno [[homogeneidad|homogénea]] e [[isotropía|isótropamente]] de una [[energía]] muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando [[cambios de fase]] análogos a la [[ebullición|condensación]] del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las [[física de partículas|partículas elementales]].

Aproximadamente 10<sup>-35</sup> segundos después del [[tiempo de Planck]] un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma [[crecimiento exponencial|exponencial]] durante un período llamado [[inflación cósmica]]. Al terminar la [[inflación]], los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un [[plasma de quarks-gluones]], en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma [[relatividad|relativista]]. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado [[bariogénesis]], los [[quark]]s y los [[gluón|gluones]] se combinaron en [[barión|bariones]] tales como el [[protón]] y el [[neutrón]], produciendo de alguna manera la [[asimetría]] observada actualmente entre la [[materia]] y la [[antimateria]]. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la [[simetría]], así que les dieron su forma actual a las [[fuerzas fundamentales|fuerzas fundamentales de la física]] y a las [[partículas elementales]]. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los [[núcleos]] de [[deuterio]] y de [[helio]], en un proceso llamado [[nucleosíntesis primordial]]. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la [[radiación]]. Pasados 300.000 años, los [[electrón|electrones]] y los núcleos se combinaron para formar los [[átomo]]s (mayoritariamente de [[hidrógeno]]). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la [[radiación de fondo de microondas]].

Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan [[materia oscura fría]], [[materia oscura caliente]] y [[materia bariónica]]. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la [[materia oscura fría]]. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.

El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como [[energía oscura]]. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la [[Ley de Hubble|expansión del universo]] varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el [[espacio-tiempo]] se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una [[constante cosmológica]] en las [[ecuaciones de campo de Einstein]] de la relatividad general, pero los detalles de esta [[ecuación de estado]] y su relación con el [[modelo estándar]] de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.

Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10<sup>-33</sup> segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la [[teoría de la gran unificación]]. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una [[singularidad espaciotemporal|singularidad gravitacional]] en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta [[paradoja física]], hace falta una teoría de la [[gravedad cuántica]]. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores [[problemas no resueltos de la física]].

== Base teórica ==

En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:

# [[Ley física|La universalidad de las leyes de la física]], en particular de la [[relatividad general|teoría de la relatividad general]]
# [[Principio cosmológico|El principio cosmológico]]
# [[Principio de Copérnico|El principio de Copérnico]]

Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de la física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10<sup>-5</sup>. La [[isotropía]] del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10<sup>-5</sup>. Actualmente se intenta verificar el [[principio de Copérnico]] observando la interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del [[Sunyaev-Zeldovich effect|efecto Sunyaev-Zeldovich]] con un nivel de exactitud del 1 por ciento.

La teoría del Big Bang utiliza el [[postulado de Weyl]] para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de [[coordenadas conformales]], en las cuales las llamadas [[distancia codesplazante|distancias codesplazantes]] y los [[tiempos conformales]] permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por el [[tiempo codesplazante]].

Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo.Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la expansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e independientes del [[espacio métrico]]. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeña que cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.

== Evidencias ==

En general, se consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del Big Bang. Éstas son: la expansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el [[corrimiento al rojo|corrimiento hacia el rojo]] de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la [[nucleosíntesis del Big Bang|abundancia de elementos ligeros]]. Además, la [[función de correlación (astronomía)|función de correlación]] de la [[estructura a gran escala del Universo]] encaja con la teoría del Big Bang.

=== Expansión expresada en la ley de Hubble ===

{{AP|Ley de Hubble}}

De la observación de galaxias y [[quasar]]es lejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan un [[corrimiento al rojo|corrimiento hacia el rojo]], lo que quiere decir que la [[luz]] que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el [[Espectro de frecuencias|espectro]] de los objetos y comparando, después, el patrón [[espectroscopia|espectroscópico]] de las [[línea de emisión|líneas de emisión]] o [[línea de absorción|absorción]] correspondientes a átomos de los [[elemento]]s que interactúan con la [[radiación]]. En este análisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente al [[efecto Doppler]] en la radiación. Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan una [[relación lineal]], conocida como [[Ley de Hubble]]:

:<math>v=H_0 \cdot D \,</math>

donde ''v'' es la [[velocidad recesional]], ''D'' es la distancia al objeto y ''H''<sub>0</sub> es la [[constante de Hubble]], que el satélite WMAP estimó en 71 ± 4&nbsp;[[kilómetro|km]]/[[Segundo (unidad de tiempo)|s]]/[[Pársec|Mpc]].

=== Radiación cósmica de fondo ===

{{AP|Radiación de fondo de microondas}}
[[Archivo:WMAP.jpg|thumb|250px|Imagen de la radiación de fondo de microondas.]]
Una de las predicciones de la teoría del Big Bang es la existencia de la radiación cósmica de fondo, [[radiación de fondo de microondas]] o CMB (''Cosmic microwave background''). El universo temprano, debido a su alta temperatura, se habría llenado de luz emitida por sus otros componentes. Mientras el universo se enfriaba debido a la expansión, su temperatura habría caído por debajo de 3.000 K. Por encima de esta temperatura, los electrones y protones están separados, haciendo el universo opaco a la luz. Por debajo de los 3.000 K se forman los átomos, permitiendo el paso de la luz a través del gas del universo. Esto es lo que se conoce como [[disociación|disociación de fotones]].

La radiación en este momento habría tenido el espectro del [[cuerpo negro]] y habría viajado libremente durante el resto de vida del universo, sufriendo un corrimiento hacia el rojo como consecuencia de la expansión de Hubble. Esto hace variar el espectro del cuerpo negro de 3.345 K a un espectro del cuerpo negro con una temperatura mucho menor. La radiación, vista desde cualquier punto del universo, parecerá provenir de todas las direcciones en el espacio.

En [[1965]], [[Arno Penzias]] y [[Robert Woodrow Wilson|Robert Wilson]], mientras desarrollaban una serie de observaciones de diagnóstico con un receptor de [[radiación microondas|microondas]] propiedad de los [[Laboratorios Bell]], descubrieron la radiación cósmica de fondo. Ello proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones generales respecto al CMB —la radiación resultó ser isótropa y constante, con un espectro del cuerpo negro de cerca de 3 K— e inclinó la balanza hacia la hipótesis del Big Bang. Penzias y Wilson recibieron el [[Premio Nobel]] por su descubrimiento.

En [[1989]], la [[NASA]] lanzó el COBE (Cosmic background Explorer) y los resultados iniciales, proporcionados en [[1990]], fueron consistentes con las predicciones generales de la teoría del Big Bang acerca de la CMB. El COBE halló una temperatura residual de 2.726 K, y determinó que el CMB era isótropo en torno a una de cada 10<sup>5</sup> partes. Durante la década de los 90 se investigó más extensamente la anisotropía en el CMB mediante un gran número de experimentos en tierra y, midiendo la [[distancia angular]] media (la distancia en el cielo) de las anisotropías, se vio que el universo era [[forma del universo|geométricamente plano]].

A principios de [[2003]] se dieron a conocer los resultados de la [[WMAP|Sonda Wilkinson de Anisotropías del fondo de Microondas]] (en inglés ''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe'' o ''WMAP''), mejorando los que hasta entonces eran los valores más precisos de algunos parámetros cosmológicos. ''(Véase también [[Fondo cósmico de microondas#Experimentos|experimentos sobre el fondo cósmico de microondas]])''. Este satélite también refutó varios [[inflación cósmica|modelos inflacionistas]] específicos, pero los resultados eran constantes con la teoría de la inflación en general.

=== Abundancia de elementos primordiales ===

{{AP|Nucleosíntesis primordial}}

Se puede calcular, usando la teoría del Big Bang, la concentración de [[helio]]-4, [[helio]]-3, [[deuterio]] y [[litio]]-7 en el universo como proporciones con respecto a la cantidad de [[hidrógeno]] normal, H. Todas las abundancias dependen de un solo parámetro: la razón entre [[fotón|fotones]] y [[barión|bariones]], que por su parte puede calcularse independientemente a partir de la estructura detallada de la radiación cósmica de fondo. Las proporciones predichas (en masa, no volumen) son de cerca de 0,25 para la razón <sup>4</sup>He/H, alrededor de 10<sup>-3</sup> para <sup>2</sup>He/H, y alrededor de 10<sup>-4</sup> para <sup>3</sup>He/H.

Estas abundancias medidas concuerdan, al menos aproximadamente, con las predichas a partir de un valor determinado de la razón de bariones a fotones, y se considera una prueba sólida en favor del Big Bang, ya que esta teoría es la única explicación conocida para la abundancia relativa de elementos ligeros. De hecho no hay, fuera de la teoría del Big Bang, ninguna otra razón obvia por la que el universo debiera, por ejemplo, tener más o menos helio en proporción al hidrógeno.

=== Evolución y distribución galáctica ===

Las observaciones detalladas de la [[secuencia de Hubble|morfología]] y [[Estructura a gran escala del Universo|estructura]] de las galaxias y cuásares proporcionan una fuerte evidencia del Big Bang. La combinación de las observaciones con la teoría sugiere que los primeros cuásares y galaxias se formaron hace alrededor de mil millones de años después del Big Bang, y desde ese momento se han estado formando estructuras más grandes, como los [[cúmulo de galaxias|cúmulos de galaxias]] y los [[supercúmulo]]s. Las poblaciones de estrellas han ido envejeciendo y evolucionando, de modo que las galaxias lejanas (que se observan tal y como eran en el principio del universo) son muy diferentes a las galaxias cercanas (que se observan en un estado más reciente). Por otro lado, las galaxias formadas hace relativamente poco son muy diferentes a las galaxias que se formaron a distancias similares pero poco después del Big Bang. Estas observaciones son argumentos sólidos en contra de la teoría del estado estacionario. Las observaciones de la [[formación estelar]], la distribución de cuásares y galaxias, y las estructuras más grandes concuerdan con las simulaciones obtenidas sobre la formación de la estructura en el universo a partir del Big Bang, y están ayudando a completar detalles de la teoría.

== Problemas comunes ==

Históricamente, han surgido varios problemas dentro de la teoría del Big Bang. Algunos de ellos sólo tienen interés histórico y han sido evitados, ya sea por medio de modificaciones a la teoría o como resultado de observaciones más precisas. Otros aspectos, como el [[problema de la penumbra en cúspide]] y el [[problema de la galaxia enana]] de [[materia oscura fría]], no se consideran graves, dado que pueden resolverse a través de un perfeccionamiento de la teoría.

Existe un pequeño número de proponentes de [[cosmología no estándar|cosmologías no estándar]] que piensan que no hubo Big Bang. Afirman que las soluciones a los problemas conocidos del Big Bang contienen modificaciones [[hipótesis ad hoc|ad hoc]] y agregados a la teoría. Las partes más atacadas de la teoría incluyen lo concerniente a la [[materia oscura]], la [[energía oscura]] y la [[inflación cósmica]]. Cada una de estas características del universo ha sido sugerida mediante observaciones de la [[radiación de fondo de microondas]], la [[Estructura a gran escala del Universo|estructura a gran escala del cosmos]] y las [[supernova|supernovas de tipo IA]], pero se encuentran en la frontera de la [[física moderna]] (ver [[problemas no resueltos de la física]]). Si bien los [[gravedad|efectos gravitacionales]] de materia y energía oscuras son bien conocidos de forma observacional y teórica, todavía no han sido incorporados al [[modelo estándar]] de la [[física de partículas]] de forma aceptable. Estos aspectos de la cosmología estándar siguen sin tener una explicación adecuada, pero la mayoría de los astrónomos y los físicos aceptan que la concordancia entre la teoría del Big Bang y la evidencia observacional es tan cercana que permite establecer con cierta seguridad casi todos los aspectos básicos de la teoría.

Los siguientes son algunos de los problemas y enigmas comunes del Big Bang.

=== El problema del segundo principio de la termodinámica ===
{{AP|Segundo principio de la termodinámica}}
El problema del segundo principio de la termodinámica resulta del hecho de que de este principio se deduce que la [[entropía]], el desorden, aumenta si se deja al sistema (el [[universo]]) seguir su propio rumbo. Una de las consecuencias de la [[entropía]] es el aumento en la proporción entre radiación y materia por lo tanto el universo debería terminar en una muerte térmica, una vez que la mayor parte de la materia se convierta en fotones y estos se diluyan en la inmensidad del universo.

Otro problema señalado por [[Roger Penrose]] es que la entropía parece haber sido anormalmente pequeña en el estado inicial del universo. Penrose evalúa la probabilidad de un estado inicial en aproximadamente:
<math>10^{10^{123}}</math>.<ref>[http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf R. Penrose, 1996, p.309]</ref> De acuerdo con Penrose y otros, la teoría cosmológica ordinaria no explica porqué la entropía inicial del universo es tan anormalmente baja, y propone la hipótesis de curvatura de Weil en conexión con ella. De acuerdo con esa hipótesis una [[gravedad cuántica|teoría cuántica de la gravedad]] debería dar una explicación tanto del porqué el universo se inició en un estado de curvatura de Weil nula y de una entropía tan baja. Aunque todavía no se ha logrado una teoría de la [[gravedad cuántica]] satisfactoria.

Por otro lado en la teoría standard el estado entrópico anormalmente bajo, se considera que es producto de una "gran casualidad" justificada en base al [[principio antrópico]]. Postura que Penrose y otros consideran filosóficamente insatisfactoria.

=== El problema del horizonte ===

{{AP|Problema del horizonte}}

El problema del horizonte, también llamado [[problema de la causalidad]], resulta del hecho de que la información no puede viajar más rápido que la luz, de manera que dos regiones en el espacio separadas por una distancia mayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo no pueden estar [[causalidad|causalmente]] conectadas. En este sentido, la isotropía observada de la radiación de fondo de microondas (CMB) resulta problemática, debido a que el tamaño del [[horizonte de partículas]] en ese tiempo corresponde a un tamaño de cerca de dos grados en el cielo. Si el universo hubiera tenido la misma historia de expansión desde la época de Planck, no habría mecanismo que pudiera hacer que estas regiones tuvieran la misma temperatura.

Esta aparente inconsistencia se resuelve con la [[Inflación cósmica|teoría inflacionista]], según la cual un campo de energía escalar isótropo domina el universo al transcurrir un tiempo de Planck luego de la época de Planck. Durante la inflación, el universo sufre una expansión exponencial, y regiones que se afectan mutuamente se expanden más allá de sus respectivos horizontes. El [[principio de incertidumbre de Heisenberg]] predice que durante la fase inflacionista habrá [[fluctuación primordial|fluctuaciones primordiales]], que se simplificarán hasta la escala cósmica. Estas [[fluctuación|fluctuaciones]] sirven de semilla para toda la estructura actual del universo. Al pasar la inflación, el universo se expande siguiendo la ley de Hubble, y las regiones que estaban demasiado lejos para afectarse mutuamente vuelven al horizonte. Esto explica la isotropía observada de la CMB. La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes según la escala y que tienen una [[distribución normal]] o gaussiana, lo cual ha sido confirmado con precisión por medidas de la CMB.

En 2003 apareció otra teoría para resolver este problema, [[Velocidad de la luz variable|la velocidad variante de la luz]] de [[João Magueijo]], que aunque a la larga contradice la relatividad de Einstein usa su ecuación incluyendo la constante cosmológica para resolver el problema de una forma muy eficaz que también ayuda a solucionar el problema de la planitud.

=== El problema de la planitud ===

{{AP|problema de la planitud}}

El problema de la planitud (''flatness'' en inglés) es un problema observacional que resulta de las consecuencias que la métrica de [[Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]] tiene para con la [[geometría del universo]]. En general, se considera que existen tres tipos de geometrías posibles para nuestro universo según su curvatura: [[geometría hiperbólica]], [[geometría euclidiana]] o plana y [[geometría elíptica]]. Dicha geometría viene determinada por la cantidad total de densidad de energía del universo (medida mediante el [[tensor de tensión-energía]]).

Siendo ρ la densidad de energía medida observacionalmente y ρ<sub>c</sub> la [[densidad crítica]] se tiene que para las diferentes geometrías las relaciones entre ambos parámetros han de ser las que siguen:<center>'''Hiperbólico''' --> '''ρ < ρ<sub>c</sub>'''||'''Plano''' --> '''ρ=ρ<sub>c</sub>'''||'''Elíptico''' --> '''ρ > ρ<sub>c</sub>'''</center>

Se ha medido que en los primeros momentos del universo su densidad tuvo que ser 10<sup>-15</sup> veces (una milbillonésima parte) la densidad crítica. Cualquier desviación mayor hubiese conducido a una [[muerte térmica]] o un [[Big Crunch]] y el universo no sería como ahora.

La solución a este problema viene de nuevo de la [[Inflación cósmica|teoría inflacionaria]]. Durante el periodo inflacionario el [[espaciotiempo]] se expandió tan rápido que provocó una especie de ''estiramiento'' del universo acabando con cualquier curvatura residual que pudiese haber. Así la inflación pudo hacer al universo plano, de ahí el nombre ''planitud''.

=== Edad de los cúmulos globulares ===

A mediados de los años 90, las observaciones realizadas de los [[cúmulo globular|cúmulos globulares]] parecían no concondar con la Teoría del Big Bang. Las simulaciones realizadas por ordenador de acuerdo con las observaciones de las poblaciones [[estrella|estelares]] de cúmulos de galaxias sugirieron una edad de cerca de 15.000 millones de años, lo que entraba en conflicto con la edad del universo, estimada en 13.700 millones de años. El problema quedó resuelto a finales de esa década, cuando las nuevas simulaciones realizadas, que incluían los efectos de la pérdida de masa debida a los [[viento estelar|vientos estelares]], indicaron que los cúmulos globulares eran mucho más jóvenes. Quedan aún en el aire algunas preguntas en cuanto a con qué exactitud se miden las edades de los cúmulos, pero está claro que éstos son algunos de los objetos más antiguos del universo.

=== Monopolos magnéticos ===

La objeción de los [[monopolo magnético|monopolos magnéticos]] fue propuesta a finales de la [[años 1970|década de 1970]]. Las [[Teoría del todo|teorías de la gran unificación]] predicen [[defecto topológico|defectos topológicos]] en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos encontrándose en el espacio con una densidad mucho mayor a la observada. De hecho, hasta ahora, no se ha dado con ningún monopolo. Este problema también queda resuelto mediante la inflación cósmica, dado que ésta elimina todos los puntos defectuosos del universo observable de la misma forma que conduce la geometría hacia su forma plana. Es posible que aun así pueda haber monopolos pero se ha calculado que apenas si habría uno por cada universo visible, una cantidad ínfima y no observable en todo caso.

=== Materia oscura ===

En las diversas observaciones realizadas durante las décadas de los [[años 1970|70]] y [[años 1980|80]] (sobre todo las de las [[curva de rotación galáctica|curvas de rotación de las galaxias]]) se mostró que no había suficiente materia visible en el universo para explicar la intensidad aparente de las fuerzas gravitacionales que se dan en y entre las galaxias. Esto condujo a la idea de que hasta un 90% de la materia en el universo no es materia común o [[barión]]ica sino materia oscura. Además, la asunción de que el universo estuviera compuesto en su mayor parte por materia común llevó a predicciones que eran fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo es mucho menos "inhomogéneo" y contiene mucho menos [[deuterio]] de lo que se puede considerar sin la presencia de materia oscura. Mientras que la existencia de la materia oscura era inicialmente polémica, ahora es una parte aceptada de la cosmología estándar, debido a las observaciones de las anisotropías en el CMB, [[dispersión]] de velocidades de los [[cúmulo de galaxias|cúmulos de galaxias]], y en las [[Estructura a gran escala del Universo|estructuras a gran escala]], estudios de las [[lente gravitacional|lentes gravitacionales]] y medidas por medio de [[rayos x]] de los cúmulos de galaxias. La materia oscura se ha detectado únicamente a través de su huella gravitacional; no se ha observado en el laboratorio ninguna partícula que se le pueda corresponder. Sin embargo, hay muchos candidatos a materia oscura en [[física de partículas]] (como, por ejemplo, las partículas pesadas y neutras de interacción débil o [[WIMP]] (Weak Interactive Massive Particles), y se están llevando a cabo diversos proyectos para detectarla.

=== Energía oscura ===

En los años 90, medidas detalladas de la densidad de [[masa]] del universo revelaron que ésta sumaba en torno al 30% de la [[Big Crunch|densidad crítica]]. Puesto que el universo es plano, como indican las medidas del fondo cósmico de microondas, quedaba un 70% de densidad de energía sin contar. Este misterio aparece ahora conectado con otro: las mediciones independientes de las [[supernova]]s de [[Supernova#Tipo Ia|tipo Ia]] han revelado que la expansión del universo experimenta una aceleración de tipo no lineal, en vez de seguir estrictamente la Ley de Hubble. Para explicar esta aceleración, la relatividad general necesita que gran parte del universo consista en un componente energético con gran [[ecuación de estado|presión negativa]]. Se cree que esta energía oscura constituye ese 70% restante. Su naturaleza sigue siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los candidatos posibles incluyen una [[constante cosmológica]] escalar y una [[quintaesencia]]. Actualmente se están realizando observaciones que podrían ayudar a aclarar este punto.

=== Quarks ===

{{AP|Quark}}

Se sabe que en el momento después del Big Bang las partículas elementales aparecieron, los quarks arriba en los protones y los quarks abajo en los neutrones, por ser de la misma carga eléctrica, no se pudieron unir por la interacción electromagnética, es inútil recurrir a la interacción nuclear fuerte, pues ésta sólo tiene un alcance del tamaño máximo del núcleo y además porque la interacción electromagnética tiene un alcance gigantesco, también el universo se agrandó en un sólo segundo cien octillones de veces, en este brevísimo lapso de tiempo la interacción nuclear fuerte no podría unir la casi totalidad (si no es la totalidad) de los quarks.
Todavía no pudo haber sido resuelto este problema.

== El futuro de acuerdo con la teoría del Big Bang ==

Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraron dos posibles escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del Universo se encuentra sobre la densidad crítica, entonces el Universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsarse. Éste se haría más denso y más caliente nuevamente, terminando en un estado similar al estado en el cual empezó en un proceso llamado Big Crunch. Por otro lado, si la densidad en el Universo es igual o menor a la densidad crítica, la expansión disminuiría su velocidad, pero nunca se detendría. La formación de estrellas cesaría mientras el Universo en crecimiento se haría menos denso cada vez. El promedio de la temperatura del universo podría acercarse asintóticamente al [[cero absoluto]] (0 [[Kelvin|K]] ó -273,15&nbsp;°C). Los agujeros negros se evaporarían por efecto de la [[radiación de Hawking]]. La [[entropía]] del universo se incrementaría hasta el punto en que ninguna forma de energía podría ser extraída de él, un escenario conocido como [[muerte térmica]]. Más aún, si existe la descomposición del protón, proceso por el cual un protón decaería a partículas menos masivas emitiendo radiación en el proceso, entonces todo el hidrógeno, la forma predominante del materia bariónica en el universo actual, desaparecería a muy largo plazo, dejando solo [[radiación]].

Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez una mayor parte del [[universo visible]] en la actualidad quedará más allá de nuestro [[horizonte de sucesos]] y fuera de contacto. Se desconoce cuál sería el resultado de este evento. El [[modelo Lambda-CMD]] del universo contiene energía oscura en la forma de una [[constante cosmológica]] (de alguna manera similar a la que había incluido Einstein en su primera versión de las ecuaciones de campo). Esta teoría sugiere que sólo los sistemas mantenidos gravitacionalmente, como las galaxias, se mantendrían juntos, y ellos también estarían sujetos a la [[muerte térmica]] a medida que el universo se enfriase y expandiese. Otras explicaciones de la energía oscura-llamadas [[teorías de la energía fantasma]] sugieren que los cúmulos de galaxias y finalmente las galaxias mismas se desgarrarán por la eterna expansión del universo, en el llamado [[Big Rip]].

{{VT|Destino último del universo}}

== Física especulativa más allá del Big Bang ==

A pesar de que el modelo del Big Bang se encuentra bien establecido en la cosmología, es probable que se refine en el futuro. Se tiene muy poco conocimiento sobre el universo más temprano, durante el cual se postula que ocurrió la inflación. También es posible que en esta teoria existan porciones del Universo mucho más allá de lo que es observable en principio. En la teoría de la inflación, esto es un requisito: La expansión exponencial ha empujado grandes regiones del espacio más allá de nuestro horizonte observable. Puede ser posible deducir qué ocurrió cuando tengamos un mejor entendimiento de la física a altas energías. Las especulaciones hechas al respecto, por lo general involucran teorías de [[gravedad cuántica]].

Algunas propuestas son:
* [[inflación cósmica|inflación caótica]]
* [[cosmología de branas]] incluyendo el modelo [[etpirótica|ekpirótico]] en el cual el Big Bang es el resultado de una colisión entre membranas.
* un [[universo oscilante]] en el cual el estado primitivo denso y caliente del universo temprano deriva del [[Big Crunch]] de un universo similar al nuestro. El universo pudo haber atravesado un número infinito de big bangs y big crunchs. El [[modelo cíclico|cíclico]], una extensión del modelo ekpirótico, es una variación moderna de esa posibilidad.
* modelos que incluyen la [[estado de Hartle-Hawking|condición de contorno de Hartle-Hawking]] en la cual totalidad del espacio-tiempo es finito. Algunas posibilidades son compatibles cualitativamente unas con otras. En cada una se encuentran involucradas hipótesis aún no testeadas.

== Interpretaciones filosóficas y religiosas ==
Existe un gran número de interpretaciones sobre la teoría del Big Bang que son completamente especulativas o extra-científicas. Algunas de estas ideas tratan de explicar la causa misma del Big Bang ([[primera causa]]), y fueron criticadas por algunos filósofos [[naturalismo filosófico|naturalistas]] por ser solamente nuevas versiones de la [[creación]]. Algunas personas creen que la teoría del Big Bang brinda soporte a antiguos enfoques de la creación, como por ejemplo el que se encuentra en el ''[[Génesis]]'' (ver [[creacionismo]]), mientras otros creen que todas las teorías del Big Bang son inconsistentes con las mismas.

El Big Bang como teoría científica no se encuentra asociado con ninguna [[religión]]. Mientras algunas interpretaciones [[fundamentalismo|fundamentalistas]] de las religiones entran en conflicto con la historia del universo postulada por la teoría del Big Bang, la mayoría de las interpretaciones son liberales. A continuación sigue una lista de varias interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang (que son hasta cierto punto incompatibles con la propia descripción científica del mismo):
* En la ''Biblia'' cristiana aparecen dos versículos que hablarían del ''big bang'' y el ''big crunch'': «Él está sentado sobre el círculo de la tierra, cuyos moradores son como langostas; él extiende los cielos como una cortina, los despliega como una tienda para morar» ([[Isaías]] 40.22). «Y todo el ejército de los cielos se disolverá, y se enrollarán los cielos como un libro; y caerá todo su ejército como se cae la hoja de la parra, y como se cae la de la higuera» (Isaías 34.4).
* La [[Iglesia Católica Romana]] ha aceptado el Big Bang como una descripción del origen del Universo. Se ha sugerido que la teoría del Big Bang es compatible con las vías de santo [[Tomás de Aquino]], en especial con la primera de ellas sobre el movimiento, así como con la quinta.
* Algunos estudiantes del [[Kabbalah]], el [[deísmo]] y otras fes no antropomórficas, concuerdan con la teoría del Big Bang, conectándola por ejemplo con la teoría de la "retracción divina" ''([[tzimtzum]])'' como es explicado por el judío [[Maimónides|Moisés Maimónides]].
* Algunos [[Islam|musulmanes]] modernos creen que el ''[[Corán]]'' hace un paralelo con el Big Bang en su relato sobre la creación: «¿No ven los no creyentes que los cielos y la Tierra fueron unidos en una sola unidad de creación, antes de que nosotros los separásemos a la fuerza? Hemos creado todos los seres vivientes a partir del agua» (capítulo 21, versículo 30). El ''Corán'' también parece describir un universo en expansión: «Hemos construido el cielo con poder, y lo estamos expandiendo» (52.47).
* Algunas ramas [[teísmo|teístas]] del [[hinduismo]], tales como las tradiciones [[vaisnava|vishnuistas]], conciben una teoría de la creación con ejemplos narrados en el tercer canto del ''[[Bhagavata Purana]]'' (principalmente, en los capítulos 10 y 26), donde se describe un estado primordial se expande mientras el Gran [[Vishnú]] observa, transformándose en el estado activo de la suma total de la materia ''([[prakriti]])''.
* El [[budismo]] posee una concepción del universo en el cual no hay un evento de creación. Sin embargo, no parece ser que la teoría del Big Bang entrara en conflicto con la misma, ya que existen formas de obtener un universo eterno según el paradigma. Cierto número de populares filósofos [[Zen]] estuvieron muy interesados, en particular, por el concepto del [[universo oscilante]].

== Véase también ==
* [[Cosmos]]
* [[Cronología de la cosmología]]
* [[Cronología del Big Bang]]
* [[Cosmología]]
* [[Modelo Lambda-CDM]]
* [[Agujero blanco]]
* [[Big Bounce]]
* [[Big Crunch]]
* [[Big Freeze]]
* [[Big Rip]]
* [[Singularidad desnuda]]
* [[Universo]]
* [[Ylem]]

== Referencia ==
{{listaref|2}}

=== Bibliografía ===
* BARROW, JOHN D. ''Las constantes de la naturaleza''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-684-7
* GREEN, BRIAN. ''El tejido del cosmos. Espacio, tiempo y la textura de la realidad''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-737-0.
* GRIBBIN, John. ''En busca del Big Bang''. Colección "Ciencia hoy". [[Madrid]]: Ediciones Pirámide, 09/1989. ISBN 84-368-0421-X e ISBN 978-84-368-0421-8.
* HAWKING, S. W. ''Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros''. Barcelona: Círculo de Lectores, 09/1991. ISBN 84-226-2715-9 e ISBN 978-84-226-2715-9.
* [http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf PENROSE, ROGER, ''La nueva mente del emperador'', Fonde de Cultrua Económica, México D.F. (1996). ISBN 978-968-13-4361-3]

* WEINBERG, STEVEN, ''Los tres primeros minutos del universo'', Alianza, Madrid (1999). ISBN 978-84-206-6730-0.

==== Introducciones técnicas ====
* S. Dodelson, ''Modern Cosmology'', Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook.
* E. W. Kolb and M. S. Turner, ''The Early Universe'', Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for cosmologists.
* P. J. E. Peebles, ''Principles of Physical Cosmology'', Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong historical focus.

==== Fuentes de primera mano ====
* G. Lemaître, "''Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques''" (A homogeneous Universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae), ''Annals of the Scientific Society of Brussels'' '''47A''' (1927):41—General Relativity implies the universe has to be expanding. Einstein brushed him off in the same year. Lemaître's note was translated in ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''91''' (1931): 483–490.
* G. Lemaître, ''Nature'' '''128''' (1931) suppl.: 704, with a reference to the primeval atom.
* R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements, "''Physical Review'' '''73''' (1948), 803. The so-called αβγ paper, in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by protons capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry.
* G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.
* G. Gamow, ''Nature'' '''162''' (1948), 680.
* R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1737.
* R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.
* R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow ''Nature'' '''162''' (1948), 774.
* A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 419. The paper describing the discovery of the cosmic microwave background.
* R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 414. The theoretical interpretation of Penzias and Wilson's discovery.
* A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," ''Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz.'' '''5''', 32 (1967), translated in ''JETP Lett.'' '''5''', 24 (1967).
* R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" ''Physics Today'' '''Aug 1988''' 24–34. A review article.

==== Religión y filosofía ====
* [[Jean-Marc Rouvière]], ''Brèves méditations sur la création du monde'', Ed. L'Harmattan, Paris, 2006.
* Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, ''A Dictionary of Creation Myths''. Oxford University Press (1995), ISBN 0-19-510275-4.
* Pío XII (1952), "Modern Science and the Existence of God," ''The Catholic Mind'' 49:182–192.

==== Artículos de investigación ====
La mayoría de los artículos científicos sobre cosmología están disponibles como preimpresos en [http://arxiv.org/arxiv.org]. Generalmente son muy técnicos, pero algunas veces tienen una introducción clara en inglés. Los archivos más relevantes, que cubren experimentos y teoría están el el archivo de [http://arxiv.org/archive/astro-ph astrofísica], donde se ponen a disposición artículos estrechamente basados en observaciones, y el archivo de [http://arxiv.org/archive/gr-qc relatividad general y cosmología cuántica], el cual cubre terreno más especulativo. Los artículos de interés para los cosmólogos también aparecen con frecuencia en el archivo sobre [http://arxiv.org/archive/hep-th Fenómenos de alta energía] y sobre [http://arxiv.org/archive/hep-th teoría de alta energía].

=== Enlaces externos ===
{{commonscat|Big bang}}
{{wikiquote|Big Bang}}
* [[Open Directory Project]]: [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ Cosmology]
* [[PBS]].org, [http://www.pbs.org/deepspace/timeline/ "From the Big Bang to the End of the Universe. The Mysteries of Deep Space Timeline"]
* [http://www.historyoftheuniverse.com/ "Welcome to the History of the Universe"]. Penny Press Ltd.
* [[Cambridge University]] Cosmology, "[http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bb_home.html The Hot Big Bang Model]". Includes a discussion of the problems with the big bang.
* [[Smithsonian Institution]], "[http://cfa-www.harvard.edu/seuforum/bigbanglanding.htm UNIVERSE! - The Big Bang and what came before]".
* D'Agnese, Joseph, "[http://www.findarticles.com/p/articles/mi_m1511/is_7_20/ai_55030837 The last Big Bang man left standing, physicist Ralph Alpher devised Big Bang Theory of universe]". ''Discover'', July [[1999]].
* Felder, Gary, "[http://www.ncsu.edu/felder-public/kenny/papers/cosmo.html The Expanding Universe]".
* LaRocco, Chris and Blair Rothstein, [http://www.umich.edu/~gs265/bigbang.htm "THE BIG BANG: It sure was BIG!!"].
* Mather, John C., and John Boslough [[1996]], ''The very first light: the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the universe''. ISBN 0-465-01575-1 p.300
* Shestople, Paul, "[http://cosmology.berkeley.edu/Education/IUP/Big_Bang_Primer.html "Big Bang Primer"].
* Singh, Simon, ''Big Bang: the origin of the universe'', Fourth Estate (2005). A historical review of the big bang.
* Wright, Edward L., [http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html "Brief History of the Universe"].
* [http://www.cosmologystatement.org Ciertos científicos escriben acerca del big bang].
* Grant, Ted. Woods Alan. [http://engels.org/libr/razon/raz_2_9a.htm "El big bang"] , capítulo del libro [http://engels.org/libr/razon/raz_0.htm ''Razón y Revolución''], Fundación Federico Engels.

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[[sh:Veliki prasak]]
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[[sk:Veľký tresk]]
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[[su:Big Bang]]
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[[te:మహా విస్ఫోటం]]
[[th:บิกแบง]]
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[[tr:Büyük Patlama]]
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[[zh-yue:宇宙大爆炸]]

Revisión del 21:20 9 abr 2010

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