Ver o código fonte de «Big-bang»

{{1000}}
{{1000 artigos icona título|materia=Cultura científica}}
{{Sen notas}}
[[Ficheiro:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|miniatura|Modelo cosmolóxico do big-bang, a imaxe representa a liña de tempo do Universo.]]
[[Ficheiro:Universe expansion.png|miniatura|Segundo o modelo do big-bang, o [[universo]] formouse a partir dun estado extremadamente denso e quente. O propio espazo estivo expandíndose dende aquela, arrastrando [[galaxia]]s (e o resto da materia) con el.]]

O '''big-bang'''<ref>{{DRAG|big-bang}}</ref><ref>{{Diciopedia|big-bang|1|317}}</ref> (en [[lingua inglesa]] 'grande explosión'), ten tres significados relacionados na [[cosmoloxía física]]:

O primeiro fai referencia ós feitos observables que acreditan a evolución do [[universo]], isto é os datos recollidos polos telescopios e demais instrumentos científicos, coma a radiación de fondo de microondas, ou o [[Desprazamento ao vermello|corremento ao vermello]] da luz emitida dende as estrelas e Galaxias.

Un segundo fai referencia ao modelo [[cosmoloxía|cosmolóxico]] explicativo da evolución do universo dende hai 13&nbsp;800 millóns de anos, a partir dun estado enormemente [[densidade|denso]] e [[temperatura|quente]] e de dimensión mínima ata as súas dimensións actuais e a súa posterior evolución.

Por último, nun senso máis técnico, utilizase para describir a explosión ocorrida uns 10<sup>-35 </sup>segundos despois do instante cero, tendo en conta que máis aló de 10<sup>-43 </sup>segundos despois da singularidade ou momento cero da historia do universo non son aplicábeis as leis físicas coñecidas, sendo este límite temporal o [[Tempo de Planck]] (o tempo que tarda un fotón en percorrer a [[lonxitude de Planck]]).

A [[Cosmoloxía observacional|evidencia observacional]] do big-bang inclúe a análise do [[Espectro electromagnético|espectro]] [[luz|luminoso]] das [[galaxia]]s, que revela un desprazamento cara ao vermello proporcional á [[distancia]] nunha relación descrita pola [[lei de Hubble]]. Combinada coa asunción de que os observadores posicionados en calquera lugar do universo farían observacións similares ([[principio de Copérnico]]), isto suxire que o propio [[espazo]] estase [[expansión métrica do espazo|expandindo]] (ver [[espazo métrico]]). Retrotraéndonos no tempo dedúcese o estado inicial do universo (no tempo 0), o cal é a premisa clave do big-bang.

O apoio teórico do big-bang vén de modelos matemáticos, chamados [[Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker|modelos de Friedman]], que amosan que un big-bang é consistente coa [[relatividade xeral]] e co [[principio cosmolóxico]], que di que as propiedades do universo deberían ser independentes da súa posición ou orientación.

A teoría da [[nucleosíntese do big-bang]] predí o paso no que varios elementos de luz son creados en modelos do universo antigamente e dá resultados que son xeralmente consistentes coas observacións. O modelo do big-bang, ademais, predí a [[radiación de fondo cósmico de microondas]], un fondo de feble radiación de microondas que enche o universo. O descubrimento da radiación do fondo cósmico de microondas en [[1964]] levou a que os físicos aceptasen, polo xeral, que o big-bang é o mellor modelo para explicar a orixe e a evolución do universo.

== Big-bang ou estado estacionario ==
A demostración da expansión do universo de Edwin Hubble proba que este non é estático.<ref>{{Cita libro|título = Stephen Hawking's Universe|ano = 1992|url = https://archive.org/details/stephenhawkingsb00step_0|apelidos = Hawking|nome = Stephen|editorial = |ISBN = }}</ref> Nos primeiros tempos, a teoría do estado estacionario foi a máis popular, malia que o fenómeno da creación de materia non estaba xustificada por consideracións físicas pola consideración de que o universo é eterno, sen conflito entre a idade do universo e a idade dun obxecto celeste calquera. Na hipótese do big-bang, o universo ten unha idade finita. Algúns métodos de datación da Terra indicaban que era máis vella que a idade do universo estimado a partir da súa taxa de expansión. Os modelos do tipo big-bang tiñan dificultades por mor destas observacións. Estas dificultades desapareceron cunha nova avaliación máis precisa da taxa de expansión do universo.

== Historia ==
:''Véxase tamén: [[Liña de tempo da cosmoloxía]] e [[Historia da astronomía]]''
A teoría do big-bang desenvolveuse a partir de observacións da estrutura do universo e de consideracións teóricas. No 1912 [[Vesto Slipher]] mediu o primeiro [[efecto Doppler]] dunha "[[nebulosa espiral]]" (nebulosa espiral é un termo obsoleto para galaxias espirais), e pronto descubriu que case todas esas nebulosas estaban afastándose da Terra. Non comprendeu as implicación cosmolóxicas deste feito, e naquela época había moita controversia (o Gran Debate entre Shapley e Curtis) sobre se esas nebulosas eran "universos illa" exteriores á [[Vía Láctea]].<ref>V. M. Slipher Vesto Slipher The radial velocity of the Andromeda nebula Lowell Observatory Bulletin volume1 | páxinas 56–57 =http://adsabs.harvard.edu/abs/1913LowOB...2...56S}}<br/>
V. M. Slipher Vesto Slipher Spectrographic observations of nebulae opular Astronomy volume 23 páxinas 21–24 http://adsabs.harvard.edu/abs/1915PA.....23Q..21S</ref> Dez anos despois, [[Alexander Alexandrovich Friedman|Alexander Friedmann]], un [[cosmoloxía física|cosmoloxista]] e [[Matemáticas|matemático]] [[Rusia|ruso]], obtivo as [[ecuacións de Friedmann]] a partir das [[ecuación de Einstein|ecuacións de Einstein]] da [[relatividade xeral]], mostrando que o universo podería estar expandíndose, en contraposición ó modelo de [[universo estático]] que defendía Einstein.<ref>Alexander Alexandrovich Friedman Über die Krümmung des Raumes Z. Phys. volume 10 1922 páxinas 377–386 (tradución inglesa en: AFriedman On the Curvature of Space General Relativity and Gravitation volume 31 1999 1991–2000 http://adsabs.harvard.edu/abs/1999GReGr..31.1991F doi 10.1023/A:1026751225741)</ref> En 1924, a medición de [[Edwin Hubble]] da gran distancia á nebulosa espiral máis próxima mostrou que eses sistemas eran outras [[galaxia]]s. Derivando ecuacións ata chegar ás ecuacións de Friedmann, pero independentemente, en 1927, [[Georges Lemaître]], un sacerdote belga católico, predixo que o retroceso das nebulosas debíase á expansión do universo.<ref>G. | Lemaître Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques Annals of the Scientific Society of Brussels volume 47A 1927 páxina 41 Translated in: [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] volume 91 1931 | 483–490 Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae http://adsabs.harvard.edu/abs/1931MNRAS..91..483L</ref> En 1931 Lemaître foi máis alá e suxeriu que o universo empezara en forma dun simple "[[átomo]] primitivo", facendo eco das anteriores especulacións sobre o [[ovo cósmico]] (orixe do universo).<ref>Lemaître, G. The evolution of the universe: discussion [[Nature]] volume 128 1931 páxina suppl.: 704</ref>

Empezando en 1924, Hubble coidadosamente desenvolveu unha serie de indicadores de distancia, o predecesor da [[escala de distancias cósmicas]], usando o telescopio Hooker de 100 polgadas no [[Observatorio Monte Wilson]]. Isto permitiulle estimar as distancias ás galaxias cuxos corrementos ó vermello foran medidos, na súa maior parte por Slipher. En 1929, Hubble descubriu unha relación entre distancia e velocidade de retroceso, agora coñecida como [[lei de Hubble]].<ref name="hubble">A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae Edwin Hubble [[Proceedings of the National Academy of Sciences]] volume 15 páxinas 168–173 1929 http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168 {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080630010328/http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168 |date=30 de xuño de 2008 }}</ref><ref name="christianson">E. Christianson Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae 1995 Farrar Straus & Giroux ISBN 0-374-14660-8</ref> Lemaître xa mostrara que isto era esperado, dado o [[principio cosmolóxico]].<ref name="peebles">P. J. E. Peebles e Bharat Ratra The cosmological constant and dark energy 2003 Reviews of Modern Physics volume 75 páxinas 559–606 doi 10.1103/RevModPhys.75.559</ref>
[[Ficheiro:WMAP2.jpg|miniatura|esquerda|Representación dun artista do satélite [[WMAP]] recollendo datos para axudar os científicos a entender o big-bang.]]
[[Ficheiro:WMAP_image_of_the_CMB_anisotropy.jpg|miniatura|esquerda|Imaxe do fondo de microondas, resultado dos datos do [[WMAP]].]]

Durante os anos 1930, outras ideas propuxéronse como [[cosmoloxías non estándares]] para explicar as observacións de Hubble, incluíndo o [[modelo de Milne]],<ref>E. A. Milne Relativity, Gravitation and World Structure Oxford University Press 1935</ref> o [[universo oscilante]] (orixinalmente suxerido por Friedmann, pero apoiado por Einstein e [[Richard Tolman]])<ref>R. C. Tolman Relativity, Thermodynamics, and Cosmology Oxford Clarendon Press 1934 id=LCCN 340-32023 Reissued (1987) New York: Dover ISBN 0-486-65383-8.</ref> e a hipótese da [[luz cansa]] de [[Fritz Zwicky]].<ref>Zwicky F 1929 On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space [[Proceedings of the National Academy of Sciences]] volume 15 páxinas 773–779 http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1929PNAS...15..773Z [http://www.pnas.org/cgi/reprintframed/15/10/773 Artigo completo] ([[PDF]])</ref>

Trala [[segunda guerra mundial]] emerxeron dúas posibilidades: unha era a [[teoría do estado estacionario]] de [[Fred Hoyle]], segundo a cal dicíase que a materia se creaba mentres o universo parecía expandirse. Neste modelo, o universo é máis ou menos o mesmo en calquera lugar no tempo.<ref>Fred Hoyle A New Model for the Expanding universe [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] volume 108 1948 páxinas 372 http://adsabs.harvard.edu/abs/1948MNRAS.108..372H</ref> A outra fora a teoría do big-bang de Lemaître, defendida e desenvolvida por [[George Gamow]], quen introduciu a nucleosíntese do big-bang<ref>[[Ralph Asher Alpher|R. A. Alpher]], [[Hans Bethe|H. Bethe]], [[George Gamow|G. Gamow]] The Origin of Chemical Elements [[Physical Review]] volume 73 1948 páxinas 803 http://adsabs.harvard.edu/abs/1948PhRv...73..803A</ref> e cuxos asociados, [[Ralph Alpher]] e [[Robert Herman]], predixeron a radiación de fondo de microondas.<ref>[[Ralph Asher Alpher|R. A. Alpher]] and [[Robert Herman|R. Herman]] Evolution of the Universe [[Nature]] volume 162 1948 | páxinas 774</ref> É unha ironía o feito de que fora Hoyle o que acuñou o nome que acabaría sendo aplicado á teoría de Lemaître, referíndose a el sarcasticamente como "esta idea do ''big-bang''" durante unha emisión de radio.<ref name="singh_summary">http://www.simonsingh.net/Big_Bang.html {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070630195328/http://www.simonsingh.net/Big_Bang.html |date=30 de xuño de 2007 }} Big Bang [[Simon Singh]] dataacceso=28-05-2007</ref>
Por un tempo, ámbalas dúas teorías foron igualmente apoiadas, pero eventualmente, a evidencia observacional, mais notablemente de [[contas de fontes]] de radio, empezaron a favorecer esta última. O descubrimento da [[radiación de fondo cósmico de microondas]] en 1964<ref name="penzias">A. A. Penzias and R. W. Wilson A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s [[Astrophysical Journal]] volume 142 1965 páxinas 419 http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..419P</ref> deixou o big-bang como a mellor teoría sobre a orixe e evolución do cosmos. Gran parte do traballo actual en cosmoloxía inclúe o entendemento de como se forman as galaxias no contexto do big-bang, entendendo a física do universo a tempos máis e máis temperáns, e reconciliando as observacións coa teoría básica.

Déronse grandes pasos na cosmoloxía do big-bang dende a década de 1990, como resultado de avances maiores na tecnoloxía do [[telescopio]], así como da análise dos copiosos datos obtidos de satélites como o [[Cosmic Background Explorer|COBE]],<ref name=cobe>Boggess, N.W., et al. ([[Cosmic Background Explorer|COBE]] collaboration)1992 The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch [[Astrophysical Journal]] volume 397 páxinas 420, Preprint No. 92-02 doi=10.1086/171797</ref> o [[Telescopio Hubble|Hubble Space Telescope]] e o [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]].<ref name="wmap3year">D. N. Spergel et al. ([[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] collaboration) Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology http://arxiv.org/abs/astro-ph/0603449v2 2006 | dataacceso=2007-05-27</ref> Os cosmoloxistas dispoñen agora mesmo dunha medida bastante precisa de moitos dos parámetros do modelo do big-bang, e fixeron o insospeitado descubrimento de que a expansión do universo parece acelerarse (ver [[enerxía escura]]).

== Visión de conxunto ==
[[Ficheiro:History_of_the_Universe.svg|300px|miniatura|esquerda|Historia do Universo. As ondas gravitacionais postuladas polo modelo da gran inflación foron detectadas polo experimento BICEP2 segundo anunciaron o 17 de marzo de 2014]]

=== Singularidade inicial ===
Como xa se dixo, a extrapolación da expansión do universo atrás no tempo usando a [[relatividade xeral]] produce unha [[temperatura]] e [[densidade]] infinitas nun tempo [[finito]] no pasado.<ref>[[Stephen Hawking|S. W. Hawking]] and [[George Ellis|G. F. R. Ellis]] The large-scale structure of space-time Cambridge Cambridge University Press 1973 ISBN 0-521-20016-4</ref> Esta [[singularidade gravitacional|singularidade]] sinala o punto de partida da relatividade xeral. Debátese acerca de ata cando se pode extrapolar ata a singularidade -certamente, sempre despois da [[época de Planck]]. A primitiva fase (alta temperatura e densidade) é chamada "o big-bang",<ref>Non existe un consenso sobre canto durou a fase do big-bang: para algúns escritores só denota a singularidade inicial, para outros toda a historia do universo. Usualmente polo menos os primeiros minutos, durante os cales o helio era sintetizado, son considerados como "feitos durante o big-bang".</ref> e considéraselle o "nacemento" do noso universo. Baseados en medidas da expansión usando [[supernova]]s de [[tipo Ia]], medidas das flutuacións térmicas na [[radiación de fondo cósmico de microondas]], e medidas da [[función de correlación]] das galaxias, calcúlase que o universo ten unha idade de 10<sup>17</sup> segundos.<ref name="wmap1year">doi 10.1086/377226 First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters D. N. Spergel et al. The Astrophysical Journal Supplement Series volume 148 2003 páxinas 175—194</ref> O feito de que tres medidas independentes concorden nos mesmos resultados dá un gran soporte ó [[modelo Lambda-CDM]] que describe en detalle os contidos do universo. As primeiras fases do big-bang están sometidas a moita especulación. Nos modelos máis comúns, o universo foi enchido [[homoxeneidade|homoxeneamente]] e [[isotropía|isotropicamente]] cunha [[densidade enerxética]] incriblemente alta, enormes [[temperatura]] e [[presión]], e foise expandindo e arrefriando moi rapidamente.

=== A Gran Inflación ===
Aproximadamente ós 10<sup>−35</sup> segundos desta expansión, un [[cambio de estado]] da materia causou unha [[inflación cósmica]], durante a cal o universo [[crecemento exponencial|creceu exponencialmente]].<ref name="guth">[[Alan Guth]] The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins Vintage 1998 ISBN 978-0-09-995950-2</ref> A inflación xerou dous tipos de ondas, ondas gravitacionais e ondas de densidade. Estas ondas fóronse espallando polo espazo-tempo e polarizaron os electróns e fotóns libres, polarizándoos de dous xeitos distintos: a [[polarización]] de modo E é xerada polas ondas de densidade, a polarización de modo B é xerada exclusivamente polas ondas gravitacionais (que tamén xeran polarización modo E). Da polarización modo E xa se tiña constancia dende o ano 2000 co experimento [[experimento BOOMERanG|BOOMERanG]], a polarización modo B foi descuberta polo experimento BICEP2, tal coma se fixo público o 17 de marzo de 2014.

=== A barioxénese das partículas elementais ===
Despois de que a inflación parara, o universo estaba constituído por [[plasma quark-gluon]], ademais das outras [[partícula elemental|partículas elementais]].<ref>Schewe, Phil, and Ben Stein http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.htmlAn{{Ligazón morta|data=setembro de 2018 }} Ocean of Quarks Physics News Update, [[American Institute of Physics]] volume=728 issue=#1 2005 | dataacceso=2007-05-27</ref> A temperatura era tan alta que o movemento aleatorio das partículas tiña unha velocidade [[relatividade especial|relativista]], e [[creación de pares|parellas partícula-antipartícula]] de todos os tipos eran constantemente creadas e destruídas. Nalgún punto unha reacción descoñecida chamada [[barioxénese]] violou a conservación do [[número bariónico]], levando a un exceso moi pequeno de [[quark]]s e [[leptón]]s sobre antiquarks e anti-leptóns, da orde dunha parte en 30 millóns. Isto resultou na predominancia da [[materia]] sobre a [[antimateria]] no universo presente.<ref name="kolb_c6">Kolb and Turner (1988), chapter 6</ref>

O universo continuou crecendo en tamaño e caendo en temperatura (provocando que a enerxía típica de cada partícula decrecese). As transicións de fase da [[ruptura de simetría]] axustaron as [[forza fundamental|forzas fundamentais]] da física e os parámetros das [[partícula elemental|partículas elementais]] ós valores actuais.<ref name="kolb_c7">Kolb and Turner (1988), capítulo 7</ref> Aproximadamente ós, 10<sup>−11</sup> segundos, existe menos especulación, xa que as enerxías das partículas baixan a valores que poden ser conseguidos en experimentos de [[física de partículas]]. A aproximadamente 10<sup>−6</sup> segundos, os quarks e gluóns combináronse para formaren [[barión]]s como protóns e neutróns. O pequeno exceso de quarks sobre antiquarks levou a un pequeno exceso dos barións sobre os antibarións. A temperatura xa non era alta dabondo como para crear novos pares protón-antiprotón (e de forma similar, tampouco para neutróns-antineutróns), polo que inmediatamente as masas anuláronse, deixando só unha con 10<sup>10</sup> protóns e neutróns orixinais, e ningunha das súas antipartículas. Un proceso similar ocorreu aproximadamente ó segundo do big-bang, para os electróns e positróns. Tras estas anulacións, os protóns, neutróns e electróns restantes xa non se movían de forma relativista é a densidade de enerxía do universo foi dominada por [[fotón]]s (cunha menor contribución dos [[neutrino]]s).

=== A nucleosíntese do big-bang ===
Uns poucos minutos desde o big-bang, cando a temperatura era duns mil millóns de [[Kelvin]]s e a densidade semellante á do aire terrestre, os neutróns combináronse cos protóns para formaren os [[núcleo atómico|núcleos atómicos]] do [[deuterio]] e [[helio]] no universo, nun proceso chamado [[nucleosíntese do big-bang]].<ref name="kolb_c4">Kolb and Turner (1988), capítulo 4</ref> A maioría dos protóns quedaron sen combinar como núcleos de [[hidróxeno]]. Mentres o universo foi arrefriando, a densidade de enerxía da [[masa en repouso]] comezou a dominar [[gravidade|gravitacionalmente]] á da [[radiación electromagnética]] do fotón.

=== A radiación de fondo cósmico de microondas ===
Tras uns 380.000 anos os electróns e núcleos combináronse en átomos (na súa maior parte [[hidróxeno]]); polo que a radiación se desensamblou da materia e continuou polo espazo con poucos impedimentos. Esta antiga radiación é coñecida como [[radiación de fondo de microondas]].<ref name="peacock_c9">Peacock (1999), chapter 9</ref>

=== A xeración das estruturas a grande escala do universo. As primeiras estrelas. ===
Co paso do tempo, as rexións lixeiramente máis densas da materia distribuída case uniformemente atraeron a materia próxima e gañaron máis densidade, formando nubes de gas, [[Estrela (astronomía)|estrelas]], galaxias, e as demais estruturas astronómicas hoxe observables. Os detalles deste proceso dependen na cantidade e tipo de materia no universo. Os tres tipos de materia posibles son coñecidos como [[materia escura|materia escura fría]], [[materia escura quente]], e [[materia bariónica]]. As mellores medidas dispoñibles (do [[WMAP]]) amosan que a forma dominante de materia no universo é a materia escura fría. Os outros dous tipos de materia fan menos do 20% da materia total no universo.<ref name="wmap3year" />

=== Situación actual do universo. A enerxía escura ===
O universo actual está aparentemente dominado por unha forma misteriosa de enerxía coñecida como [[enerxía escura]]. Aproximadamente o 70% da densidade da enerxía do universo está nesta forma. Esta enerxía escura causa a aceleración da [[lei de Hubble|expansión do universo]], e que sexa observada cunha lentitude maior á esperada a distancias moi grandes. Na súa máis sinxela formulación, a enerxía escura ten a forma dun termo que é unha [[constante cosmolóxica]] nas [[ecuación do campo de Einstein|ecuacións do campo de Einstein]] da relatividade xeral, pero a súa composición é descoñecida, e máis xeralmente, os detalles da súa [[ecuación de estado (cosmoloxía)|ecuación de estado]] e a súa relación co [[modelo estándar]] da física de partículas continúan a ser investigados tanto observacionalmente como teoricamente.<ref name="peebles" />

As tres observacións poden explicarse polo [[modelo Lambda-CDM|modelo ΛCDM]] da cosmoloxía, que é un [[modelo matemático]] do big-bang con seis parámetros libres. Como se notou arriba, non existe un modelo físico convincente para os primeiros 10<sup>−11</sup> segundos do universo. Para resolver o [[paradoxo física|paradoxo]] da [[singularidade]] inicial, cómpre unha teoría da [[gravidade cuántica|gravitación cuántica]]. Entender este período da historia do universo é un dos maiores [[problemas sen resolver en física]].

== Evidencias ==
En xeral, considéranse tres as evidencias empíricas que apoian a teoría cosmolóxica do big-bang. Estas son: a expansión do universo que se expresa na Lei de Hubble e que se pode apreciar no corremento cara ao vermello das galaxias, as medidas detalladas do fondo cósmico de microondas, e a abundancia de elementos lixeiros. Amais, a función de correlación da estrutura a grande escala do Universo encaixa coa teoría do big-bang.

=== Expansión expresada na lei de Hubble ===
{{AP|Lei de Hubble}}

Da observación de galaxias e [[quásar]]es afastados despréndese a idea de que estes obxectos experimentan un [[desprazamento cara ao vermello]], o que quere dicir que a luz que emiten se desprazou proporcionalmente cara a lonxitudes de onda máis longas. Isto compróbase tomando o [[Espectro de frecuencia|espectro]] dos obxectos e comparando, despois, o patrón [[Espectroscopia|espectroscópico]] das [[Liña espectral|liñas de emisión]] ou absorción correspondentes a átomos dos [[Elemento químico|elementos]] que interactuar coa [[radiación]]. Nesta análise pódese apreciar certo corremento cara ao vermello, o que se explica por unha velocidade recesional correspondente ao [[efecto Doppler]] na radiación. Ao representar estas velocidades recesionais fronte ás distancias respecto aos obxectos, obsérvase que gardan unha [[relación lineal]], coñecida como [[Lei de Hubble]]:

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

onde ''v'' é a [[velocidade recesional]], ''D'' é a distancia ao obxecto e ''H''<sub>0</sub> é a [[lei de Hubble|constante de Hubble]], que o satélite WMAP estimou en 71 ±4 [[Quilómetro|km]]/[[segundo|s]]/[[Parsec|Mpc]].

=== Radiación cósmica de fondo ===
{{AP|Radiación de fondo de microondas}}
[[Ficheiro:WMAP.jpg|miniatura|250px|Imaxe da radiación de fondo de microondas.]]
Unha das predicións da teoría do big-bang é a existencia da radiación cósmica de fondo, [[radiación de fondo cósmico de microondas]] ou CMB&nbsp;(Cosmic&nbsp;microwave&nbsp;background). O universo temperán, debido á súa alta temperatura, teríase enchido de luz emitida polos seus outros compoñentes. Mentres o universo se arrefriaba debido á expansión, a súa temperatura tería caído por debaixo de 3000 K. Por enriba desta temperatura, os electróns e protóns están separados, facendo o universo opaco á luz. Por debaixo dos 3000 K fórmanse os átomos, permitindo o paso da luz a través do gas do universo. Isto é o que se coñece como [[disociación|disociación de fotóns]].

A radiación neste momento tería tido o espectro do [[corpo negro]] e tería viaxado libremente durante o resto de vida do universo, sufrindo un desprazamento cara ao vermello como consecuencia da expansión de&nbsp;Hubble. Isto fai variar o espectro do corpo negro de 3345 K a un espectro do corpo negro cunha temperatura moito menor. A radiación, vista dende calquera punto do universo, parecerá provir de todas as direccións no espazo.

En [[1965]],&nbsp;[[Arno Allan Penzias]]&nbsp;e&nbsp;[[Robert Woodrow Wilson]], mentres desenvolvían unha serie de observacións de diagnóstico cun receptor de [[microondas]] propiedade dos [[Laboratorios&nbsp;Bell]], descubriron a radiación cósmica de fondo. Iso proporcionou unha confirmación substancial das predicións xerais respecto ao&nbsp;CMB&nbsp;—&nbsp;a radiación resultou ser isótropa e constante, cun espectro do corpo negro de preto de 3 K—&nbsp; e inclinou a balanza cara á hipótese do big-bang.&nbsp;Penzias&nbsp;e&nbsp;Wilson&nbsp;recibiron o [[Premios Nobel|Premio&nbsp;Nobel]]&nbsp;polo seu descubrimento.

En [[1989]], a&nbsp;[[NASA]]&nbsp;lanzou o&nbsp;COBE&nbsp;(Cosmic&nbsp;background&nbsp;Explorer) e os resultados iniciais, proporcionados en [[1990]], foron consistentes coas predicións xerais da teoría do big-bang acerca da&nbsp;CMB. O&nbsp;COBE achou unha temperatura residual de 2,726&nbsp;K, e determinou que oCMB&nbsp;era isótropo en torno a unha de cada 10<sup>5</sup> partes. Durante a década dos 90 investigouse máis extensamente a anisotropía no CMB&nbsp;mediante un gran número de experimentos en terra e, medindo a [[distancia angular]] media (a distancia no ceo) das anisotropías, viuse que o universo era [[forma do universo|xeometricamente plano]].

A principios de [[2003]] déronse a coñecer os resultados da [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|Sonda Wilkinson de Anisotropías&nbsp;do fondo de&nbsp;Microondas]]&nbsp;(en inglés ''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe''&nbsp;ou&nbsp;''WMAP''), mellorando os que até entón eran os valores máis precisos dalgúns parámetros cosmolóxicos. (''Vexa tamén [[Radiación de fondo cósmico de microondas|experimentos sobre o fondo cósmico de microondas]]''). Este satélite tamén refutou varios [[inflación cósmica|modelos inflacionistas]] específicos, pero os resultados eran constantes coa teoría da inflación en xeral.

=== Abundancia de elementos primordiais ===

{{AP|Nucleosíntese primordial}}

Pódese calcular, empregando a teoría do big-bang, a concentración de [[helio]]-4, [[helio]]-3, [[deuterio]] e [[litio]]-7.1 no universo como proporcións con respecto á cantidade de [[hidróxeno]] normal,&nbsp;H. Todas as abundancias dependen dun só parámetro: a razón entre [[fotón]]s e [[barión]]s, que pola súa banda pode calcularse independentemente a partir da estrutura detallada da radiación cósmica de fondo. As proporcións preditas (en masa, non volume) son de preto de 0,25 para a razón&nbsp;<sup>4</sup>He/H/H, ao redor de 10<sup>−3</sup> para&nbsp;<sup>2</sup>He/H/H, e ao redor de 10<sup>−4</sup> para&nbsp;<sup>3</sup>He/H/H.

Estas abundancias medidas concordan, polo menos aproximadamente, coas preditas a partir dun valor determinado da razón de&nbsp;barións&nbsp;a fotóns, e considérase unha proba sólida en favor do big-bang, xa que esta teoría é a única explicación coñecida para a abundancia relativa de elementos lixeiros. De feito non hai, fóra da teoría do big-bang, ningunha outra razón obvia pola que o universo debese, por exemplo, ter máis ou menos helio en proporción ao hidróxeno.

=== Evolución e distribución galáctica ===
As observacións detalladas da [[Secuencia de Hubble|morfoloxía]] e [[Estrutura do Universo a grande escala|estrutura]] das galaxias e quásares&nbsp;proporcionan unha forte evidencia do big-bang. A combinación das observacións coa teoría suxire que os primeiros quásares&nbsp;e galaxias se formaron hai ao redor de mil millóns de anos despois do big-bang, e dende ese momento se estiveron a formar estruturas máis grandes, como os [[cúmulos de galaxias]] e os [[supercúmulo]]s. As poboacións de estrelas foron envellecendo e evolucionando, de modo que as galaxias afastadas (que se observan tal e como eran no principio do universo) son moi diferentes ás galaxias próximas (que se observan nun estado máis recente). Por outro lado, as galaxias formadas fai relativamente pouco son moi diferentes ás galaxias que se formaron a distancias similares pero pouco despois do big-bang. Estas observacións son argumentos sólidos en contra da teoría do estado estacionario. As observacións da [[formación estelar]], a distribución de&nbsp;quásares&nbsp;e galaxias, e as estruturas máis grandes concordan coas simulacións obtidas sobre a formación da estrutura no universo a partir do big-bang, e están a axudar a completar detalles da teoría.

=== Outras evidencias ===
Despois de certa controversia, a idade do Universo estimada pola expansión&nbsp;Hubble&nbsp;e a&nbsp;CMB&nbsp;(Radiación cósmica de fondo) concorda en boa medida (é dicir, lixeiramente máis grande) coas idades das estrelas máis vellas, ambos os dous medidos aplicando a teoría da evolución estelar dos cúmulos globulares e a través da data radiométrica individual nas estrelas da segunda Poboación.

== Problemas comúns ==
Historicamente, xurdiron varios problemas dentro da teoría do big-bang. Algúns deles só teñen interese histórico e foron evitados, xa sexa por medio de modificacións á teoría ou como resultado de observacións máis precisas. Outros aspectos, como o [[problema da penumbra en cumio]] e o [[problema da galaxia anana]] de [[materia escura fría]], non se consideran graves, dado que poden resolverse a través dun perfeccionamento da teoría.

Existe un pequeno número de propoñentes de [[cosmoloxía non estándar|cosmoloxías non estándar]] que pensan que non houbo un big-bang. Afirman que as solucións aos problemas coñecidos do big-bang conteñen modificacións&nbsp;''[[ad hoc]]''&nbsp;e agregados á teoría. As partes máis atacadas da teoría inclúen o concernente á [[materia escura]], a [[enerxía escura]] e a [[inflación cósmica]]. Cada unha destas características do universo foi suxerida mediante observacións da [[Radiación de fondo cósmico de microondas|radiación de fondo de microondas]], a [[estrutura a grande escala do universo|estrutura a grande escala do cosmos]] e as [[supernova|supernovas de tipo&nbsp;IA]], pero atópanse na fronteira da física moderna (ver [[problemas por solucionar na física]]). Se ben os [[Gravidade|efectos gravitacionais]] de materia e enerxía escuras son ben coñecidos de forma observacional e teórica, aínda non foron incorporados ao [[modelo estándar]] da [[física de partículas]] de forma aceptábel. Estes aspectos da cosmoloxía estándar seguen sen ter unha explicación axeitada, pero a maioría dos astrónomos e os físicos aceptan que a concordancia entre a teoría do big-bang e a evidencia observacional é tan próxima que permite estabelecer con certa seguridade case todos os aspectos básicos da teoría.

=== Críticas dos científicos ===

As conviccións ou as reticencias dos autores que participaron na emerxencia do concepto tiveron un papel no proceso de maduración, e díxose a miúdo que as conviccións relixiosas de Lemaître o levaran a propoñer o modelo do big-bang, aínda que non houbese probas tanxíbeis.<ref name="Lamaitre">{{cita web|url=http://www.unav.es/cryf/georgeslemaitreelpadredelbigbang.html|título=Ciencia y fe: el origen del universo|autor=Universidad de Navarra|data-acceso=23-02-2008|data-arquivo=24-01-2009|url-arquivo=https://web.archive.org/web/20090124172255/http://unav.es/cryf/georgeslemaitreelpadredelbigbang.html|url-morta=yes}}</ref> Á inversa, a idea segundo a cal todo o universo puidese ser creado nun só instando parecía a Frío Hoyle moito máis criticable que a súa hipótese de creación lenta pero continúa de materia segundo a teoría do estado estacionario, o cal é sen lugar a dúbidas a orixe do seu rexeitamento da teoría do big-bang. Coñécense moitos máis exemplos de reticencias de personalidades do mundo científico, en particular:

* [[Hannes Alfvén]], [[Premio Nobel de Física]] [[1970]] polos seus traballos sobre a [[física de plasmas]], que rexeitou totalmente o big-bang, e considerou máis propor a súa propia teoría, o [[Universo plasma]], baseada na preeminencia dos fenómenos electromagnéticos sobre os fenómenos gravitacionais a grande escala, que hoxe foi abandonada completamente.
* [[Edward Milne]], propón cosmoloxías newtonianas, e foi ademais o primeiro que o fixo (aínda que despois da formulación da relatividade xeral), dentro das cales a expansión era interpretada como movementos de galaxias dentro dun espazo estático e [[espazo de Minkowski|minkowkià]] (vexa [[universo de Milne]]).

Wilson, especialmente, declarou non ter tido a certeza<ref>(en inglés) [[Robert Woodrow Wilson]], « ''Discovery of the cosmic microwave background'' », a ''Modern cosmology in retrospect'', ed. B. Bertotti ''et al''., Cambridge University Press (1990), pàg. 291-307</ref> da pertinencia da interpretación cosmolóxica do seu descubrimento:

:«Arno e eu, seguro, estabamos moi contentos de ter unha resposta, de calquera natura que fose, ao noso problema. Calquera explicación razoábel nos tería satisfeito. [...] Habituarámonos á idea dunha cosmoloxía do estado estacionario. [...] Filosoficamente, eu estimábame máis a cosmoloxía do estado estacionario. Mesmo, pensei que tiñamos que presentar o noso resultado coma unha simple medida: polo menos a medida podía restar verdadeira aínda que a cosmoloxía que había detrás se tivese por falsa».

Tamén hoxe, e a pesar do éxito innegábel, o big-bang atopa aínda unha oposición moi feble dunha parte do mundo científico, e entre algúns astrónomos. De entre estes pódense salientar os seus opostos históricos como [[Geoffrey Burbidge]], [[Fred Hoyle]] e [[Jayant Narlikar]], que despois de finalmente abandonar a teoría do estado estacionario, propuxeron unha versión modificada, sempre baseada na creación de materia, pero nunha sucesión de fases de expansión e de contracción, a teoría do [[estado caseestacionario]], que non chegou a ter éxito pola súa incapacidade para facer predicións precisas e compatíbeis cos datos observacionais actuais, especialmente coas do fondo difundido cosmolóxico. Unha das críticas recorrentes do big-bang é a incoherencia entre a idade do universo, máis novo que aquela que se atribúe a certos obxectos afastados, como no caso das galaxias [[Abell 1835 IR1916]] ou [[HUDF-JD2]], pero a maior parte destes problemas de idade son o resultado de máis estimacións da idade destes obxectos (vexa os artigos correspondentes), e tamén dunha infravaloración do erro nas medidas.

=== O problema da segunda lei da termodinámica ===

{{AP|Segunda Lei da Termodinámica}}

O problema do segundo principio da termodinámica resulta do feito de que deste principio se deduce que a [[entropía]], a desorde, aumenta se se deixa ao sistema (o [[universo]]) seguir o seu propio rumbo. Unha das consecuencias da entropía é o aumento na proporción entre radiación e materia polo tanto o universo debería rematar nunha morte térmica, unha vez que a maior parte da materia se converta en fotóns e estes se dilúan na inmensidade do universo.

Outro problema sinalado por&nbsp;[[Roger Penrose]]&nbsp;é que a entropía parece ter sido anormalmente pequena no estado inicial do universo. Penrose&nbsp;avalía a probabilidade dun estado inicial en aproximadamente <math>10^{10^{123}}</math> unidades naturais de volume no espazo das fases.<ref>{{Cita web |url=http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf |título=R. Penrose, 1996, p.309 |data-acceso=21 de agosto de 2015 |urlarquivo=https://web.archive.org/web/20071118083252/http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf |dataarquivo=18 de novembro de 2007 |urlmorta=yes }}</ref> De acordo con&nbsp;Penrose&nbsp;e outros, a teoría cosmolóxica ordinaria non explica porqué a entropía inicial do universo é tan anormalmente baixa, e propón a hipótese de curvatura de&nbsp;Weil&nbsp;en conexión con ela. De acordo con esa hipótese unha [[gravidade cuántica|teoría cuántica da gravidade]] debería dar unha explicación tanto do porqué o universo iniciouse nun estado de curvatura de&nbsp;Weil&nbsp;nula e dunha entropía tan baixa. Aínda que aínda non se logrou unha teoría da gravidade cuántica satisfactoria.

Por outro lado na teoría estándar o estado entrópico anormalmente baixo, considérase que é produto dunha "gran casualidade" xustificada polo [[principio antrópico]]. Postura que&nbsp;Penrose&nbsp;e outros consideran filosoficamente insatisfactoria.

=== O problema do horizonte ===

{{AP|Problema do horizonte}}

O problema do horizonte, tamén chamado problema da causalidade, resulta do feito de que a información non pode viaxar máis rápido que a luz, de maneira que dúas rexións no espazo separadas por unha distancia maior que a velocidade da luz multiplicada pola idade do universo non poden estar [[causalidade (física)|causalmente]] conectadas. Neste sentido, a isotropía observada da radiación de fondo de microondas (CMB) resulta problemática, debido a que o tamaño do [[horizonte de partículas]] nese tempo corresponde a un tamaño de preto de dous graos no ceo. Se o universo tivese tido a mesma historia de expansión dende a época de&nbsp;Planck, non habería mecanismo que puidese facer que estas rexións tivesen a mesma temperatura.

Esta aparente inconsistencia resólvese coa [[Inflación cósmica|teoría inflacionista]], segundo a cal un campo de enerxía escalar isótropo domina o universo ao transcorrer un tempo de&nbsp;Planck&nbsp;logo da época de&nbsp;Planck. Durante a inflación, o universo sofre unha expansión exponencial, e rexións que se afectan mutuamente expándense máis alá dos seus respectivos horizontes. O [[principio de indeterminación de&nbsp;Heisenberg]]&nbsp;predí que durante a fase inflacionista haberá [[flutuación primordial|flutuacións primordiais]], que se simplificarán até a escala cósmica. Estas flutuacións serven de semente para toda a estrutura actual do universo. Ao pasar a inflación, o universo expándese seguindo a lei de&nbsp;Hubble, e as rexións que estaban demasiado lonxe para afectarse mutuamente volven ao horizonte. Isto explica a isotropía observada da&nbsp;CMB. A inflación predí que as flutuacións primordiais son case invariantes segundo a escala e que teñen unha distribución normal ou gaussiana, o cal foi confirmado con precisión por medidas da&nbsp;CMB.

En [[2003]] apareceu outra teoría para resolver este problema, a [[Velocidade da luz variábel|velocidade variante da luz]] de&nbsp;[[João Magueijo]], que aínda que co tempo contradí a relatividade de&nbsp;[[Albert Einstein|Einstein]]&nbsp;usa a súa ecuación incluíndo a constante cosmolóxica para resolver o problema dunha forma moi eficaz que tamén axuda a solucionar o problema da planidade.

=== O problema da planidade ===

{{AP|Problema da planidade}}

O problema da&nbsp;planidade&nbsp;(''flatness&nbsp;problem''&nbsp;en inglés) é un problema observacional que resulta das consecuencias que a [[métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]]&nbsp;ten para coa [[xeometría do universo]]. En xeral, considérase que existen tres tipos de xeometrías posíbeis para o noso universo segundo a súa [[curvatura]] espacial: [[xeometría elíptica]] (curvatura positiva), [[xeometría hiperbólica]] (negativa) e [[xeometría euclidiana]] ou plana (curvatura nula).

A devandita xeometría vén determinada pola cantidade total de densidade de enerxía do universo (medida mediante o [[tensor de enerxía-impulso|tensor de tensión-enerxía]]). Sendo o cociente entre a densidade de enerxía medida&nbsp;observacionalmente&nbsp;e a [[ecuacións de Friedmann|densidade crítica]]&nbsp;pc, tense que para cada xeometría as relacións entre ambos os dous parámetros han de ser:
{{ecuación|<math>\left\{\begin{array}{l}
\Omega>1\text{ Curvatura positiva}\\
\Omega=1\text{ Curvatura nula}\\
\Omega<1\text{ Curvatura negativa}
\end{array}\right.</math>}}A densidade no presente é moi próxima á densidade crítica, ou o que é o mesmo, o universo hoxe é&nbsp;espacialmente&nbsp;plano, dentro dunha boa aproximación. Non obstante, as diferenzas con respecto á densidade crítica crecen co tempo, logo no pasado a densidade tivo que ser aínda máis próxima a esta. Mediuse que nos primeiros momentos do universo a densidade era diferente á crítica tan só nunha parte en 10<sup>15</sup> (unha mil billonésima parte). Calquera desviación maior tería conducido a unha [[morte térmica]] ou un&nbsp;[[Big Crunch]]&nbsp;e o universo non sería como agora.

Unha solución a este problema vén de novo da [[inflación cósmica|teoría inflacionaria]]. Durante o período inflacionario o [[espazo-tempo]] expandiuse tan rápido que provocou unha especie de estiramento do universo acabando con calquera curvatura residual que puidese haber. Así a inflación puido facer o universo plano.

=== Idade dos cúmulos globulares ===
A mediados dos anos 90, as observacións realizadas dos [[cúmulo globular|cúmulos globulares]] parecían non&nbsp;concordar&nbsp;coa Teoría do big-bang. As simulacións realizadas por ordenador de acordo coas observacións das poboacións [[Estrela (astronomía)|estelares]] de cúmulos de galaxias suxeriron unha idade de preto de 15 000 millóns de anos, o que entraba en conflito coa idade do universo, estimada en 13 700 millóns de anos. O problema ficou resolto a finais desa década, cando as novas simulacións realizadas, que incluían os efectos da perda de masa debida aos [[vento solar|ventos estelares]], indicaron que os cúmulos globulares eran moito máis novos. Fican aínda no aire algunhas preguntas en canto a con que exactitude se miden as idades dos cúmulos, pero está claro que estes son algúns dos obxectos máis antigos do universo.

=== Monopolos magnéticos ===
A obxección dos [[monopolo magnético|monopolos magnéticos]] foi proposta a finais da [[década de 1970]]. As [[teoría do todo|teorías da grande unificación]] predín [[defecto topolóxico|defectos topolóxicos]] no espazo que se manifestarían como monopolos magnéticos encontrándose no espazo cunha densidade moito maior á observada. De feito, ata agora, non se deu con ningún monopolo. Este problema tamén queda resolto mediante a inflación cósmica, dado que esta elimina todos os puntos defectuosos do universo observábel da mesma forma que conduce a xeometría cara á súa forma plana. É posíbel que aínda así poida haber monopolos pero calculouse que apenas se habería un por cada universo visíbel, unha cantidade ínfima e non observábel en todo caso.

=== Materia escura ===
Nas diversas observacións realizadas durante as décadas dos [[década de 1970|70]] e [[década de 1980|80]] (sobre todo as das [[curva de rotación galáctica|curvas de rotación das galaxias]]) mostrouse que non había suficiente materia visíbel no universo para explicar a intensidade aparente das forzas gravitacionais que se dan en e entre as galaxias. Isto conduciu á idea de que ata un 90% da materia no universo non é materia común ou&nbsp;[[barión]]ica&nbsp;senón materia escura. Amais, a asunción de que o universo estivese composto na súa maior parte por materia común levou a predicións que eran fortemente inconsistentes coas observacións. En particular, o universo é moito menos "inhomoxéneo" e contén moito menos [[deuterio]] do que se pode considerar sen a presenza de materia escura. Mentres que a existencia da materia escura era inicialmente polémica, agora é unha parte aceptada da cosmoloxía estándar, debido ás observacións das anisotropías no&nbsp;CMB, [[dispersión (física)|dispersión]] de velocidades dos [[agrupacións galácticas|cúmulos de galaxias]], e nas [[Estrutura do Universo a grande escala|estruturas a grande escala]], estudos das [[lente gravitacional|lentes gravitacionais]] e medidas por medio de [[Raios X|raios&nbsp;x]]&nbsp;dos cúmulos de galaxias. A materia escura detectouse unicamente a través da súa pegada gravitacional; non se observou no laboratorio ningunha partícula que se lle poida corresponder. Non obstante, hai moitos candidatos a materia escura en [[física de partículas]] (coma, por exemplo, as partículas pesadas e neutras de interacción feble ou&nbsp;[[WIMP]]&nbsp;(Weak Interactive Massive Particles), e estanse a levar a cabo diversos proxectos para detectala.

=== Enerxía escura ===
Na década de 1990, medidas detalladas da densidade de [[masa]] do universo revelaron que esta sumaba en torno ao 30% da [[Big Crunch|densidade crítica]]. Posto que o universo é plano, como indican as medidas do fondo cósmico de microondas, ficaba un 70% de densidade de enerxía sen contar. Este misterio aparece agora conectado con outro: as medicións independentes das [[supernova]]s de [[supernova|tipo&nbsp;Ia]] revelaron que a expansión do universo experimenta unha aceleración de tipo non lineal, en vez de seguir estritamente a Lei de&nbsp;Hubble. Para explicar esta aceleración, a relatividade xeral necesita que gran parte do universo consista nun compoñente enerxético con gran [[ecuación de estado|presión negativa]]. Cre que esta enerxía escura constitúe ese 70% restante. A súa natureza segue sendo un dos grandes misterios do big-bang. Os candidatos posíbeis inclúen unha [[constante cosmolóxica]] escalar e unha [[quintaesencia]]. Actualmente estanse a realizar observacións que poderían axudar a aclarar este punto.

== O futuro segundo a teoría do big-bang ==
Denantes das observacións da enerxía escura, os cosmólogos consideraron dous posíbeis escenarios para o futuro do universo. Se a densidade de masa do Universo se atopa sobre a densidade crítica, entón o Universo acadaría un tamaño máximo e logo comezaría a colapsarse. Este faríase máis denso e máis quente novamente, rematando nun estado similar ao estado no cal empezou nun proceso chamado&nbsp;Big Crunch. Por outro lado, se a densidade no Universo é igual ou menor á densidade crítica, a expansión diminuiría a súa velocidade, pero nunca se detería. A formación de estrelas cesaría mentres o Universo en crecemento se faría menos denso cada vez. A media da temperatura do universo podería achegarse asintoticamente ao [[cero absoluto]] (0 [[Kelvin|K]] ou -273,15&nbsp;°C). Os buratos negros evaporaríanse por efecto da [[radiación de Hawking]]. A [[entropía]] do universo incrementaríase até o punto en que ningunha forma de enerxía podería ser extraída del, un escenario coñecido como [[morte térmica]]. Máis aínda, se existe a descomposición do protón, proceso polo cal un protón decaería a partículas menos masivas emitindo radiación no proceso, entón todo o hidróxeno, a forma predominante do materia&nbsp;bariónica&nbsp;no universo actual, desaparecería a moi longo prazo, deixando só [[radiación]].

As observacións modernas da expansión acelerada implican que cada vez unha maior parte do [[universo observábel]] na actualidade ficará máis alá do noso [[horizonte de sucesos]] e fóra de contacto. Descoñécese cal sería o resultado deste evento. O [[modelo Lambda-CMD]]&nbsp;do universo contén enerxía escura na forma dunha [[constante cosmolóxica]] (dalgún xeito similar ao que incluíra&nbsp;Einstein&nbsp;na súa primeira versión das ecuacións de campo). Esta teoría suxire que só os sistemas mantidos&nbsp;gravitacionalmente, como as galaxias, se manterían xuntos, e eles tamén estarían suxeitos á [[morte térmica]] a medida que o universo se arrefriase e expandise. Outras explicacións da enerxía escura-chamadas [[teorías da enerxía pantasma]] suxiren que os cúmulos de galaxias e finalmente as galaxias mesmas se esgazarán pola eterna expansión do universo, no chamado&nbsp;[[Big Rip]].

== Física especulativa alén do big-bang ==
A pesar de que o modelo do big-bang se atopa ben estabelecido na cosmoloxía, é probábel que se redefina no futuro. Tense moi pouco coñecemento sobre o universo máis temperán, durante o cal se postula que aconteceu a inflación. Tamén é posíbel que nesta teoría existan porcións do Universo moito máis alá do que é observábel en principio. Na teoría da inflación, isto é un requisito: A expansión exponencial empurrou grandes rexións do espazo alén do noso horizonte observábel. Pode ser posíbel deducir que aconteceu cando teñamos un mellor entendemento da física a altas enerxías. As especulacións feitas ao respecto, polo xeral involucran teorías de [[gravidade cuántica]].

Algunhas propostas son:
* [[Inflación cósmica|Inflación caótica]].
* [[Cosmoloxía de&nbsp;branas]], incluíndo o modelo&nbsp;ekpirótico, no cal o big-bang é o resultado dunha colisión entre membranas.
* Un [[universo oscilante]] no cal o estado primitivo denso e quente do universo temperán deriva do&nbsp;[[Big Crunch]]&nbsp;dun universo similar ao noso. O universo puido atravesar un número infinito de&nbsp;big&nbsp;bangs&nbsp;e big&nbsp;crunches. O cíclico, unha extensión do modelo&nbsp;ekpirótico, é unha variación moderna desa posibilidade.
* Modelos que inclúen a condición de [[Estado de Hartle-Hawking|contorno de&nbsp;Hartle-Hawking]], na cal totalidade do espazo-tempo é finito. Algunhas posibilidades son compatíbeis cualitativamente unhas con outras. En cada unha atópanse involucradas hipóteses aínda non&nbsp;testadas.

== Interpretacións filosóficas e relixiosas ==
Existe un gran número de interpretacións sobre a teoría do big-bang que son completamente especulativas ou extracientíficas. Algunhas destas ideas tratan de explicar a causa mesma do big-bang ([[argumento cosmolóxico|primeira causa]]), e foron criticadas por algúns filósofos [[naturalismo (filosofía)|naturalistas]] por ser soamente novas versións da creación. Algunhas persoas cren que a teoría do big-bang brinda soporte a antigos enfoques da creación, como por exemplo o que se encontra no Xénese (ver [[Creacionismo (pseudociencia)|creacionismo]]), mentres outros cren que todas as teorías do big-bang son inconsistentes con estas.

O big-bang como teoría científica non se acha asociado con ningunha [[relixión]]. Mentres algunhas interpretacións [[Fundamentalismo|fundamentalistas]] das relixións entran en conflito coa historia do universo postulada pola teoría do big-bang, a maioría das interpretacións son liberais. A continuación segue unha lista de varias interpretacións relixiosas da teoría do big-bang (que son até certo punto incompatíbeis coa propia descrición científica deste):
* Na Biblia cristiá aparecen dous versículos que falarían do big-bang e o big-crunch: «El está sentado sobre o círculo da terra, cuxos moradores son como lagostas; el estende os ceos como unha cortina, os desprega como unha tenda para morar» ([[libro de Isaías|Isaías]] 40.22). «E todo o exército dos ceos se disolverá, e enrolaranse os ceos coma un libro; e caerá todo o seu exército como cae a folla da parra, e como cae a da figueira» (Isaías 34.4). 
** A [[Igrexa católica]] aceptou o big-bang como unha descrición da orixe do Universo.<ref>{{Cita web|url = http://www.ecologiablog.com/post/5195/la-iglesia-catolica-cree-en-el-big-bang-provocado-por-dios-por-supuesto|autor = M. Salmerón|título = La Iglesia Católica cree en el Big Bang (provocado por Dios, por supuesto)|dataacceso = 27 de xaneiro de 2015|urlarquivo = https://web.archive.org/web/20150328200443/http://www.ecologiablog.com/post/5195/la-iglesia-catolica-cree-en-el-big-bang-provocado-por-dios-por-supuesto|dataarquivo = 28 de marzo de 2015|urlmorta = yes}}</ref> Suxeriuse que a teoría do big-bang é compatíbel coas vías de santo [[Tomé de Aquino]], en especial coa primeira delas sobre o movemento, así como coa quinta. 
* Algúns estudantes do ''Kabbalah'', o [[deísmo]] e outras fes non antropomórficas, concordan coa teoría do big-bang, conectándoa por exemplo coa teoría da "retracción divina" (''[[tzimtzum]]'') como é explicado polo xudeu [[Maimónides]].
* Algúns [[musulmán]]s modernos cren que o [[Corán]] fai un paralelo co big-bang no seu relato sobre a creación: «Non ven os non crentes que os ceos e a Terra foron unidos nunha soa unidade de creación, antes de que nós os separásemos á forza? Creamos todos os seres viventes a partir da auga» (capítulo 21, versículo 30). O Corán tamén parece describir un universo en expansión: «Construímos o ceo con poder, e estámolo expandindo» (52.47).
* Algunhas ramas [[Teísmo (filosofía)|teístas]] do [[hinduísmo]], tales como as tradicións vishnuistas, conciben unha teoría da creación con exemplos narrados no terceiro canto do ''[[Bhagavata Purana]]'' (principalmente, nos capítulos 10 e 26), onde se describe un estado primordial expándese mentres o Gran [[Vishnu]] observa, transformándose no estado activo da suma total da materia (''[[prakriti]]'').
* O [[budismo]] posúe unha concepción do universo no cal non hai un evento de creación. Porén, non parece ser que a teoría do big-bang entrase en conflito con esta, xa que existen formas de obter un universo eterno segundo o paradigma. Certo número de populares filósofos [[Zen|Cen]] estiveron moi interesados, en particular, polo concepto do [[universo oscilante]].


== Notas ==
{{Listaref|30em}}
== Véxase tamén ==
===Outros artigos===
* [[Cosmoloxía]]

* [[Universo]]
* [[Big Crunch]]
* [[Efecto Doppler]]

=== Bibliografía ===

{{FormatoWiki}}
* [[John D. Barrow|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.
* https://web.archive.org/web/20071118083252/http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf
* [[Roger Penrose|Penrose, Roger]], ''La nueva mente del emperador'', Fondo de Cultura Económica, México D.F. (1996). ISBN 978-968-13-4361-3]
* [[Steven Weinberg|Weinberg, Steven]], ''Los tres primeros minutos del universo'', Alianza, Madrid (1999). ISBN 978-84-206-6730-0.

==== Introducións técnicas ====
* S. Dodelson, ''Modern Cosmology'', Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook.
* E. W. Kolb e 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.

==== Fontes de primeira man ====
* 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 e 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, e G. Gamow ''Nature'' '''162''' (1948), 774.
* A. A. Penzias e 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 e 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 e R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" ''Physics Today'' '''Aug 1988''' 24–34. A review article.

==== Relixión e filosofía ====
* Jean-Marc Rouvière, ''Brèves méditations sur la création du monde'', Ed. L'Harmattan, París, 2006.
* Leeming, David Adams, e 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.

{{Control de autoridades}}

[[Categoría:Cosmoloxía física]]
[[Categoría:Artigos que toda Wikipedia debería ter (Ciencia)]]