Big Bang

Los modelos cosmológicos del Big Bang dependen de tres supuestos principales: la universalidad de las leyes físicas, el principio cosmológico y que la materia puede modelarse como un fluido perfecto . ^{[ 12 ]} La universalidad de las leyes físicas es uno de los principios fundamentales de la teoría de la relatividad . El principio cosmológico establece que, a gran escala, el universo es homogéneo e isotrópico , es decir, se ve igual en todas las direcciones, independientemente de la ubicación. ^{[ 13 ]} Un fluido perfecto no tiene viscosidad ; la presión de un fluido perfecto es proporcional a su densidad. ^{[ 14 ] : 49}

Estas ideas se tomaron inicialmente como postulados, pero posteriormente se realizaron esfuerzos para probar cada una de ellas. Por ejemplo, la primera suposición se ha probado mediante observaciones que muestran que la mayor desviación posible de la constante de estructura fina durante gran parte de la edad del universo es del orden de 10⁻⁵ ^. [ ^{15 ] La} ley física clave detrás de estos modelos, la relatividad general, ha superado pruebas rigurosas a la escala del Sistema Solar y las estrellas binarias . ^{[ 16 ] [ 17 ]} El principio cosmológico se ha confirmado a un nivel de 10⁻⁵ ^mediante observaciones de la temperatura del CMB. A la escala del horizonte del CMB, se ha medido que el universo es homogéneo con un límite superior del orden del 10 % de inhomogeneidad, a partir de 1995. ^{[ 18 ]}

El principio cosmológico simplifica drásticamente las ecuaciones de la relatividad general, proporcionando la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker para describir la geometría del universo y, bajo el supuesto de un fluido perfecto, las ecuaciones de Friedmann que describen la dependencia temporal de dicha geometría. El único parámetro en este nivel de descripción es la densidad de masa-energía: la geometría del universo y su expansión son consecuencia directa de su densidad. ^{[ 19 ] : 73} Todas las características principales de la cosmología del Big Bang están relacionadas con estos resultados. ^{[ 14 ] : 49}

En la cosmología del Big Bang, la densidad de masa-energía controla la forma y la evolución del universo. Al combinar observaciones astronómicas con leyes conocidas de la termodinámica y la física de partículas , los cosmólogos han determinado los componentes de la densidad a lo largo de la vida del universo. En el universo actual, la materia luminosa (estrellas, planetas, etc.) constituye menos del 5 % de la densidad. La materia oscura representa el 27 % y la energía oscura el 68 % restante. ^{[ 20 ]}

Una característica importante del espaciotiempo del Big Bang es la presencia de horizontes de partículas . Dado que el universo tiene una edad finita y la luz viaja a una velocidad finita, puede haber eventos en el pasado cuya luz aún no haya tenido tiempo de llegar a la Tierra. Esto impone un límite o un horizonte pasado a los objetos más distantes que se pueden observar. Por el contrario, debido a que el espacio se está expandiendo y los objetos más distantes se alejan cada vez más rápidamente, la luz que emitimos hoy puede que nunca "alcance" a objetos muy distantes. Esto define un horizonte futuro , que limita los eventos futuros que podremos influir. La presencia de cualquiera de los dos tipos de horizonte depende de los detalles de la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) que describe la expansión del universo. ^{[ 21 ]}

Nuestra comprensión del universo desde sus inicios sugiere la existencia de un horizonte pasado, aunque en la práctica nuestra visión también está limitada por la opacidad del universo en sus comienzos. Por lo tanto, nuestra visión no puede extenderse más hacia atrás en el tiempo, aunque el horizonte retroceda en el espacio. Si la expansión del universo continúa acelerándose, también existe un horizonte futuro. ^{[ 21 ]}

Algunos procesos en el universo primitivo ocurrieron demasiado lentamente, en comparación con la tasa de expansión del universo, para alcanzar un equilibrio termodinámico aproximado . Otros fueron lo suficientemente rápidos como para alcanzar la termalización . El parámetro que se suele utilizar para determinar si un proceso en el universo primitivo ha alcanzado el equilibrio térmico es la relación entre la velocidad del proceso (generalmente la tasa de colisiones entre partículas) y el parámetro de Hubble . Cuanto mayor sea la relación, más tiempo tuvieron las partículas para termalizarse antes de que estuvieran demasiado lejos unas de otras. ^{[ 22 ]}

Las teorías físicas existentes no pueden explicarnos el momento del Big Bang. ^{[ 5 ]} La extrapolación de la expansión del universo hacia atrás en el tiempo utilizando únicamente la relatividad general clásica produce una singularidad gravitacional con densidad y temperatura infinitas en un tiempo finito del pasado. ^{[ 23 ]} Sin embargo, se espera que esta teoría gravitacional clásica sea inadecuada para describir la física bajo estas condiciones. ^{[ 19 ] : 275} Por lo tanto, el significado de esta singularidad en el contexto del Big Bang no está claro. ^{[ 24 ]}

El momento más temprano en que se puede aplicar la relatividad general se llama tiempo de Planck . ^{[ 19 ] : 274} Anteriormente, durante la época de Planck , cuando la temperatura del universo estaba cerca de la escala de Planck (alrededor de 10 ³² K o 10 ²⁸ eV), se espera que los efectos de la gravedad cuántica sean dominantes. Hasta la fecha no existe una teoría aceptada de la gravedad cuántica; por encima de la escala de energía de Planck, la física no descubierta podría influir en la historia de la expansión del universo.

Las primeras fases del Big Bang son objeto de mucha especulación, dada la falta de datos disponibles. En los modelos más comunes, el universo estaba lleno de manera homogénea e isotrópica con una densidad de energía muy alta y temperaturas y presiones enormes , y se expandía y enfriaba muy rápidamente. El período hasta 10⁻⁴³ ^segundos en la expansión, la época de Planck , fue una fase en la que las cuatro fuerzas fundamentales —la fuerza electromagnética , la fuerza nuclear fuerte , la fuerza nuclear débil y la fuerza gravitatoria— se unificaron como una sola. ^{[ 25 ]} En esta etapa, la longitud de escala característica del universo era la longitud de Planck .1,6 × 10 ⁻³⁵  m , y en consecuencia tenía una temperatura de aproximadamente 10 ³² grados Celsius. Incluso el concepto mismo de partícula se desmorona en estas condiciones. Una comprensión adecuada de este período espera el desarrollo de una teoría de la gravedad cuántica . ^{[ 26 ] [ 27 ]} La época de Planck fue sucedida por la época de la gran unificación que comenzó a los 10 ⁻⁴³ segundos, donde la gravitación se separó de las otras fuerzas a medida que la temperatura del universo descendía. ^{[ 25 ]}

Aproximadamente a los 10⁻³⁷ ^segundos de la expansión, una transición de fase provocó una inflación cósmica , durante la cual el universo creció exponencialmente , sin estar limitado por la invariancia de la velocidad de la luz , y las temperaturas cayeron en un factor de 100 000. Este concepto está motivado por el problema de la planitud , donde la densidad de materia y energía está muy cerca de la densidad crítica necesaria para producir un universo plano . Es decir, la forma del universo no tiene curvatura geométrica general debido a la influencia gravitacional. Las fluctuaciones cuánticas microscópicas que ocurrieron debido al principio de incertidumbre de Heisenberg fueron "congeladas" por la inflación, amplificándose en las semillas que posteriormente formarían la estructura a gran escala del universo. ^{[ 28 ]} Alrededor de los 10⁻³⁶ ^segundos , comienza la época electrodébil cuando la fuerza nuclear fuerte se separa de las demás fuerzas, quedando unificadas únicamente la fuerza electromagnética y la fuerza nuclear débil. ^{[ 29 ]}

Toda la masa-energía en todas las galaxias actualmente visibles comenzó en una esfera con un radio de alrededor de 4 × 10 ⁻²⁹  m luego creció a una esfera con un radio de alrededor de 0.9  m al final de la inflación. ^{[ 30 ] : 202} El recalentamiento siguió a medida que el campo inflatón decaía, hasta que el universo obtuvo las temperaturas requeridas para la producción de un plasma de quarks-gluones así como todas las demás partículas elementales . ^{[ 31 ] [ 32 ]} Las temperaturas eran tan altas que los movimientos aleatorios de las partículas estaban a velocidades relativistas , y pares partícula-antipartícula de todo tipo se creaban y destruían continuamente en colisiones. ^{[ 33 ]} En algún punto, una reacción desconocida llamada bariogénesis violó la conservación del número bariónico , lo que llevó a un exceso muy pequeño de quarks y leptones sobre antiquarks y antileptones , del orden de una parte en 30 millones. Esto resultó en el predominio de la materia sobre la antimateria en el universo actual. ^{[ 34 ]} 

El universo continuó disminuyendo en densidad y temperatura, por lo que la energía típica de cada partícula disminuyó. Las transiciones de fase que rompieron la simetría pusieron las fuerzas fundamentales de la física y los parámetros de las partículas elementales en su forma actual, con la fuerza electromagnética y la fuerza nuclear débil separándose en aproximadamente 10⁻¹² ^segundos . ^{[ 29 ] [ 35 ]}

Después de unos 10 ⁻¹¹ segundos, la imagen se vuelve menos especulativa, ya que las energías de las partículas caen a valores que se pueden alcanzar en aceleradores de partículas . Alrededor de los 10 ⁻⁶ segundos, los quarks y gluones se combinaron para formar bariones como protones y neutrones . El pequeño exceso de quarks sobre antiquarks condujo a un pequeño exceso de bariones sobre antibariones. La temperatura ya no era lo suficientemente alta como para crear nuevos pares protón-antiprotón o neutrón-antineutrón. Inmediatamente siguió una aniquilación de masa , dejando solo una en 10 ⁸ de las partículas de materia originales y ninguna de sus antipartículas . ^{[ 36 ]} Un proceso similar ocurrió alrededor de 1 segundo para electrones y positrones. Después de estas aniquilaciones, los protones, neutrones y electrones restantes ya no se movían relativísticamente y la densidad de energía del universo estaba dominada por fotones (con una contribución menor de neutrinos ).

Pocos minutos después del inicio de la expansión, cuando la temperatura era de aproximadamente mil millones de kelvin y la densidad de la materia en el universo era comparable a la densidad actual de la atmósfera terrestre, los neutrones se combinaron con los protones para formar los núcleos de deuterio y helio del universo en un proceso llamado nucleosíntesis del Big Bang (BBN). ^{[ 37 ]} La mayoría de los protones permanecieron sin combinarse como núcleos de hidrógeno. ^{[ 38 ]}

A medida que el universo se enfriaba, la densidad de energía en reposo de la materia llegó a dominar gravitacionalmente sobre la de la radiación de fotones y neutrinos en un momento de aproximadamente 50 000 años. En un momento de aproximadamente 380 000 años, el universo se enfrió lo suficiente como para que los electrones y los núcleos se combinaran en átomos neutros (principalmente hidrógeno ) en un evento llamado recombinación . Este proceso hizo que el universo, previamente opaco, se volviera transparente, y los últimos fotones que se dispersaron durante esta época constituyen el fondo cósmico de microondas. ^{[ 38 ]}

Tras la época de recombinación, las regiones ligeramente más densas de la materia distribuida uniformemente atrajeron gravitacionalmente la materia cercana y, por lo tanto, se volvieron aún más densas, formando nubes de gas, estrellas, galaxias y otras estructuras astronómicas observables hoy en día. ^{[ 33 ]} Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y el tipo de materia en el universo. Los cuatro tipos posibles de materia se conocen como materia oscura fría (CDM), materia oscura cálida , materia oscura caliente y materia bariónica . Las mejores mediciones disponibles, de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP), muestran que los datos se ajustan bien a un modelo Lambda-CDM en el que se supone que la materia oscura es fría. Se estima que esta CDM constituye aproximadamente el 23 % de la materia/energía del universo, mientras que la materia bariónica constituye aproximadamente el 4,6 %. ^{[ 40 ]}

Diversas líneas de evidencia, provenientes de supernovas de tipo Ia y del fondo cósmico de microondas (CMB), sugieren que el universo actual está dominado por una misteriosa forma de energía conocida como energía oscura , la cual parece impregnar homogéneamente todo el espacio. Las observaciones indican que el 73% de la densidad energética total del universo actual se encuentra en esta forma. Cuando el universo era muy joven, probablemente estaba impregnado de energía oscura, pero al estar todo más cerca, la gravedad predominó, frenando la expansión. Finalmente, tras miles de millones de años de expansión, la disminución de la densidad de materia en relación con la densidad de energía oscura permitió que la expansión del universo comenzara a acelerarse. ^{[ 11 ]}

La energía oscura, en su formulación más simple, se modela mediante un término de constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero su composición y mecanismo son desconocidos. De manera más general, los detalles de su ecuación de estado y su relación con el Modelo Estándar de la física de partículas continúan investigándose tanto a través de la observación como de la teoría. ^{[ 11 ]}

Toda esta evolución cósmica posterior a la época inflacionaria puede describirse y modelarse rigurosamente mediante el modelo cosmológico lambda-CDM, que utiliza los marcos independientes de la mecánica cuántica y la relatividad general. No existen modelos fácilmente comprobables que describan la situación anterior a aproximadamente 10⁻¹⁵ ^segundos . ^{[ 41 ]} Comprender esta primera era en la historia del universo es uno de los mayores problemas sin resolver en física .

El término Big Bang no se popularizó hasta la década de 1970. ^{[ 42 ]} Se le atribuye al astrónomo Fred Hoyle haber acuñado el término en una transmisión del Tercer Programa de la BBC en marzo de 1949 , contrastándolo con su propio modelo de estado estacionario : ^{[ 43 ] [ 44 ] [ 42 ]}

Una de ellas se distingue por la suposición de que el universo comenzó su existencia hace un tiempo finito en una única y enorme explosión. Bajo esta suposición, la expansión actual es una reliquia de la violencia de la explosión. Ahora bien, esta idea del Big Bang me parecía insatisfactoria... Desde un punto de vista científico, tampoco veo motivos para preferir la idea del Big Bang. ^{[ 45 ]}

Se suele decir que Hoyle, quien favorecía el estado estacionario, pretendía que esto fuera peyorativo, ^{[ 46 ] [ 47 ] [ 48 ]} pero Hoyle lo negó explícitamente y dijo que era solo una imagen llamativa destinada a resaltar la diferencia entre los dos modelos. ^{[ 49 ] [ 50 ] [ 52 ]} Helge Kragh escribe que la evidencia de la afirmación de que se pretendía que fuera peyorativo es "poco convincente" y menciona una serie de indicios de que no lo era. ^{[ 42 ]}

Una singularidad primordial a veces se denomina "el Big Bang" ^{[ 53 ]} , pero el término también puede referirse a una fase temprana más genérica, caliente y densa ^{[ 54 ]} . Se ha argumentado que el término en sí es un nombre inapropiado porque evoca una explosión ^{[ 42 ] [ 55 ].} El argumento es que, mientras que una explosión sugiere una expansión en un espacio circundante, el Big Bang solo describe la expansión intrínseca del contenido del universo ^{[ 56 ] [ 57 ]} . Otro problema señalado por Santhosh Mathew es que "bang" implica sonido, que no es una característica importante del modelo ^{[ 47 ]} . Sin embargo, cuando Sky and Telescope organizó un concurso en 1993 para encontrar una alternativa más adecuada, ninguna alternativa tuvo éxito ^{[ 42 ] .}

Campo Profundo Extremo del Hubble (XDF)

El tamaño del XDF comparado con el tamaño de la Luna ( el XDF es el pequeño recuadro a la izquierda de la Luna, casi debajo de ella): en esta pequeña vista se pueden observar varios miles de galaxias, cada una compuesta por miles de millones de estrellas.

Vista XDF (2012): cada punto de luz es una galaxia; algunas de ellas tienen hasta 13.200 millones de años ^{[ 58 ]} ; se estima que el universo contiene 200.000 millones de galaxias.

La imagen XDF muestra galaxias completamente maduras en el plano de primer plano: galaxias casi maduras de hace entre 5 y 9 mil millones de años, y protogalaxias , rebosantes de estrellas jóvenes , de más de 9 mil millones de años.

Los primeros modelos cosmológicos se desarrollaron a partir de observaciones de la estructura del universo y de consideraciones teóricas. En 1912, Vesto Slipher midió el primer desplazamiento Doppler de una " nebulosa espiral " (nebulosa espiral es el término obsoleto para galaxias espirales) y pronto descubrió que casi todas estas nebulosas se alejaban de la Tierra. No comprendió las implicaciones cosmológicas de este hecho, y de hecho, en ese momento era muy controvertido si estas nebulosas eran o no "universos isla" fuera de nuestra Vía Láctea . ^{[ 59 ] [ 60 ]} Diez años después, Alexander Friedmann , cosmólogo y matemático ruso , derivó las ecuaciones de Friedmann a partir de las ecuaciones de campo de Einstein, mostrando que el universo podría estar expandiéndose, en contraste con el modelo de universo estático defendido por Albert Einstein en ese momento. ^{[ 61 ] [ 62 ]}

En 1924, la medición realizada por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble de la gran distancia a las nebulosas espirales más cercanas demostró que estos sistemas eran, en efecto, otras galaxias. A partir de ese mismo año, Hubble desarrolló minuciosamente una serie de indicadores de distancia, precursores de la escalera de distancias cósmicas , utilizando el telescopio Hooker de 2,5 m (100 pulgadas) del Observatorio Mount Wilson . Esto le permitió estimar las distancias a galaxias cuyos desplazamientos al rojo ya habían sido medidos, principalmente por Slipher. En 1929, Hubble, con la ayuda de Milton Humason , descubrió una correlación entre la distancia y la velocidad de recesión , ahora conocida como la ley de Hubble. ^{[ 63 ] [ 64 ]} 

Derivando independientemente las ecuaciones de Friedmann en 1927, Georges Lemaître , físico belga y sacerdote católico , propuso que el retroceso de las nebulosas se debía a la expansión del universo. ^{[ 65 ] [ 66 ]} Infirió la relación que Hubble observaría más tarde, dado el principio cosmológico. ^{[ 11 ]} En 1931, Lemaître fue más allá y sugirió que la evidente expansión del universo, si se proyectaba hacia atrás en el tiempo, significaba que cuanto más lejano en el pasado, más pequeño era el universo, hasta que en algún momento finito del pasado toda la masa del universo se concentró en un solo punto, un "átomo primordial" donde y cuando surgió el tejido del espacio-tiempo. ^{[ 67 ]}

En las décadas de 1920 y 1930, casi todos los cosmólogos importantes preferían un universo eterno en estado estacionario, y varios se quejaban de que el comienzo del tiempo implícito en un universo en expansión importaba conceptos religiosos a la física; esta objeción fue repetida posteriormente por los partidarios de la teoría del estado estacionario. ^{[ 68 ]} Esta percepción se vio reforzada por el hecho de que el creador del concepto de universo en expansión, Lemaître, era un sacerdote católico romano. ^{[ 69 ]} Arthur Eddington coincidía con Aristóteles en que el universo no tenía un comienzo en el tiempo, es decir , que la materia es eterna . Un comienzo en el tiempo le resultaba «repugnante». ^{[ 70 ] [ 71 ]} Sin embargo, Lemaître no estaba de acuerdo:

Si el mundo comenzó con un solo cuanto , las nociones de espacio y tiempo carecerían por completo de sentido al principio; solo empezarían a tener un significado sensato cuando el cuanto original se hubiera dividido en un número suficiente de cuantos. Si esta sugerencia es correcta, el comienzo del mundo ocurrió un poco antes del comienzo del espacio y el tiempo. ^{[ 72 ]}

Durante la década de 1930, se propusieron otras ideas como cosmologías no estándar para explicar las observaciones de Hubble, incluyendo el modelo de Milne , ^{[ 73 ]} el universo oscilatorio (sugerido originalmente por Friedmann, pero defendido por Albert Einstein y Richard C. Tolman ) ^{[ 74 ]} y la hipótesis de la luz cansada de Fritz Zwicky . ^{[ 75 ]}

Tras la Segunda Guerra Mundial , surgieron dos posibilidades distintas. Una era el modelo de estado estacionario de Fred Hoyle, según el cual se crearía nueva materia a medida que el universo pareciera expandirse. En este modelo, el universo es prácticamente el mismo en cualquier momento. ^{[ 76 ]} La otra era la teoría del universo en expansión de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow , quien la utilizó para desarrollar una teoría sobre la abundancia de elementos químicos en el universo. ^{[ 77 ]} y cuyos colaboradores, Ralph Alpher y Robert Herman , predijeron la radiación cósmica de fondo. ^{[ 78 ]}

Irónicamente, fue Hoyle quien acuñó la frase que llegó a aplicarse a la teoría de Lemaître, refiriéndose a ella como "esta idea del Big Bang " durante una transmisión de BBC Radio en marzo de 1949. ^{[ 50 ] [ 42 ] [ notas 1 ]} Durante un tiempo, el apoyo estuvo dividido entre estas dos teorías. Finalmente, la evidencia observacional, sobre todo a partir de los recuentos de fuentes de radio , comenzó a favorecer al Big Bang sobre el estado estacionario. El descubrimiento y la confirmación del CMB en 1964 consolidaron al Big Bang como la mejor teoría del origen y la evolución del universo. ^{[ 79 ]}

En 1968 y 1970, Roger Penrose , Stephen Hawking y George FR Ellis publicaron artículos donde demostraron que las singularidades matemáticas eran una condición inicial inevitable de los modelos relativistas del Big Bang. ^{[ 80 ] [ 81 ]} Luego, desde la década de 1970 hasta la de 1990, los cosmólogos trabajaron en la caracterización de las características del universo del Big Bang y en la resolución de problemas pendientes. En 1981, Alan Guth logró un avance en el trabajo teórico al resolver ciertos problemas teóricos pendientes en los modelos del Big Bang con la introducción de una época de rápida expansión en el universo temprano que denominó "inflación". ^{[ 82 ]} Mientras tanto, durante estas décadas, dos cuestiones en cosmología observacional que generaron mucha discusión y desacuerdo fueron los valores precisos de la constante de Hubble ^{[ 83 ]} y la densidad de materia del universo (antes del descubrimiento de la energía oscura, considerada el predictor clave del destino final del universo ). ^{[ 84 ]}

Se han logrado avances significativos en la cosmología del Big Bang desde finales de la década de 1990 como resultado de los avances en la tecnología de telescopios , así como del análisis de datos de satélites como el Explorador del Fondo Cósmico (COBE), ^{[ 85 ]} el Telescopio Espacial Hubble y WMAP. ^{[ 86 ]} Los cosmólogos ahora cuentan con mediciones bastante precisas y exactas de muchos de los parámetros del modelo del Big Bang, y han hecho el descubrimiento inesperado de que la expansión del universo parece estar acelerándose. ^{[ 87 ] [ 88 ]}

Las observaciones de galaxias y cuásares distantes muestran que estos objetos están desplazados al rojo: la luz que emiten se ha desplazado hacia longitudes de onda más largas. Esto se puede observar tomando un espectro de frecuencia de un objeto y comparando el patrón espectroscópico de líneas de emisión o absorción correspondientes a los átomos de los elementos químicos que interactúan con la luz. Estos desplazamientos al rojo son uniformemente isótropos, distribuidos de manera uniforme entre los objetos observados en todas las direcciones. Si el desplazamiento al rojo se interpreta como un desplazamiento Doppler, se puede calcular la velocidad de recesión del objeto. Para algunas galaxias, es posible estimar distancias mediante la escalera de distancias cósmicas . Cuando se representan gráficamente las velocidades de recesión frente a estas distancias, se observa una relación lineal conocida como la ley de Hubble : ^{[ 63 ]}${\displaystyle v=H_{0}D}$ dónde

• ${\displaystyle v}$es la velocidad de recesión de la galaxia u otro objeto distante,
• ${\displaystyle D}$es la distancia adecuada al objeto, y
• ${\displaystyle H_{0}}$es la constante de Hubble , medida como70,4 +1,3 −1,4 km / s / Mpc según el WMAP. ^{[ 40 ]}

La ley de Hubble implica que el universo se está expandiendo uniformemente en todas partes. Esta expansión cósmica fue predicha a partir de la relatividad general por Friedmann en 1922 ^{[ 61 ]} y Lemaître en 1927, ^{[ 65 ]} mucho antes de que Hubble hiciera su análisis y observaciones de 1929, y sigue siendo la piedra angular del modelo del Big Bang desarrollado por Friedmann, Lemaître, Robertson y Walker.

La teoría requiere la relación${\displaystyle v=HD}$mantener en todo momento, donde${\displaystyle D}$es la distancia adecuada,${\displaystyle v}$es la velocidad de recesión, y${\displaystyle v}$,${\displaystyle H}$, y${\displaystyle D}$varían a medida que el universo se expande (por eso escribimos${\displaystyle H_{0}}$para denotar la "constante" de Hubble actual). Para distancias mucho menores que el tamaño del universo observable , el corrimiento al rojo de Hubble puede considerarse como el desplazamiento Doppler correspondiente a la velocidad de recesión.${\displaystyle v}$Para distancias comparables al tamaño del universo observable, la atribución del corrimiento al rojo cosmológico se vuelve más ambigua, aunque su interpretación como un desplazamiento Doppler cinemático sigue siendo la más natural. ^{[ 97 ]}

Una discrepancia inexplicable entre determinaciones alternativas de la constante de Hubble se conoce como tensión de Hubble . Las técnicas basadas en la observación del CMB sugieren un valor menor de esta constante en comparación con la cantidad derivada de mediciones basadas en la escalera de distancias cósmicas. ^{[ 98 ]}

En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron fortuitamente la radiación cósmica de fondo, una señal omnidireccional en la banda de microondas . ^{[ 79 ]} Su descubrimiento proporcionó una confirmación sustancial de las predicciones del Big Bang de Alpher, Herman y Gamow alrededor de 1950. A lo largo de la década de 1970, se encontró que la radiación era aproximadamente consistente con un espectro de cuerpo negro en todas las direcciones; este espectro ha sido desplazado al rojo por la expansión del universo y hoy corresponde a aproximadamente 2,725  K. Esto inclinó la balanza de la evidencia a favor del modelo del Big Bang, y Penzias y Wilson fueron galardonados con el Premio Nobel de Física de 1978 .

La superficie de última dispersión correspondiente a la emisión del CMB se produce poco después de la recombinación , la época en la que el hidrógeno neutro se vuelve estable. Antes de esto, el universo estaba compuesto por un mar de plasma denso y caliente de fotones y bariones donde los fotones se dispersaban rápidamente por partículas cargadas libres. Alcanzando su máximo alrededor de372 ± 14 kyr  , ^{[ 100 ]} el camino libre medio para un fotón se vuelve lo suficientemente largo como para llegar al presente y el universo se vuelve transparente.

En 1989, la NASA lanzó COBE, que realizó dos avances importantes: en 1990, mediciones espectrales de alta precisión mostraron que el espectro de frecuencia del CMB es un cuerpo negro casi perfecto sin desviaciones a un nivel de 1 parte en 10 ⁴ , y se midió una temperatura residual de 2,726  K (mediciones más recientes han revisado esta cifra ligeramente a la baja a 2,7255  K); luego, en 1992, nuevas mediciones de COBE descubrieron pequeñas fluctuaciones ( anisotropías ) en la temperatura del CMB en todo el cielo, a un nivel de aproximadamente una parte en 10 ⁵ . ^{[ 85 ]} John C. Mather y George Smoot fueron galardonados con el Premio Nobel de Física de 2006 por su liderazgo en estos resultados.

Durante la década siguiente, las anisotropías del CMB fueron investigadas con mayor profundidad mediante un gran número de experimentos terrestres y con globos. En 2000-2001, varios experimentos, en particular BOOMERanG , descubrieron que la forma del universo es espacialmente casi plana al medir el tamaño angular típico (el tamaño en el cielo) de las anisotropías. ^{[ 104 ] [ 105 ] [ 106 ]}

A principios de 2003, se publicaron los primeros resultados de la sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, que arrojaron los valores más precisos hasta entonces para algunos parámetros cosmológicos. Los resultados refutaron varios modelos específicos de inflación cósmica, pero son consistentes con la teoría de la inflación en general. ^{[ 86 ]} La sonda espacial Planck se lanzó en mayo de 2009. Otros experimentos terrestres y con globos para medir el fondo cósmico de microondas están en curso.

Utilizando modelos del Big Bang, es posible calcular la concentración esperada de los isótopos helio-4 ( ^⁴He ), helio-3 ( ^³He ), deuterio ( ^²H ) y litio-7 ( ^⁷Li ) en el universo como proporciones respecto a la cantidad de hidrógeno ordinario. ^{[ 37 ]} Las abundancias relativas dependen de un único parámetro: la relación entre fotones y bariones. Este valor puede calcularse independientemente de la estructura detallada de las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas (CMB). Las proporciones predichas (por masa, no por abundancia) son aproximadamente 0,25 para ^⁴He :H, aproximadamente 10⁻³ ^para ²H ^: H, aproximadamente 10⁻⁴ ^para ³He ^: H y aproximadamente 10⁻⁹ ^para ⁷Li ^: H. ^{[ 37 ]}

Las abundancias medidas coinciden al menos aproximadamente con las predichas a partir de un único valor de la relación barión-fotón. La concordancia es excelente para el deuterio, cercana pero formalmente discrepante para el ^4He , y con una diferencia de un factor de dos para ^{el 7Li} (esta anomalía se conoce como el problema cosmológico del litio ); en los dos últimos casos, existen incertidumbres sistemáticas sustanciales . No obstante, la consistencia general con las abundancias predichas por la BBN es una fuerte evidencia del Big Bang, ya que la teoría es la única explicación conocida para las abundancias relativas de los elementos ligeros, y es prácticamente imposible "ajustar" el Big Bang para producir mucho más o menos del 20-30% de helio. ^{[ 107 ]} De hecho, no hay ninguna razón obvia fuera del Big Bang para que, por ejemplo, el universo joven antes de la formación estelar , según lo determinado por el estudio de la materia supuestamente libre de productos de nucleosíntesis estelar , deba tener más helio que deuterio o más deuterio que ^3He , y también en proporciones constantes. ^{[ 108 ] : 182–185}

Las observaciones detalladas de la morfología y distribución de galaxias y cuásares concuerdan con los modelos actuales del Big Bang. Una combinación de observaciones y teoría sugiere que los primeros cuásares y galaxias se formaron mil millones de años después del Big Bang, ^{[ 109 ]} y desde entonces se han estado formando estructuras más grandes, como cúmulos de galaxias y supercúmulos . ^{[ 110 ]}

Las poblaciones de estrellas han envejecido y evolucionado, de modo que las galaxias distantes (observadas tal como eran en el universo primitivo) parecen muy diferentes de las galaxias cercanas (observadas en un estado más reciente). Además, las galaxias formadas relativamente hace poco tiempo parecen marcadamente diferentes de las formadas a distancias similares, pero poco después del Big Bang. Estas observaciones constituyen fuertes argumentos en contra del modelo de estado estacionario. Las observaciones de la formación estelar, las distribuciones de galaxias y cuásares, y las estructuras más grandes concuerdan bien con las simulaciones del Big Bang sobre la formación de la estructura del universo, y están ayudando a completar los detalles de la teoría. ^{[ 110 ] [ 111 ]}

En 2011, los astrónomos encontraron lo que creen que son nubes prístinas de gas primordial al analizar las líneas de absorción en los espectros de cuásares distantes. Antes de este descubrimiento, se había observado que todos los demás objetos astronómicos contenían elementos pesados ​​formados en las estrellas. A pesar de ser sensibles al carbono, el oxígeno y el silicio, estos tres elementos no se detectaron en estas dos nubes. ^{[ 116 ] [ 117 ]} Dado que las nubes de gas no tienen niveles detectables de elementos pesados, probablemente se formaron en los primeros minutos después del Big Bang, durante la nucleosíntesis primordial.

La edad del universo, estimada a partir de la expansión del Hubble y el CMB, concuerda ahora con otras estimaciones que utilizan las edades de las estrellas más antiguas, medidas tanto mediante la aplicación de la teoría de la evolución estelar a cúmulos globulares como mediante la datación radiométrica de estrellas individuales de Población II . ^{[ 118 ]} También concuerda con las estimaciones de edad basadas en mediciones de la expansión utilizando supernovas de tipo Ia y mediciones de fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas. ^{[ 119 ]} La concordancia de mediciones independientes de esta edad respalda el modelo Lambda-CDM (ΛCDM), ya que el modelo se utiliza para relacionar algunas de las mediciones con una estimación de edad, y todas las estimaciones coinciden. Sin embargo, algunas observaciones de objetos del universo relativamente temprano (en particular, el cuásar APM 08279+5255 ) plantean dudas sobre si estos objetos tuvieron tiempo suficiente para formarse tan pronto en el modelo ΛCDM. ^{[ 120 ] [ 121 ]}

La predicción de que la temperatura del CMB era más alta en el pasado ha sido respaldada experimentalmente por observaciones de líneas de absorción de muy baja temperatura en nubes de gas a alto corrimiento al rojo. ^{[ 122 ]} Esta predicción también implica que la amplitud del efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxias no depende directamente del corrimiento al rojo. Las observaciones han demostrado que esto es aproximadamente cierto, pero este efecto depende de propiedades del cúmulo que sí cambian con el tiempo cósmico, lo que dificulta las mediciones precisas. ^{[ 123 ] [ 124 ]}

Los futuros observatorios de ondas gravitacionales podrían detectar ondas gravitacionales primordiales , reliquias del universo primitivo, hasta menos de un segundo después del Big Bang. ^{[ 125 ] [ 126 ]}

Aún no se comprende por qué el universo tiene más materia que antimateria. ^{[ 34 ]} Generalmente se asume que cuando el universo era joven y muy caliente, se encontraba en equilibrio estadístico y contenía cantidades iguales de bariones y antibariones. Tanto la materia como la antimateria eran mucho más abundantes que en la actualidad, con una pequeña asimetría de tan solo una parte en 10 mil millones. La materia y la antimateria colisionaron y se aniquilaron, dejando solo la cantidad residual de materia. Hoy en día, las observaciones sugieren que el universo, incluyendo sus partes más distantes, está compuesto casi en su totalidad de materia ordinaria con muy poca antimateria. ^{[ 131 ]}

Si la materia y la antimateria estuvieran en completa simetría, la aniquilación resultaría únicamente en fotones y prácticamente ninguna materia, lo cual obviamente no es lo que se observa. Se hipotetizó un proceso llamado bariogénesis para explicar la asimetría. Para que ocurra la bariogénesis, deben cumplirse las condiciones de Sakharov . Estas requieren que el número bariónico no se conserve, que se violen la simetría C y la simetría CP , y que el universo se aleje del equilibrio termodinámico . ^{[ 132 ] [ 133 ]} Todas estas condiciones se dan en el Modelo Estándar, pero los efectos no son lo suficientemente fuertes como para explicar la asimetría bariónica actual.

Las mediciones de la relación corrimiento al rojo- magnitud para las supernovas de tipo Ia indican que la expansión del universo se ha estado acelerando desde que el universo tenía aproximadamente la mitad de su edad actual. Para explicar esta aceleración, los modelos cosmológicos requieren que gran parte de la energía del universo consista en un componente con una gran presión negativa, denominado "energía oscura". ^{[ 11 ]}

La energía oscura, aunque especulativa, resuelve numerosos problemas. Las mediciones del fondo cósmico de microondas indican que el universo es casi espacialmente plano y, por lo tanto, según la relatividad general, el universo debe tener casi exactamente la densidad crítica de masa/energía. Pero la densidad de masa del universo se puede medir a partir de su agrupamiento gravitacional, y se ha descubierto que tiene solo alrededor del 30 % de la densidad crítica. ^{[ 11 ] Dado que la teoría sugiere que la energía oscura no se agrupa de la manera habitual ,} es la mejor explicación para la densidad de energía "faltante". La energía oscura también ayuda a explicar dos medidas geométricas de la curvatura general del universo, una utilizando la frecuencia de las lentes gravitacionales [ ^{134 ]} y la otra utilizando las oscilaciones acústicas de bariones , el patrón característico de la estructura a gran escala, como una regla cósmica. ^{[ 135 ] [ 136 ]}

Se cree que la presión negativa es una propiedad de la energía del vacío , pero la naturaleza exacta y la existencia de la energía oscura siguen siendo uno de los grandes misterios del Big Bang. Los resultados del equipo WMAP en 2008 concuerdan con un universo que consta de un 73 % de energía oscura, un 23 % de materia oscura, un 4,6 % de materia ordinaria y menos del 1 % de neutrinos. ^{[ 40 ]} Según la teoría, la densidad de energía en la materia disminuye con la expansión del universo, pero la densidad de energía oscura permanece constante (o casi constante) a medida que el universo se expande. Por lo tanto, la materia constituía una fracción mayor de la energía total del universo en el pasado que en la actualidad, pero su contribución fraccionaria disminuirá en el futuro lejano a medida que la energía oscura se vuelva aún más dominante.

El componente de energía oscura del universo ha sido explicado por teóricos que utilizan diversas teorías contrapuestas, incluyendo la constante cosmológica de Einstein, pero también extendiéndose a formas más exóticas de quintaesencia u otros esquemas de gravedad modificada. ^{[ 137 ]} Un problema de la constante cosmológica , a veces llamado el "problema más embarazoso de la física", resulta de la aparente discrepancia entre la densidad de energía medida de la energía oscura y la predicha ingenuamente a partir de las unidades de Planck . ^{[ 138 ]}

Durante las décadas de 1970 y 1980, diversas observaciones demostraron que no existe suficiente materia visible en el universo para explicar la aparente intensidad de las fuerzas gravitacionales dentro y entre las galaxias. Esto dio lugar a la idea de que hasta el 90 % de la materia del universo es materia oscura, la cual no emite luz ni interactúa con la materia bariónica normal. Además, la suposición de que el universo está compuesto principalmente de materia normal condujo a predicciones fuertemente inconsistentes con las observaciones. En particular, el universo actual es mucho más irregular y contiene mucho menos deuterio del que se podría explicar sin la presencia de materia oscura. Si bien la materia oscura siempre ha sido objeto de controversia, se infiere a partir de diversas observaciones: las anisotropías en el fondo cósmico de microondas (CMB), el problema de la rotación de las galaxias , las dispersiones de velocidad de los cúmulos de galaxias , las distribuciones de estructuras a gran escala, los estudios de lentes gravitacionales y las mediciones de rayos X de los cúmulos de galaxias. ^{[ 139 ]}

La evidencia indirecta de la materia oscura proviene de su influencia gravitacional sobre otra materia, ya que no se han observado partículas de materia oscura en laboratorios. Se han propuesto muchos candidatos de física de partículas para la materia oscura, y varios proyectos para detectarlos directamente están en marcha. ^{[ 140 ]}

Además, existen problemas importantes asociados con el modelo de materia oscura fría actualmente preferido, que incluyen el problema de las galaxias enanas ^{[ 95 ]} y el problema del halo puntiagudo ^{[ 94 ]} . Se han propuesto teorías alternativas que no requieren una gran cantidad de materia no detectada, sino que modifican las leyes de la gravedad establecidas por Newton y Einstein; sin embargo, ninguna teoría alternativa ha tenido tanto éxito como la propuesta de materia oscura fría para explicar todas las observaciones existentes ^{[ 141 ] .}

El problema del horizonte se deriva de la premisa de que la información no puede viajar más rápido que la luz . En un universo de edad finita, esto establece un límite —el horizonte de partículas— en la separación de dos regiones cualesquiera del espacio que estén en contacto causal . ^{[ 142 ]} La isotropía observada del CMB es problemática a este respecto: si el universo hubiera estado dominado por radiación o materia en todo momento hasta la época de la última dispersión, el horizonte de partículas en ese momento correspondería a unos 2 grados en el cielo. Entonces no habría ningún mecanismo que hiciera que regiones más amplias tuvieran la misma temperatura. ^{[ 108 ] : 191}

La teoría de la inflación ofrece una solución a esta aparente inconsistencia, según la cual un campo de energía escalar homogéneo e isotrópico domina el universo en un período muy temprano (antes de la bariogénesis). Durante la inflación, el universo experimenta una expansión exponencial , y el horizonte de partículas se expande mucho más rápidamente de lo que se suponía, de modo que las regiones que actualmente se encuentran en lados opuestos del universo observable están bien dentro del horizonte de partículas de la otra. La isotropía observada del CMB se deriva entonces del hecho de que esta región más grande estaba en contacto causal antes del comienzo de la inflación. ^{[ 28 ] : 180}

El principio de incertidumbre de Heisenberg predice que durante la fase inflacionaria habría fluctuaciones térmicas cuánticas , que se magnificarían a escala cósmica. Estas fluctuaciones sirvieron como semillas para todas las estructuras actuales del universo. ^{[ 108 ] : 207} La inflación predice que las fluctuaciones primordiales son casi invariantes de escala y gaussianas , lo cual ha sido confirmado por mediciones del CMB. ^{[ 86 ] : sec 6}

Un problema relacionado con el problema clásico del horizonte surge porque en la mayoría de los modelos estándar de inflación cosmológica, la inflación cesa mucho antes de que ocurra la ruptura de la simetría electrodébil , por lo que la inflación no debería poder evitar discontinuidades a gran escala en el vacío electrodébil ya que partes distantes del universo observable estaban causalmente separadas cuando terminó la época electrodébil . ^{[ 143 ]}

La objeción del monopolo magnético se planteó a finales de la década de 1970. Las teorías de gran unificación (GUT) predijeron defectos topológicos en el espacio que se manifestarían como monopolos magnéticos . Estos objetos se producirían de manera eficiente en el universo primitivo caliente, lo que resultaría en una densidad mucho mayor de la que es compatible con las observaciones, dado que no se han encontrado monopolos. Este problema se resuelve mediante la inflación cósmica, que elimina todos los defectos puntuales del universo observable, del mismo modo que lleva la geometría a la planitud. ^{[ 142 ]}

El problema de la planitud (también conocido como el problema de la antigüedad) es un problema observacional asociado con una FLRW. ^{[ 142 ]} El universo puede tener curvatura espacial positiva, negativa o cero dependiendo de su densidad de energía total. La curvatura es negativa si su densidad es menor que la densidad crítica; positiva si es mayor; y cero en la densidad crítica, en cuyo caso se dice que el espacio es plano . Las observaciones indican que el universo es consistente con ser plano. ^{[ 144 ] [ 145 ]}

El problema es que cualquier pequeña desviación de la densidad crítica crece con el tiempo, y sin embargo el universo actual permanece muy cerca de ser plano. ^{[ notas 2 ]} Dado que una escala de tiempo natural para la desviación de la planitud podría ser el tiempo de Planck , 10⁻⁴³ ^segundos , ^{[ 33 ]} el hecho de que el universo no haya alcanzado ni una muerte térmica ni un Big Crunch después de miles de millones de años requiere una explicación. Por ejemplo, incluso a la edad relativamente tardía de unos pocos minutos (el tiempo de la nucleosíntesis), la densidad del universo debe haber estado dentro de una parte en 10¹⁴ ^de su valor crítico, o no existiría como lo hace hoy. ^{[ 146 ]}

El Big Bang explica la evolución del universo a partir de una densidad y temperatura iniciales que están muy por encima de la capacidad de la humanidad para replicarlas, por lo que las extrapolaciones a las condiciones más extremas y los primeros tiempos son necesariamente más especulativas. Lemaître llamó a este estado inicial el " átomo primigenio ", mientras que Gamow llamó al material " ylem ". Cómo se originó el estado inicial del universo sigue siendo una cuestión abierta, pero el modelo del Big Bang sí restringe algunas de sus características. Por ejemplo, si ciertas leyes de la naturaleza surgieran de forma aleatoria, los modelos de inflación muestran que algunas combinaciones de estas son mucho más probables, ^{[ 153 ]} lo que explica en parte por qué nuestro Universo es bastante estable. Otra posible explicación para la estabilidad del Universo podría ser un hipotético multiverso, que supone la existencia de todos los universos posibles, y las especies pensantes solo podrían surgir en aquellos lo suficientemente estables. ^{[ 154 ]} Un universo plano implica un equilibrio entre la energía potencial gravitatoria y otras formas de energía, sin necesidad de crear energía adicional. ^{[ 144 ] [ 145 ]}

La teoría del Big Bang se basa en las ecuaciones de la relatividad general clásica, que no se espera que sean válidas en el origen del tiempo cósmico, a medida que la temperatura del universo se aproxima a la escala de Planck. Corregir esto requerirá el desarrollo de un tratamiento correcto de la gravedad cuántica. ^{[ 23 ]} Ciertos tratamientos de la gravedad cuántica, como la ecuación de Wheeler-DeWitt , implican que el tiempo mismo podría ser una propiedad emergente . ^{[ 155 ]} Por lo tanto, la física podría concluir que el tiempo no existía antes del Big Bang. ^{[ 156 ] [ 157 ] [ 158 ] [ 159 ] [ 160 ]}

Aunque se desconoce qué pudo haber precedido al estado caliente y denso del universo primitivo, cómo y por qué se originó, o incluso si tales preguntas son sensatas, abundan las especulaciones sobre el tema de la " cosmogonía ".

Algunas propuestas especulativas al respecto, cada una de las cuales implica hipótesis no comprobadas, son:

• Los modelos más simples, en los que el Big Bang fue causado por fluctuaciones cuánticas . Ese escenario tenía muy pocas probabilidades de ocurrir, pero, según el principio totalitario , incluso el evento más improbable acabará ocurriendo. Tuvo lugar instantáneamente, desde nuestra perspectiva, debido a la ausencia de tiempo percibido antes del Big Bang. ^{[ 161 ] [ 162 ] [ 163 ] [ 164 ]}
• Los modelos del Universo Emergente , que presentan una era pasada-eterna de baja actividad anterior al Big Bang, se asemejan a las ideas antiguas de un huevo cósmico y el nacimiento del mundo a partir del caos primordial .
• Modelos en los que todo el espaciotiempo es finito, incluyendo la condición de no frontera de Hartle-Hawking . Para estos casos, el Big Bang sí representa el límite del tiempo, pero sin una singularidad. ^{[ 165 ]} En tal caso, el universo es autosuficiente. ^{[ 166 ]}
• Modelos cosmológicos de branas , en los que la inflación se debe al movimiento de branas en la teoría de cuerdas ; el modelo pre-Big Bang; el modelo ekpirótico , en el que el Big Bang es el resultado de una colisión entre branas; y el modelo cíclico , una variante del modelo ekpirótico en el que las colisiones ocurren periódicamente. En este último modelo, el Big Bang fue precedido por un Big Crunch y el universo cicla de un proceso a otro. ^{[ 167 ] [ 168 ] [ 169 ] [ 170 ] [ 171 ]}
• Inflación eterna , en la que la inflación universal termina localmente aquí y allá de forma aleatoria, cada punto final conduce a un universo burbuja , expandiéndose desde su propio big bang. ^{[ 172 ] [ 173 ]} A esto a veces se le denomina inflación pre-big bang. ^{[ 174 ]}

Las propuestas de las dos últimas categorías consideran que el Big Bang fue un evento que tuvo lugar en un universo mucho más grande y antiguo o en un multiverso .

Antes de las observaciones de la energía oscura, los cosmólogos consideraban dos escenarios para el futuro del universo. Si la densidad de masa del universo era mayor que la densidad crítica, entonces el universo alcanzaría un tamaño máximo y luego comenzaría a colapsar. Volvería a ser más denso y caliente, terminando en un estado similar al inicial: un Big Crunch . ^{[ 21 ]}

Alternativamente, si la densidad del universo fuera igual o inferior a la densidad crítica, la expansión se ralentizaría, pero nunca se detendría. La formación estelar cesaría con el consumo del gas interestelar en cada galaxia; las estrellas se apagarían, dejando enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros. Las colisiones entre estos darían como resultado la acumulación de masa en agujeros negros cada vez más grandes. La temperatura media del universo se aproximaría muy gradualmente de forma asintótica al cero absoluto : una Gran Congelación . ^{[ 175 ]} Además, si los protones son inestables , la materia bariónica desaparecería, dejando solo radiación y agujeros negros. Finalmente, los agujeros negros se evaporarían emitiendo radiación de Hawking . La entropía del universo aumentaría hasta el punto en que no se podría extraer de él ninguna forma organizada de energía, un escenario conocido como muerte térmica. ^{[ 176 ]}

Las observaciones modernas de la expansión acelerada implican que cada vez más del universo actualmente visible pasará más allá de nuestro horizonte de sucesos y se alejará de nosotros. El resultado final es desconocido. El modelo Lambda-CDM del universo contiene energía oscura en forma de constante cosmológica. Esta teoría sugiere que solo los sistemas ligados gravitacionalmente, como las galaxias, permanecerán unidos, y que también estarán sujetos a la muerte térmica a medida que el universo se expanda y se enfríe. Otras explicaciones de la energía oscura, llamadas teorías de energía oscura fantasma , sugieren que, en última instancia, los cúmulos de galaxias, las estrellas, los planetas, los átomos, los núcleos y la materia misma serán desgarrados por la expansión cada vez mayor en un llamado Gran Desgarro . ^{[ 177 ]}

Como descripción del origen del universo, el Big Bang tiene una influencia significativa en la religión y la filosofía. ^{[ 178 ] [ 179 ]} Como resultado, se ha convertido en una de las áreas más dinámicas del diálogo entre ciencia y religión . ^{[ 180 ]} Algunos creen que el Big Bang implica un creador, ^{[ 181 ] [ 182 ] [ 183 ] [ 184 ]} mientras que otros argumentan que la cosmología del Big Bang hace superflua la noción de un creador. ^{[ 179 ] [ 185 ]}