http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html
1. Teoría del Big Bang
1.1. Cosmología
1.2. Teoría
1.3. Conceptos
2. Las pruebas del Big Bang
2.1. Expansión
2.2. Elementos
2.3. Cósmico de microondas
3. Más allá del Big Bang
3.1. Estructura
3.2. Fluctuaciones
3.3. Inflación
4. Nuestro universo
4.1. Materia
4.2. Energía
4.3. Expansión
4.4. Edad
4.5. Forma
4.6. Aceleración
4.7. Vida
4.8. Destino
1

1. Teoría del Big Bang
1.1. Cosmología: El estudio del Universo
Cosmología es el estudio científico de las propiedades a gran escala del Universo como
un todo. Se trata de utilizar el método científico para entender el origen, evolución y
destino final de todo el Universo. Al igual que cualquier campo de la ciencia, la
cosmología involucra la formación de teorías o hipótesis sobre el universo que hacen
predicciones específicas para fenómenos que pueden ser probados con observaciones.
Dependiendo de los resultados de las observaciones, las teorías tendrán que ser
abandonadas, revisadas o ampliarse para dar cabida a los datos. La teoría prevaleciente
sobre el origen y evolución de nuestro Universo es la llamada teoría del Big Bang: En
este primer apartado se organizan los conceptos cosmológicos de la siguiente manera:
 Los principales conceptos de la teoría del Big Bang se introducen en la primera
sección, con escasa consideración a las observaciones reales.
 La segunda sección analiza la clásica prueba de la teoría del Big Bang que lo
hacen tan convincentes como la probable descripción válida de nuestro universo.
 La tercera sección se analizan las observaciones que ponen de relieve las
limitaciones de la teoría del Big Bang y en el punto a un modelo más detallado
de la cosmología de la teoría del Big Bang por sí sola proporciona. As discussed
in the first section, the Big Bang theory predicts a range of possibilities for the
structure and evolution of the universe. Como se discutió en la primera sección,
la teoría del Big Bang predice una gama de posibilidades para la estructura y la
evolución del universo.
 La última sección se analizan las limitaciones de lo que puede poner sobre la
naturaleza de nuestro universo basado en los datos actuales, e indica cómo
WMAP fomenta nuestra comprensión de la cosmología.
1.2. Big Bang Cosmología
Postula que el 12 a 14 millones de años atrás, la parte del universo que podemos ver hoy
en día sólo unos pocos milímetros de ancho. It has since expanded from this hot dense
state into the vast and much cooler cosmos we currently inhabit. Desde entonces se ha
ampliado de esta densa en caliente en el gran estado mucho más fresco y que
actualmente habitan el cosmos. Podemos ver restos de esta materia densa caliente como
el ahora muy fría radiación de fondo cósmico de microondas que todavía impregna el
universo y es visible para los detectores de microondas como un resplandor uniforme en
todo el cielo.
2

Los fundamentos del modelo de Big Bang
El Big Bang Modelo teórico se basa en dos pilares:
A- Relatividad General
La primera idea clave se remonta a 1916 cuando Einstein desarrolló su Teoría de la
Relatividad General que propuso como una nueva teoría de la gravedad.Su teoría
generaliza Isaac Newton original de la teoría de la gravedad, c. 1680, en la medida en
que se supone que es válida para cuerpos en movimiento, así como los organismos en
reposo.La gravedad de Newton es válida solamente para los organismos en reposo o
moviéndose muy lentamente en comparación con la velocidad de la luz (por lo general,
no una hipótesis demasiado restrictivas). Un concepto clave de la Relatividad General
es que la gravedad ya no es descrita por un gravitacional \"campo\" sino que se supone
que es una distorsión del espacio y del tiempo propio. El físico John Wheeler decirlo así
cuando dijo \"la materia le dice al espacio cómo la curva, y el espacio le dice a la materia
cómo moverse.\". Originalmente, la teoría es capaz de dar cuenta de las peculiaridades
en la órbita de Mercurio y la flexión de la luz por el Sol, tanto inexplicable Isaac
Newton en la teoría de la gravedad. In recent years, the theory has passed a series of
rigorous tests. En los últimos años, la teoría se ha aprobado una serie de pruebas
rigurosas.
B- El Principio Cosmológica
Después de la introducción de la Relatividad General una serie de científicos, Einstein
incluido, trataron de aplicar la nueva dinámica gravitacional para el universo en su
conjunto. En el momento esto requería una suposición acerca de cómo la materia en el
universo se distribuyó. La hipótesis más sencilla de hacer es que si se considera que el
contenido del universo con la suficiente mala visión, parece ser aproximadamente el
mismo en todas partes y en todas las direcciones. Es decir, la materia en el universo es
homogéneo e isotrópico cuando promedió más de muy gran escala. Esto se llama el
Principio Cosmológica. Esta hipótesis se está poniendo a prueba continuamente como
3

hemos hecho observar la distribución de las galaxias en escalas cada vez mayores. La
imagen muestra la forma en que acompañan a la distribución uniforme de las galaxias es
medido a través de una franja de 30 ° el cielo. Además, la radiación de fondo cósmico
de microondas, el calor remanente del Big Bang, tiene una temperatura que es muy
uniforme en todo el cielo. Este hecho apoya la idea de que el gas que esta radiación
emitida hace mucho tiempo fue muy repartida uniformemente.
Estas dos ideas forman la base teórica para todo el Big Bang la cosmología y conducir a
predicciones muy concretas para las propiedades observables del universo.
1.3. Conceptos
Los fundamentos de la cosmología del Big Bang
El modelo del Big Bang la cosmología se basa en dos ideas clave que se remontan a
principios del siglo 20: la Relatividad General y el Principio Cosmológica. En el
supuesto de que la materia en el universo se distribuye de manera uniforme en la mayor
escala, se puede utilizar para calcular la Relatividad General los correspondientes
efectos gravitacionales de la materia. Dado que la gravedad es una propiedad del
espacio-tiempo en la Relatividad General, esto es equivalente a computar la dinámica
del espacio-tiempo. La historia se desarrolla de la siguiente manera:
Dada la hipótesis de que la materia en el
universo es homogéneo y isotrópica (El
Principio Cosmológica) puede demostrarse
que la correspondiente distorsión del
espacio-tiempo (debido a los efectos
gravitacionales de la materia) sólo puede
tener una de las tres formas, como se
muestra esquemáticamente en la imagen a la
izquierda.
Puede ser \"positiva\" como la curva de la
superficie de una pelota y en la extensión
finita, puede ser \"negativamente\" como una
silla curvada e infinito en extensión; o puede ser \"plano\" e infinito en extensión -
nuestro \"ordinaria\" la concepción del espacio. Una limitación clave de la imagen se
muestra aquí es que sólo podemos representar la curvatura de un plano 2-dimensional
de un verdadero espacio de 3 dimensiones. Tenga en cuenta que en un universo cerrado
que podría comenzar un viaje fuera en una dirección y, si lo permite el tiempo
suficiente, en última instancia, volver a su punto de partida, en un universo infinito, que
nunca regresen.
Antes de discutir cuál de estas tres fotos describen nuestro universo (en su caso) hay que
hacer algunas advertencias:
 Debido a que el universo tiene una edad finita (~ 13,7 millones de años), sólo
podemos ver una distancia finita en el espacio: ~ 13,7 millones de años luz. Este
es nuestro llamado horizonte. Modelo del Big Bang no trata de describir esa
4

 Es posible que el universo tenga una topología global más complicada que la
que aquí se representa, mientras que sigue teniendo la misma curvatura local.
Puede haber algunas maneras de probar esta idea, pero la mayor parte de la
siguiente discusión no se ve afectada.
Cuestión desempeña un papel central en la cosmología. Resulta que la media de
densidad de la materia única determina la geometría del universo (hasta las limitaciones
que se ha señalado anteriormente). Si la densidad de la materia es inferior a la llamada
densidad crítica, el universo es abierto e infinito. Si la densidad es superior a la densidad
crítica el universo es finito y cerrado. Si la densidad sólo es igual a la densidad crítica,
el universo es plano, pero presumiblemente infinito. El valor de la densidad crítica es
muy pequeño: corresponde aproximadamente a 6 átomos de hidrógeno por metro
cúbico. Una de las cuestiones científicas clave en cosmología hoy es: ¿cuál es la
densidad media de la materia en nuestro universo? Aunque la respuesta aún no se
conoce, parece estar cerca de la densidad crítica.
Habida cuenta de una ley de la gravedad y una suposición acerca de cómo se distribuye
la materia, el siguiente paso es trabajar con la dinámica del universo - cómo el espacio y
la materia en que evoluciona con el tiempo. Los detalles dependen de más información
sobre la materia en el universo, a saber, su densidad (masa por unidad de volumen) y su
presión (la fuerza que ejerce por unidad de área), pero la imagen genérica que surge es
que el universo comenzó desde muy pequeña volumen, después de un evento
denominado el Big Bang, con una tasa inicial de expansión. En la mayor parte de este
ritmo de expansión se ha ralentizado (desacelerando) desde entonces debido a la
atracción gravitatoria de la materia en sí misma. Una cuestión clave para el destino del
universo es si o no la fuerza de la gravedad es lo suficientemente fuerte como para
invertir en última instancia, la expansión y hacer que el universo colapse sobre sí
mismo. De hecho, las recientes observaciones han planteado la posibilidad de que la
expansión del universo podría ser la aceleración (aceleración), lo que plantea la
posibilidad de que la evolución del universo está dominada por una extraña forma de
materia que tiene una presión negativa.
5

La imagen de arriba muestra una serie de posibles escenarios para el tamaño relativo del
universo a lo largo del tiempo:
la parte inferior de color naranja representa una curva cerrada, de alta densidad
de universo que se expande por varios miles de millones de años, entonces en
última instancia, se da la vuelta y se hunde bajo su propio peso.
El verde representa una curva plana, universo con densidad crítica, en el que
continuamente la tasa de expansión se ralentiza (el ritmo de expansión esta
continuamente disminuyendo) (la curva se vuelve cada vez más horizontal).
La curva azul muestra una curva abierta, universo de baja densidad cuya
expansión también está disminuyendo, pero no tanto como el universo de de
densidad crítica, porque la fuerza de la gravedad no es tan fuerte.
La parte superior (en rojo) muestra la curva de un universo en el que el
universo está constituido por la denominada \"energía oscura\" que está
causando la expansión del universo a acelerar (acelerar). La parte superior (en
rojo) muestra la curva de un universo en el que una gran parte de su masa / energía tal
vez en el vacío del espacio en sí, conocida como la \"constante cosmológica\", uno de los
principales candidatos para la denominada \"energía oscura\" que es provocando la
expansión del universo a acelerar (acelerar). Cada vez hay más pruebas de que nuestro
universo sigue la curva roja.
6

Conceptos erróneos relacionados con el Big Bang y la expansión:
 El Big Bang no ocurrió en un solo punto en el espacio como una \"explosión\". Es
mejor idea de como la aparición simultánea de espacio en todo el universo. Esa
región del espacio que está dentro de nuestro actual horizonte era de no más de
un punto en el pasado. Sin embargo, si todo el espacio tanto dentro como fuera
de nuestro horizonte es infinito ahora, nació infinito. Si es cerrado y finito,
entonces nació con cero y el volumen creció de eso. En ningún caso existe un
\"centro de expansión\" - un punto a partir del cual el universo se está
expandiendo fuera de él. En la analogía de la bola, el radio de la bola crece como
el universo se expande, sino que todos los puntos en la superficie de la bola (el
universo) retroceder unos de otros de la misma manera. El interior de la pelota
no debe considerarse como parte del universo en esta analogía.
 Por definición, el universo a todos los del espacio y del tiempo tal como lo
conocemos, por lo que es más allá del reino de modelo del Big Bang a lo que
postulan el universo está en expansión. Ni en el universo abierto o cerrado, la
única \"ventaja\" para el espacio-tiempo tiene lugar en el Big Bang (y quizá su
homólogo del Big Crunch), por lo que no es lógicamente necesario (o razonable)
estudiar esta cuestión.
 Está más allá del ámbito de la modelo del Big Bang a decir lo que dio lugar al
Big Bang. Hay una serie de teorías especulativas acerca de este tema, pero
ninguna de ellas, hasta el momento, permite hacer predicciones realistas que se
puedan comprobar.
Para este punto, la única suposición que hemos hecho sobre el universo es que su
materia se distribuye homogéneamente y isotrópica en grandes escalas. Hay una serie de
parámetros libres en esta familia de modelos de Big Bang que debe ser fijado por las
observaciones de nuestro universo. Los más importantes son: la geometría del universo
(abierto, cerrado o plano), la actual tasa de expansión (la constante de Hubble), el curso
de la expansión global, el pasado y el futuro, que viene determinado por la densidad
fraccional de los diferentes tipos de la materia en el universo. Tenga en cuenta que la
edad actual del universo se desprende de la historia y la expansión actual tasa de
expansión.
7

Como se señaló anteriormente, la geometría y la evolución del universo están
determinadas por la contribución fraccional de varios tipos de materia. Dado que tanto
la densidad de energía y contribuir a la presión de la fuerza de gravedad en la
Relatividad General, los cosmólogos clasifican los tipos de la materia por su \"ecuación
de estado\" la relación entre su presión y densidad de energía. El principal sistema de
clasificación es:
 Radiación: compuesto por partículas que se mueven a la velocidad de la luz.
Ejemplos conocidos incluyen fotones (luz) y neutrinos. Esta forma de la materia
se caracteriza por tener una gran presión positiva.
 Materia bariónica: se trata de \"materia ordinaria\", compuesto principalmente de
protones, neutrones y electrones. Esta forma de materia esencialmente no tiene
presión de importancia cosmológica.
 La materia oscura: en general se refiere a este \"exótico\" no-materia bariónica
que interactúa solo débilmente con la materia ordinaria. Si bien tal cuestión no
ha sido observada directamente en el laboratorio, su existencia ha sido durante
mucho tiempo sospechada, por motivos discutidos en una página posterior. Esta
forma de la materia también cosmológica y no tiene una presión significativa.
 La energía oscura: se trata de una forma realmente extraña de la materia, o tal
vez una propiedad del vacío mismo, que se caracteriza por una gran presión
negativa. Esta es la única forma de materia que puede causar la expansión del
universo a fin de acelerar, o acelerar.
Uno de los desafíos centrales en la cosmología de hoy es para determinar las densidades
relativas y totales (energía por unidad de volumen) en cada una de estas formas de la
materia, ya que esto es esencial para entender la evolución y el destino final de nuestro
universo.
8

http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html
5. Teoría del Big Bang
5.1. Cosmología
5.2. Teoría
5.3. Conceptos
6. Las pruebas del Big Bang
6.1. Expansión
6.2. Elementos
6.3. Cósmico de microondas
7. Más allá del Big Bang
7.1. Estructura
7.2. Fluctuaciones
7.3. Inflación
8. Nuestro universo
8.1. Materia
8.2. Energía
8.3. Expansión
8.4. Edad
8.5. Forma
8.6. Aceleración
8.7. Vida
8.8. Destino
9

2. Las pruebas de Big Bang Cosmología
El modelo del Big Bang se basa en las siguientes:
2.1. La expansión del universo
1929 Edwin Hubble la observación de que las galaxias fueron en general de
retroceso nos proporcionó el primer indicio de que la teoría del Big Bang podría
ser la derecha.
2.2. La abundancia de la luz los elementos H, He, Li
La teoría del Big Bang predice que la luz estos elementos se han fundido de
protones y neutrones en los primeros minutos después del Big Bang.
2.3. El fondo cósmico de microondas (CMB) de radiación
El universo temprano debería haber sido muy caliente. La radiación de fondo
cósmico de microondas es el remanente de los restos de calor del Big Bang.
Estas tres observaciones, apoyan firmemente la idea de que el Universo evolucionó
a partir de una densa, casi sin rasgos gas caliente, al igual que el modelo predice el
Big Bang.
2.1. Las pruebas de Big Bang: Expansión
Edwin Hubble Edwin Hubble
El modelo del Big Bang fue un resultado natural de la Relatividad General de Einstein
que se aplican a un universo homogéneo. Sin embargo, en 1917, la idea de que el
universo estaba en expansión se consideraba absurdo. Así que Einstein inventó la
constante
cosmológica como
un término en su
teoría de la
Relatividad
General que
permitió un
universo estático.
En 1929, Edwin
Hubble anunció
que las galaxias se
alejaban a una
velocidad
proporcional al
cuadrado de la
distancia que nos
separa de ella.
Cuanto más
alejada estaba la
galáxia de la
nuestra más rápido
10

se alejaba de nosostros. El universo se estaba expandiendo, después de todo, al igual
que la Relatividad General originalmente previsto. Hubble observó que la luz de una
galaxia se desplazó más hacia el extremo rojo del espectro de luz de la galaxia, además,
que era de nuestra galaxia.
La Constante de Hubble
La forma específica de la expansión de la ley de Hubble es importante: la velocidad de
recesión es proporcional a la distancia. El modelo de expansión (pan de pasas) de la
izquierda ilustra la importancia de este
concepto. Si cada parte del pan se expande por
la misma cantidad en un determinado
intervalo de tiempo, entonces la pasas
quedarían unos de otros con exactamente un
tipo de expansión de Hubble ley. En un
determinado intervalo de tiempo, uno que
pasa cerca mover relativamente poco, pero
pasa a un distante mover relativamente más
lejos - y el mismo comportamiento se observa
en cualquier pasas en el pan. En otras
palabras, la ley de Hubble es justo lo que uno
esperaría de un universo en expansión
homogéneo, tal como predice la teoría del Big Bang. Además no pasa, o galaxia, ocupa
un lugar especial en este universo - a menos que acercarse demasiado a la orilla de la
barra donde la analogía se rompe.
El actual WMAP resultados muestran la constante de Hubble a 73,5 + / -3,2 (km / seg) /
Mpc. Si los datos de WMAP se combina con otros datos cosmológicos, la mejor
estimación es 70,8 + / - 1,6 (km / seg) / Mpc.
2.2. Las pruebas de Big Bang: Elementos
2.2.1. Nucleosíntesis en el Universo temprano
El término se refiere a la nucleosíntesis de la formación de elementos más pesados, los
núcleos atómicos con muchos protones y neutrones, a partir de la fusión de elementos
más ligeros. El Big Bang predice la teoría de que el universo temprano era un lugar muy
caliente. Un segundo después del Big Bang, la temperatura del universo era
aproximadamente 10 millones de grados y se llenó de un mar de neutrones, protones,
electrones, anti-electrones (positrones), fotones y neutrinos. Como el universo se enfría,
los neutrones, ya sea degradado en protones y electrones o los protones en combinación
con hacer deuterio (un isótopo del hidrógeno). Durante los tres primeros minutos del
universo, la mayoría de los deuterio combinado para hacer de helio. Trazas de litio
también se produjeron en este momento. Este proceso de formación de la luz elemento
en el universo primitivo se llama \"nucleosíntesis del Big Bang\" (BBN).
11

Las previsiones de la abundancia de deuterio,
helio y litio depende de la densidad de la materia
ordinaria en el universo temprano, como se
muestra en la figura de la izquierda. Estos
resultados indican que el rendimiento de helio es
relativamente insensible a la abundancia de
materia ordinaria, por encima de un determinado
umbral. Estamos genéricamente esperar cerca de
24% de la materia ordinaria en el universo de
helio que se produjo en el Big Bang. Esto está en
muy buen acuerdo con las observaciones y es
otro gran triunfo para la teoría del Big Bang.
Sin embargo, el modelo del Big Bang puede ser
probado más allá. A fin de que el rendimiento
previsto de los demás elementos ligeros a salir de
acuerdo con las observaciones, la densidad de la
materia ordinaria debe ser aproximadamente el
4% de la densidad crítica. El WMAP satélite
deben ser capaces de directamente medir la densidad de materia ordinaria y comparar el
valor observado para las predicciones de la nucleosíntesis del Big Bang. Este será un
importante y riguroso de la prueba del modelo. Si los resultados están en conflicto, o
bien a punto 1) errores en los datos, 2) una comprensión incompleta de los procesos de
nucleosíntesis del Big Bang, 3) una falta de comprensión de los mecanismos que
producen las fluctuaciones de la radiación de fondo de microondas, o 4 ) más un
problema fundamental con la teoría del Big Bang.
2.2.2. Nucleosíntesis en las estrellas
Durante las últimas fases de evolución estelar, estrellas masivas queman helio-carbono,
oxígeno, silicio, azufre y hierro. Elementos más pesados que el hierro se produce en dos
formas: en el exterior de los sobres de súper-estrellas gigantes y en la explosión de una
supernova. Todo el carbono basadas en la vida en la Tierra es, literalmente, compuesto
de la empresa.
2.3. Las pruebas de Big Bang: La CMB
El Big Bang predice la teoría de que el universo temprano era un lugar muy caliente y
que a medida que se expande, en el gas que se enfría.. Así, el universo debe llenarse de
la radiación que es literalmente el remanente sobrante de calor del Big Bang, conocida
como \"radiación de fondo de microondas cósmico\", o CMB.
2.3.1. Descubrimiento del Fondo Cósmico de Microondas
12

La existencia de la radiación del CMB fue predicha por George Gamow en 1948, y por
Ralph Alpher y Robert Herman en 1950. Fue observado por primera vez en 1965
inadvertidamente por Arno Penzias y Robert Wilson en la Bell Telephone Laboratories
en Murray Hill, Nueva Jersey. La radiación actúa como una fuente de exceso de ruido
en un radio receptor que estaban construyendo. Casualmente, los investigadores de la
cercana Universidad de Princeton, liderado por Robert Dicke y entre ellos Dave
Wilkinson WMAP de la ciencia equipo, fueron la elaboración de un experimento para
encontrar el CMB. Cuando escucharon acerca de los Bell Labs resultado
inmediatamente se dio cuenta de que la Junta se había encontrado. El resultado fue un
par de artículos en el Physical Review: uno por Penzias y Wilson se detallan las
observaciones, y uno por Dicke, Peebles, Roll, y Wilkinson de dar la interpretación
cosmológica. Penzias y Wilson compartieron el premio Nobel 1978 de Física por su
descubrimiento.
Hoy en día, la Junta de radiación es muy frío, sólo 2,725 ° por encima de cero absoluto,
por lo tanto, esta radiación brilla sobre todo en el microondas del espectro
electromagnético, y es invisible a simple vista. Sin embargo, se llena el universo y
pueden ser detectados en todo el mundo nos mira. De hecho, si pudiéramos ver
13

microondas, todo el cielo se iluminará con un brillo que es sorprendentemente uniforme
en todas las direcciones. La imagen de la izquierda muestra el color de una falsa
representación de la temperatura (brillo) de la Junta lo largo de todo el cielo (proyectada
sobre un óvalo, similar a un mapa de la Tierra). La temperatura es uniforme mejor que a
uno por mil. Esta uniformidad es una razón de peso para interpretar el resto de la
radiación de calor del Big Bang, sería muy difícil imaginar una fuente local de la
radiación que este uniforme. De hecho, muchos científicos han tratado de elaborar
explicaciones alternativas para la fuente de esta radiación, pero ninguno ha tenido éxito.
2.3.2. ¿Por qué estudiar el Fondo Cósmico de Microondas?
Dado que la luz viaja a una velocidad finita, los astrónomos de observación de objetos
distantes está buscando en el pasado. La mayoría de las estrellas que son visibles a
simple vista en el cielo de la noche son de 10 a 100 años luz de distancia. Así, vemos
como de los 10 a 100 años atrás. Observamos Andrómeda, la galaxia grande más
cercana, ya que era cerca de 2,5 millones de años atrás. Astrónomos observar galaxias
distantes con el Telescopio Espacial Hubble puede ver como eran sólo unos pocos
millones de años después del Big Bang. (La mayoría de cosmólogos creen que el
universo es de entre 12 y 14 mil millones de años.)
La radiación del CMB fue emitida sólo unos cientos de miles de años después del Big
Bang, mucho antes de estrellas o galaxias nunca existió. Así, mediante el estudio de las
disposiciones de las propiedades físicas de la radiación, podemos aprender sobre las
condiciones en el universo en gran escala, ya que la radiación que vemos hoy ha viajado
más de esa gran distancia, y en tiempos muy tempranos.
2.3.3. El origen del Fondo Cósmico de Microondas
Una de las profundas observaciones del siglo 20 es que el universo está en expansión.
Esta expansión implica el universo era más pequeño, más denso y más caliente en el
pasado distante. Cuando el universo visible fue la mitad de su tamaño actual, la
densidad de la materia era ocho veces superior y el fondo cósmico de microondas es el
doble de calientes. Cuando el universo visible fue una centésima de su tamaño actual, el
fondo cósmico de microondas es cientos de veces más caliente (273 grados por encima
del cero absoluto o 32 grados Fahrenheit, la temperatura a la que el agua se congela para
formar hielo en la superficie de la Tierra). Además de esta radiación de fondo cósmico
de microondas, el universo primitivo estaba lleno con agua caliente de gas hidrógeno
con una densidad de aproximadamente 1.000 átomos por centímetro cúbico. Cuando el
universo visible es sólo una cien millonésima de su tamaño actual, su temperatura era
273 millones de grados por encima del cero absoluto y la densidad de la materia es
comparable a la densidad del aire en la superficie de la Tierra. En estas altas
temperaturas, el hidrógeno es ionizado completamente gratis en protones y electrones.
Dado que el universo estaba tan caliente a través de la mayor parte de su historia, no hay
átomos en el universo temprano, sólo los núcleos y electrones libres. (Núcleos åre
hechos de neutrones y protones). El fondo cósmico de microondas de dispersión de
fotones fácilmente fuera de los electrones. Por lo tanto, vagó a través de fotones del
universo temprano, al igual que la luz óptica se desplaza a través de una densa niebla.
Este proceso de dispersión múltiple produce lo que se llama un \"térmico\" o \"cuerpo
14

negro\" del espectro de fotones. Según la teoría del Big Bang, el espectro de frecuencias
de la Junta debería tener este cuerpo negro formulario. Este hecho se mide con gran
precisión por el Firas experimentación satélite COBE de la NASA.
Esta cifra demuestra la predicción de la teoría del Big Bang para la energía del espectro
de la radiación de fondo cósmico de microondas en comparación con la energía del
espectro observado. FIRAS El experimento midió el espectro en 34 puntos espaciados a
lo largo de la curva de cuerpo negro. Las barras de error en los datos de puntos son tan
pequeños que no pueden ser vistos bajo la curva prevista en la figura. No hay alternativa
aún teoría predice que este proyecto de energía del espectro. La medición exacta de su
forma es otra prueba importante de la teoría del Big Bang.
2.3.4. \"Superficie de Última Dispersión\"
Finalmente, el universo enfriado lo suficiente que los protones y los electrones podían
combinar para formar hidrógeno neutro. Esto se cree que se producen aproximadamente
400.000 años después del Big Bang, cuando el Universo tenía aproximadamente un
once centenario de su tamaño actual. De fondo de microondas cósmico fotones
interactúan muy débilmente con hidrógeno neutro.
15

El comportamiento de los fotones del CMB se desplazan a través del universo primitivo
es análoga a la propagación de la luz visible a través de la atmósfera de la Tierra. Gotas
de agua en las nubes son muy eficaces a la dispersión de luz, mientras que la luz óptica
se mueve libremente por el aire claro. Por lo tanto, en un día nublado, podemos mirar a
través del aire hacia las nubes, pero no puede ver a través de las nubes opacas. Los
cosmólogos estudian la radiación de fondo cósmico de microondas puede mirar a través
de gran parte del universo de nuevo a cuando se opaca: una vista atrás a 400.000 años
después del Big Bang. Este \"muro de la luz\" se llama la superficie de última dispersión,
ya que fue la última vez que la mayoría de los fotones del CMB directamente dispersos
fuera de la materia. Cuando hacemos mapas de la temperatura de la CMB, estamos
cartografía de esta última superficie de dispersión.
Como se ha indicado anteriormente, una de las características más sorprendentes sobre
el fondo cósmico de microondas es su uniformidad. Sólo con instrumentos muy
sensibles, como COBE y WMAP, los cosmólogos pueden detectar fluctuaciones en la
temperatura del fondo cósmico de microondas. A través del estudio de estas
fluctuaciones, los cosmólogos pueden aprender sobre el origen de las galaxias y
estructuras a gran escala de galaxias y que pueden medir los parámetros de la teoría del
Big Bang.
16