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
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3. Más allá del Big Bang Cosmología
El modelo del Big Bang no es completa. Por ejemplo, no explica por qué el universo es
tan uniforme en las grandes escalas o, de hecho, la razón por la que no es tan uniforme
en las pequeñas escalas, es decir, cómo las estrellas y galaxias llegaron a ser.
El modelo del Big Bang se basa en el Principio Cosmológica, que asume que la materia
en el universo está distribuida de manera uniforme en todas las escalas - grandes y
pequeñas. Esta es una aproximación muy útil que permite que una base para desarrollar
la hipótesis del Big Bang, sino un conocimiento más completo de nuestro universo
requiere ir más allá del Principio Cosmológica. Muchos sospechan que los cosmólogos
teoría de la inflación, una extensión de la teoría del Big Bang, pueden proporcionar el
marco para explicar la uniformidad a gran escala de nuestro universo y el origen de la
estructura dentro de ella.
Ene este apartado se realizará una visión general del origen y el crecimiento de la
estructura de nuestro universo y por último se presenta un panorama de la inflación y el
modelo de universo se explica cómo la inflación responde a la algunos de los
rompecabezas del modelo estándar del Big Bang.
3.1. Estructura en el universo
La teoría del Big Bang no intenta explicar cómo las estructuras, como las
estrellas y galaxias vinieron a la existencia en el universo.
3.2. Fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas (CMB) de radiación
La temperatura de la CMB se observa a variar ligeramente a través del
cielo.¿Qué producen estas fluctuaciones y cómo se relacionan con las estrellas y
galaxias?
3.3. El universo inflacionario
A muy corto, pero sobre todo rápida explosión de crecimiento en el universo
temprano ( \"inflación\") ofrece una elegante, pero no probada, explicación de los
rompecabezas.
3.1. Estructura en el Universo ¿Cómo se formó?
Los astrónomos observan considerables en la estructura del universo, desde estrellas de
las galaxias a las agrupaciones de galaxias y supercúmulos. El famoso \"Campo
Profundo imagen\" tomada por el Telescopio Espacial Hubble, muestra a continuación,
una maravillosa vista de esa estructura.¿Cómo se forman estas estructuras? El Big Bang
es la teoría se suele considerar que el éxito de la teoría de la cosmología, la teoría, pero
es incompleta. Que no da cuenta de las fluctuaciones de la necesaria para producir la
estructura que vemos. La mayoría de los cosmólogos creen que las galaxias que
observamos hoy en día pasó de la fuerza gravitatoria de las pequeñas fluctuaciones en la
densidad casi uniforme del universo temprano. Estas fluctuaciones dejan una huella en
la radiación de fondo cósmico de microondas en forma de temperatura de las
fluctuaciones de punto a punto a través del cielo. El satélite WMAP medidas estas
pequeñas fluctuaciones en la temperatura de la radiación de fondo cósmico de
microondas, a su vez, la sonda y las primeras etapas de la estructura de la formación.
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Hubble Deep Field Image: Imagen de campo profundo de Hubble:
HST comunicado de prensa que describen esta imagen
En su forma más simple, la teoría del Big Bang supone que la materia y la radiación se
distribuye de manera uniforme en todo el universo y que la relatividad general es
universalmente válida. Si bien esto puede explicar la existencia de la radiación de fondo
cósmico de microondas y explicar el origen de los elementos ligeros, que no explica la
existencia de galaxias y estructura a gran escala. La solución del problema de la
estructura debe construirse en el marco de la teoría del Big Bang.
3.1.1. Gravitacional Formación de Estructura
La mayoría de los cosmólogos creen que las galaxias que observamos hoy se formaron
a partir de pequeñas fluctuaciones en la densidad del universo a través de la siguiente
secuencia de eventos:
 Cuando el Universo tenía una milésima de su tamaño actual (alrededor de
500.000 años después del Big Bang), la densidad de la materia en la región del
espacio que actualmente contiene la Vía Láctea, nuestra galaxia, tal vez sea el
0,5% mayor que en las regiones adyacentes. Porque su densidad es mayor, esta
región del espacio ampliado con más lentitud que las regiones circundantes.
 Como resultado de esta expansión más lenta, su relación creció más de densidad.
Cuando el Universo tenía una centésima de su tamaño actual (aproximadamente
15 millones de años después del Big Bang), nuestra región del espacio,
probablemente el 5% más denso que las regiones circundantes.
 Este crecimiento gradual como continuación del universo expandido. Cuando el
Universo tenía un quinto de su tamaño actual (alrededor de 1,2 millones de años
después del Big Bang), nuestra región del espacio, probablemente el doble de
denso como las regiones vecinas. Los cosmólogos especulan que la parte interior
de nuestra galaxia (y similares galaxias) se reunieron en este momento. Las
estrellas en las regiones de nuestra galaxia son probablemente montado en el
pasado más reciente. Algunos cosmólogos sospechan que algunos de los objetos
detectados recientemente por el Telescopio Espacial Hubble puede ser galaxias
en formación.
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HST imágenes de galaxias en formación
3.1.2. Observación de estas pequeñas fluctuaciones
Diminutas variaciones en la densidad de la materia en el universo temprano dejar una
huella en la radiación de fondo cósmico de microondas en forma de temperatura de las
fluctuaciones de punto a punto a través del cielo. Estas son las fluctuaciones de
temperatura minuto: una parte del cielo podría haber una temperatura de 2,7251 Kelvin
(grados por encima del cero absoluto), mientras que otra parte podría tener una
temperatura de 2,7249 Kelvin. De la NASA Cosmic Background Explorer (COBE) por
satélite, ha detectado estas pequeñas fluctuaciones en las grandes escalas angulares.
WMAP volver a las medidas de las fluctuaciones con mayor resolución angular y
sensibilidad. La misión resumen página ofrece una rápida introducción a cómo logra
esta sensibilidad WMAP - más detalles están disponibles en la información técnica
página.
3.1.3. ¿A qué se deben estas pequeñas fluctuaciones?
Mientras que la gravedad puede mejorar la pequeña fluctuaciones visto en el universo
temprano, no puede producir estas fluctuaciones. Los cosmólogos especulan acerca de
la nueva física necesaria para producir las fluctuaciones primordiales que formaron las
galaxias. Las dos ideas propuestas son:
 Inflation Inflación
 Defectos topológicos
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Estas diferentes teorías hacer predicciones muy diferentes sobre las propiedades de las
fluctuaciones del fondo cósmico de microondas. Por ejemplo, la inflación que la teoría
predice fluctuaciones de temperatura más grande debe tener una escala angular de un
grado, mientras que los modelos predicen un defecto menor escala característica.
WMAP, con su excelente sensibilidad, indica que el modelo inflacionario es más
probable.
3.2. Fluctuaciones en el Fondo Cósmico de Microondas
El fondo cósmico de microondas es la radiación posterior izquierda de la más caliente
del Big Bang. Su temperatura es muy uniforme en todo el cielo. Sin embargo, las
pequeñas variaciones o fluctuaciones de temperatura (al nivel de una parte por millón)
puede ofrecer una gran penetración en el origen, evolución, y el contenido del universo.
Si se aproxima la Tierra en una nave espacial, la primera cosa que se nota es que el
planeta es esférico. Como usted señala más cerca de la Tierra, verás la superficie se
dividen en los continentes y los océanos. Usted tendría que estudiar la superficie de la
Tierra muy cuidadosamente para ver las montañas, ciudades, bosques y desiertos que
cubren los continentes.
Del mismo modo, cuando los cosmólogos por primera en el cielo de microondas, hace
treinta años, notaron que era casi uniforme. Como la mejora de las observaciones, se
detectó que el dipolo de anisotropía. Por último, en 1992, el Cosmic Background
Explorer (COBE) hizo el primer satélite de detección análoga a ver \"las montañas en la
superficie de la Tierra\": se detectó cosmológica fluctuaciones en la temperatura del
fondo de microondas. Varios miembros del equipo de WMAP ciencia ayudará a dirigir
el programa de COBE y construir la nave espacial. COBE de la detección fue
confirmada por el Estudio Infrarrojo Lejano (FIRS) a cargo de globo-experimento.
Comparison of COBE and WMAP sky images Comparación de COBE y WMAP
cielo imágenes
Fluctuations seen by COBE Fluctuations seen by WMAP Visto por
Fluctuaciones visto por COBE las fluctuaciones de WMAP
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En la comparación de las imágenes más arriba, las imágenes de la izquierda producida
por el equipo de ciencia COBE, muestran tres imágenes en falso color del cielo como se
ve en frecuencias de microondas. Las imágenes de la derecha muestra una de nuestras
simulaciones por ordenador de lo que el experimento WMAP detecta. Tenga en cuenta
que WMAP detecta mucho más finas características que son visibles en el COBE mapas
del cielo. Esta resolución angular permite a los científicos inferir una gran cantidad de
información adicional, más allá de la suministrada por COBE, sobre las condiciones en
el universo primitivo.
La orientación de los mapas son tales que el plano de la Vía Láctea corre
horizontalmente en el centro de cada imagen. El par de arriba muestran la temperatura
del horno de microondas en el cielo en una escala de color azul que es de 0 Kelvin (cero
absoluto) y el rojo es el 4 de Kelvin. Tenga en cuenta que la temperatura parece
totalmente uniforme en esta escala. La temperatura real del fondo cósmico de
microondas es 2,725 Kelvin. El par medio de imágenes muestran el mismo mapa
aparece en una escala tal que corresponde al color azul y rojo 2,721 Kelvin es 2.729
grados Kelvin. El \"yin-yang\" es el patrón de dipolo anisotropía que se deriva de la
moción del Sol en relación con el resto de la estructura de fondo de microondas
cósmico. La figura inferior muestra el par de microondas del cielo después de la
anisotropía dipolo ha sido restada de la ruta. Esto elimina la mayoría de la eliminación
de las fluctuaciones en el mapa: los que siguen son treinta veces más pequeños. En este
mapa, las regiones cálidas, que se muestra en rojo, son 0,0002 Kelvin más caliente que
el frío las regiones, que se muestra en azul.
Hay dos fuentes principales de las fluctuaciones visto en la última cifra:
 Emisión de la Vía Láctea domina el ecuador del mapa es bastante pequeño, pero
lejos del ecuador.
 Las fluctuaciones de las emisiones desde el borde del universo visible domina
las regiones fuera del ecuador.
 También hay residual en los mapas de ruido de los propios instrumentos, pero
este ruido es bastante pequeño en comparación con las señales en estos mapas.
Estas fluctuaciones de temperatura cósmico de microondas se cree que traza las
fluctuaciones en la densidad de la materia en el universo temprano, ya que se imprimió
poco después del Big Bang. Este es el caso, que revelan mucho sobre el universo
primitivo y el origen de las galaxias y estructura a gran escala en el universo.
3.3. ¿Qué dice la Teoría de la inflación?
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Teoría de la inflación propone un período de muy rápida (exponencial) la expansión del
universo durante sus primeros momentos. Se desarrolló alrededor de 1980 para explicar
varios rompecabezas con la teoría estándar del Big Bang, en la que el universo se
expande relativamente gradual a lo largo de su historia.
3.3.1. Limitaciones de la teoría del Big Bang
Si bien la teoría del Big Bang explica el éxito \"cuerpo negro espectro de la radiación de
fondo cósmico de microondas y el origen de los elementos ligeros, que tiene tres
problemas importantes:
 La planitud del problema:
WMAP ha determinado la geometría del universo para ser casi plana. Sin
embargo, según el Big Bang la cosmología, la curvatura crece con el tiempo. Un
universo tan plano como lo vemos hoy en día requieren una extrema de ajuste de
las condiciones en el pasado, lo que sería una coincidencia increíble.
 El horizonte del problema:
Regiones distantes del espacio en direcciones opuestas del cielo son tan distantes
entre sí que, en el supuesto de expansión estándar del Big Bang, que nunca
hubieran sido causal en contacto unos con otros. Esto se debe a que la luz entre
el tiempo de viaje excede de la edad del universo. Sin embargo, la uniformidad
de la temperatura del fondo cósmico de microondas nos dice que estas zonas han
estado en contacto unos con otros en el pasado.
 El Problema:
Cosmología del Big Bang predice que en el universo primitivo se han producido
un número muy elevado de \"monopolos magnéticos\". Sin embargo, monopolos
magnéticos nunca se han observado, por lo que si existen, son mucho más raras
que la teoría del Big Bang predice.
3.3.2. Teoría de la inflación
The Inflation Theory, developed by Alan Guth, Andrei Linde, Paul Steinhardt, and
Andy Albrecht, offers solutions to these problems and several other open questions in
cosmology. Teoría de la Inflación, elaborado por Alan Guth, Andrei Linde, Paul
Steinhardt, y Andy Albrecht, ofrece soluciones a estos problemas y otras cuestiones
abiertas en la cosmología. It proposes a period of extremely rapid (exponential)
expansion of the universe prior to the more gradual Big Bang expansion, during which
time the energy density of the universe was dominated by a cosmological constant -type
of vacuum energy that later decayed to produce the matter and radiation that fill the
universe today. Se propone un período de muy rápida (exponencial) la expansión del
universo antes del Big Bang más gradual expansión, tiempo durante el cual la densidad
de energía del universo estaba dominada por una constante cosmológica de tipo de
energía del vacío que luego degradado para producir la materia y la radiación que llenan
el universo de hoy.
Aumentó el tamaño lineal del universo, por más de 60 \"e-fold\", o un factor de ~ 10 ^ 26
en sólo una pequeña fracción de segundo. La inflación es ahora considerado una
extensión del Big Bang, puesto que la teoría explica el anterior rompecabezas tan bien,
manteniendo la base de un paradigma homogéneo universo en expansión. Por otra parte,
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la inflación Teoría vínculos importantes ideas en la física moderna, como romper la
simetría y transiciones de fase, para la cosmología.
3.3.4. ¿Cómo resolver estos problemas de inflación?
 La planitud del problema:
Podría ser evidente para usted que esta superficie se curva y que vivían en un
cerrado universo. Sin embargo, si esa pelota ampliado el tamaño de la Tierra,
parece plana a usted, a pesar de que sigue siendo un ámbito de mayor escala.
Now imagine increasing the size of that ball to astronomical scales. Ahora
imagina el aumento del tamaño de la bola a escalas astronómicas. A usted,
parece ser plana en la medida en que se podían ver, a pesar de que podría haber
sido muy curvos para empezar. La inflación se extiende a cualquier curvatura
inicial de la 3-dimensional universo de cerca de planitud.
 El horizonte del problema:
Dado que la inflación supone una explosión de la expansión exponencial del
universo temprano, se deduce que las regiones distantes en realidad mucho antes
de acercar la tasa de inflación de lo que hubiera sido sólo con la expansión
estándar del Big Bang. Así, estas regiones podrían haber estado en contacto
antes de la causalidad y la inflación podría haber alcanzado una temperatura
uniforme.
 El Monopole Problema:
La inflación permite la existencia de monopolos magnéticos en la medida en que
se produjeron antes del período de la inflación. Durante la inflación, la densidad
de monopolos cae exponencialmente, por lo que su abundancia se reduce a
niveles indetectables.
Como extra, la inflación también se explica el origen de la estructura en el universo.
Antes de la inflación, la parte del universo que podemos observar hoy en día se
microscópico, y la fluctuación cuántica en la densidad de la materia en estas escalas
microscópicas ampliado a escalas astronómicas durante inflación. Durante los próximos
varios cientos de millones de años, las regiones de mayor densidad condensada en
estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias.
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