804
edicions
Canvis
Anar a la navegació
Anar a la busca
Pàgina nova, en el contingut: «thumb|250px|Segons la teoria del Big Bang, l'[[univers es va originar en una singularitat espai-temporal de densitat i...».
[[Image:Universe expansion es.png|thumb|250px|Segons la teoria del Big Bang, l'[[univers]] es va originar en una [[singularitat espai-temporal]] de [[densitat]] infinita [[matemàtica]]ment paradòxica. L'espai s'ha expandit des de llavors, per lo qual els objectes astrofísics s'han alluntat uns respecte dels atres]]
En [[cosmologia física]], la '''teoria del Big Bang''' o teoria de la gran explosió és un [[model científic]] que tracta d'explicar l'orige de l'[[univers]] i el seu desenroll posterior a partir d'una [[singularitat espai-temporal]]. Tècnicament, es tracta del concepte d'expansió de l'univers des d'una singularitat primigènia, on l'expansió d'este es deduïx d'una colecció de solucions de les equacions de la [[relativitat general]], cridades [[Mètrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker|models de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker]]. El terme "Big Bang" s'utilisa tant per a referir-se específicament al moment en que es va iniciar l'expansió observable de l'univers (quantificada en la [[llei de Hubble]]), com en un sentit més general per a referir-se al [[paradigma]] cosmològic que explica l'orige i l'[[evolució]] del mateix.
== Introducció ==
Curiosament, fon el [[Astrofísica|astrofísic]] anglés [[Fred Hoyle]], un dels detractors d'esta teoria i, a la seua vegada, un dels principals defensors de la [[Teoria de l'Estat Estacionari|teoria de l'estat estacionari]], qui va dir per a burlar-se que el model descrit era només un ''Big bang'' (gran explosió) durant una discussió de la [[BBC]] en [[1949]]. No obstant, hi ha que tindre en conte que en l'inici de l'univers ni hi hagué explosió ni fon gran, puix en rigor va sorgir d'una «singularitat» infinitament chicoteta, seguida de l'expansió del propi espai.<ref>Michio Kaku, ''L'univers d'Éinstein'', p. 109.</ref>
L'idea central del Big Bang és que la teoria de la relativitat general pot combinar-se en les observacions de [[isotropia]] i [[homogeneïtat]] a gran escala de la distribució de [[galàxia|galàxies]] i els canvis de posició entre elles, permetent extrapolar les condicions de l'univers abans o després en el [[temps]].
Una conseqüència de tots els models de Big Bang és que, en el passat, l'univers tenia una [[temperatura]] més alta i major [[densitat]] i, per tant, les condicions de l'univers actual són molt diferents de les condicions de l'univers passat A partir d'este model, [[George Gamow]] en [[1948]] pogué predir que deuria d'haver evidències d'un fenomen que més tart seria batejat com [[radiació de fondo de microones]].
== Breu història de la seua génesis i desenroll ==
Per a arribar al model del Big Bang, molts científics, en diversos estudis, han anat construint el camí que porta a la génesis d'esta explicació. Els treballs de [[Alexander Friedman]], de l'any [[1922]], i de [[Georges Lemaître]], de [[1927]], utilisaren la teoria de la relativitat per a demostrar que l'univers estava en moviment constant. Poc després, en [[1929]], l'astrònom [[Estats Units|estatunidenc]] [[Edwin Hubble]] ([[1889]]-[[1953]]) va descobrir galàxies més allà de la [[Via Làctea]] que s'alluntaven de mosatros, com si l'univers s'expandira constantment. En [[1948]], el físic [[Rússia|rus]] nacionalisat nortamericà, [[George Gamow]] ([[1904]]-[[1968]]), va plantejar que l'univers es creà a partir d'una gran explosió (Big Bang). Recentment, ingenis espacials posats en òrbita ([[COBE]]) han conseguit "sentir" els vestigis d'esta jagantina explosió primigènia.
Depenent de la cantitat de matèria en l'univers, este pot expandir-se indefinidament o frenar la seua expansió lentament, fins a produir-se una contracció universal. La fi d'eixa contracció es coneix en un terme contrari al Big Bang: el ''[[Big Crunch]]'' o Gran Colapse. Si l'univers es troba en un punt crític, pot mantindre's estable ''[[locucions latinas#A - E|ad eternum]]''.
La teoria del Big Bang es va desenrollar a partir d'observacions i alvanços teòrics. Per mig d'observacions, en la década de [[1910]], l'astrònom nort-americà [[Vesto Melvin Slipher|Vesto Slipher]] i, després d'ell, [[Carl Wilhelm Wirtz]], d'[[Estrasburc]], determinaren que la major part de les [[nebuloses espirals]] s'allunten de la Terra; pero no aplegaren a donar-se conte de les implicacions cosmològiques d'esta observació, ni tampoc del fet que les supostes [[nebulosa|nebuloses]] eren en realitat [[galàxies]] exteriors a la nostra [[Via Làctea]].
Ademés, la teoria d'[[Albert Éinstein]] sobre la [[relativitat general]] (segona década del [[sigle XX]]) no admet solucions estàtiques (és dir, l'univers ha d'estar en expansió o en contracció), resultat que ell mateix va considerar equivocat, i tractà de corregir-ho agregant la [[constant cosmològica]]. El primer a aplicar formalment la [[relativitat]] a la [[cosmologia]], sense considerar la [[constant cosmològica]], fon [[Alexander Friedman]], les l[equació|equacions]] del qual descriuen l'[[univers]] [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]], que pot expandir-se o contraure's.
Entre [[1927]] i [[1930]], el pare [[jesuïta]] [[Bèlgica|belga]] [[Georges Lemaître]] va obtindre independentment les equacions [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]] i propongué, sobre la base de la [[recessió]] de les [[nebuloses espirals]], que l'[[univers]] es va iniciar en l'''explosió'' d'un ''[[àtom]] primigeni'', lo qual més tart se denominà "Big Bang".
En [[1929]], [[Edwin Hubble]] va realisar observacions que serviren de fonament per a comprovar la [[teoria de Lemaître]]. [[Hubble]] provà que les [[nebuloses espirals]] són [[galàxies]] i va medir les seues distàncies observant les [[estrela variable Ceféida|estreles variables ceféides]] en [[galàxies]] distants. Descobrí que les [[galàxies]] s'allunten unes d'atres a [[velocitat]]s (relatives a la [[Terra]]) directament proporcionals a la seua distància. Este fet es coneix ara com la [[llei de Hubble]] (veja ''Edwin Hubble: Mariner de les nebuloses'', text escrit per [[Edward Christianson]]).
Segons el [[principi cosmològic]], l'alluntament de les [[galàxies]] sugeria que l'[[univers]] està en expansió. Esta idea originà dos hipòtesis opostes. La primera era la [[teoria Big Bang de Lemaître]], recolzada i desenrollada per [[George Gamow]]. La segona possibilitat era el model de la [[teoria de l'estat estacionari]] de [[Fred Hoyle]], segons la qual es genera nova [[matèria]] mentres les [[galàxies]] s'allunten entre si. En este model, l'[[univers]] és bàsicament el mateix en un moment donat en el [[temps]]. Durant molts anys va hi hagué un número d'adeptes similar per a cada teoria.
En el passar dels anys, les [[evidències observacionals]] van recolzar l'[[idea]] de que l' [[univers]] evolucionà a partir d'un estat dens i calent. Des del descobriment de la [[radiació de fondo]] de [[microones]], en [[1965]], esta ha sigut considerada la millor teoria per a explicar l'orige i evolució del [[cosmos]]. Abans de finals dels [[anys xixanta]], molts [[cosmòlec]]s pensaven que la [[singularitat]] infinitament densa del [[temps]] inicial en el model cosmològic de [[Friedman]] era una sobreidealisació, i que l'univers es contrauria abans de començar a expandir-se novament. Esta és la teoria de [[Richard Tolman]] d'un [[univers oscilant]]. En els anys [[1960]], [[Stephen Hawking]] i atres demostraren que esta idea no era factible, i que la [[singularitat]] és un component essencial de la [[gravetat]] d'[[Éinstein]]. Açò va portar a la majoria dels cosmòlecs a acceptar la teoria del Big Bang, segons la qual l'[[univers]] que observem s'inicià fa un [[temps finit]].
Pràcticament tots els treballs teòrics actuals en [[cosmologia]] tracten d'ampliar o concretar aspectes de la teoria del Big Bang. Gran part del treball actual en cosmologia tracta d'entendre com es van formar les galàxies en el context del Big Bang, comprendre lo que allí ocorregué i cotejar noves observacions en la teoria fonamental.
A finals dels [[anys 1990]] i principis del [[sigle XXI]], es conseguiren grans alvanços en la cosmologia del Big Bang com a resultat d'importants alvanços en [[telescopi|telescopia]], en combinació en grans cantitats de senyes satelitals de COBE, el [[telescopi espacial Hubble]] i [[WMAP]]. Estes senyes han permés als cosmòlecs calcular molts dels paràmetros del Big Bang fins a un nou nivell de precisió, i han conduït al descobriment inesperat de que l'univers està en [[energia obscura|acceleració]].
== Descripció del Big Bang ==
[[Image:800PX-~1.JPG|thumb|350px|L'[[univers]] ilustrat en tres [[dimensió|dimensions]] espacials i una dimensió temporal.]]
[[Michio Kaku]] ha senyalat certa paradoxa en la denominació ''Big bang'' (gran explosió): en certa manera no pot haver sigut gran ya que es va produir exactament abans del sorgiment del [[espai-temps]], hauria sigut el mateix Big bang el que hauria generat les [[dimensió|dimensions]] des d'una [[singularitat]]; tampoc és exactament una explosió en el sentit propi del terme ya que no es propagà fora de si mateix.
Basant-se en mides de l'expansió de l'univers utilisant observacions de les [[Supernova#Tipo Ia|supernoves tipos 1a]], en funció de la variació de la temperatura en diferents escales en la radiació de fons de microones i en funció de la [[correlació]] de les galàxies, l'[[edat de l'univers]] és d'aproximadament 13,7 ± 0,2 mils de millons d'anys. És notable el fet que tres mides independents siguen consistents, per lo qual es consideren una forta evidència del nomenat [[model Lambda-CDM|model de concordança]] que descriu la naturalea detallada de l'univers.
L'univers en els seus primers moments estava ple [[homogeneïtat|homogénea]] e [[isotropia|isòtropament]] d'una [[energia]] molt densa i tenia una temperatura i pressió concomitants. Es va expandir i es va gelar, experimentant [[canvis de fase]] anàlecs a l'[[ebullició|condensació]] del vapor o a la congelació de l'aigua, pero relacionats en les [[física de partícules|partícules elementals]].
Aproximadament 10<sup>-35</sup> segons després de l'[[época de Planck]] un canvi de fase causà que l'univers s'expandira de forma [[creiximent exponencial|exponencial]] durant un periodo denominat [[inflació còsmica]]. A l'acabar l'[[inflació]], els components materials de l'univers quedaren en la forma d'un [[plasma de quarks-gluons]], on totes les parts que ho formaven estaven en moviment en forma [[relativitat|relativista]]. En el creiximent en grandària de l'univers, la temperatura va descendir. A certa temperatura, i a causa d'un canvi encara desconegut denominat [[bariogénesis]], els [[quark]]s i els [[gluó|gluons]] es combinaren en [[barió|barions]] com ara el [[protó]] i el [[neutró]], produint d'alguna manera la [[asimetria]] observada actualment entre la [[matèria]] i la [[antimatèria]]. Les temperatures encara més baixes van conduir a nous canvis de fase, que trencaren la [[simetria]], aixina que els donaren la seua forma actual a les [[forces fonamentals|forces fonamentals de la física]] i a les [[partícules elementals]]. Més tart, protons i neutrons es van combinar per a formar els [[núcleus]] de [[deuteri]] i de [[heli]], en un procés denominat [[nucleosíntesis primordial]]. Al gelar-se l'univers, la matèria gradualment va deixar de moure's de forma relativista i la seua densitat d'energia va començar a dominar gravitacionalment sobre la [[radiació]]. Passats 300.000 anys, els [[electró|electrons]] i els núcleus es combinaren per a formar els [[àtom]]s (majoritàriament d'[[hidrogen]]). Per això, la radiació es desacoplà dels àtoms i continuà per l'espai pràcticament sense obstàculs. Esta és la [[radiació de fondo de microones]].
Al passar el temps, algunes regions llaugerament més denses de la matèria casi uniformement distribuïda van créixer gravitacionalment, fent-se més denses, formant núvols, estreles, galàxies i el restant de les estructures astronòmiques que actualment s'observen. Els detalls d'este procés depenen de la cantitat i tipos de matèria que hi ha en l'univers. Els tres tipos possibles es denominen [[matèria fosca gelada]], [[matèria fosca calenta]] i [[matèria bariónica]]. Les millors mides disponibles (provinents del WMAP) mostren que la forma més comuna de matèria en l'univers és la [[matèria fosca gelada]]. Els atres dos tipos de matèria només representarien el 20 per cent de la matèria de l'univers.
L'univers actual pareix estar dominat per una forma misteriosa d'energia coneguda com [[energia fosca]]. Aproximadament el 70 per cent de la densitat d'energia de l'univers actual està en eixa forma. Una de les propietats característiques d'este component de l'univers és el fet que provoca que la [[Llei de Hubble|expansió de l'univers]] varie d'una relació llineal entre velocitat i distància, fent que l'[[espai-temps]] s'expandixca més ràpidament de lo que s'ha esperat a grans distàncies. L'energia fosca pren la forma d'una [[constant cosmològica]] en les [[equacions de camp d'Éinstein]] de la relativitat general, pero els detalls d'esta [[equació d'estat]] i la seua relació en el [[model estàndart]] de la física de partícules continuen sent investigats tant en l'àmbit de la física teòrica com per mig d'observacions.
Més misteris apareixen quan s'investiga més prop del principi, quan les energies de les partícules eren més altes de lo que ara es pot estudiar per mig d'experiments. No hi ha cap model físic convincent per al primer 10<sup>-33</sup> segon de l'univers, abans del canvi de fase que forma part de la [[teoria d'unificació gran]]. En el "primer instant", la teoria gravitacional d'Éinstein prediu una [[singularitat espaitemporal|singularitat gravitacional]] on les densitats són infinites. Per a resoldre esta [[paradoxa física]], fa falta una teoria de la [[gravetat quàntica]]. La comprensió d'este periodo de l'història de l'univers figura entre els majors [[problemes no resolts de la física]].
== Base teòrica ==
En la seua forma actual, la teoria del Big Bang depén de tres suposicions:
#[[Llei física|L'universalitat de les lleis de la física]], en particular de la [[relativitat general|teoria de la relativitat general]]
#[[Principi cosmològic|El principi cosmològic]]
#[[Principi de Copèrnic|El principi de Copèrnic]]
Inicialment, estes tres idees van ser preses com a postulats, pero actualment s'intenta verificar cada una d'elles. L'universalitat de les lleis de física ha sigut verificada al nivell de les més grans constants físiques, portant el seu marge d'error fins a l'orde de 10<sup>-5</sup>. L'[[isotropia]] de l'univers que definix el principi cosmològic ha sigut verificada fins a un orde de 10<sup>-5</sup>. Actualment s'intenta verificar el [[principi de Copèrnic]] observant l'interacció entre grups de galàxies i el CMB per mig del [[Sunyaev-Zeldovich effect|efecte Sunyaev-Zeldovich]] en un nivell d'exactitut del 1 per cent.
La teoria del Big Bang utilisa el [[postulat de Weyl]] per a medir sense ambigüitat el temps en qualsevol moment en el passat a partir del l'época de Planck. Les mides en este sistema depenen de [[coordenades conformals]], en les quals les cridades [[distància codesplaçant|distancies codesplaçants]] i els [[temps conformal]] permeten no considerar l'expansió de l'univers per a les mides d'espai-temps. En eixe sistema de coordenades, els objectes que es mouen en el fluix cosmològic mantenen sempre la mateixa distància codesplaçant, i l'horisó o llímit de l'univers es fixa pel [[temps codesplaçant]].
Vist aixina, el Big Bang no és una explosió de matèria que s'allunta per a omplir un univers buit; és l'espai-temps el que s'estén. I és la seua expansió la que causa l'increment de la distància física entre dos punts fixos en el nostre univers. Quan els objectes estan lligats entre ells (per eixemple, per una galàxia), no s'allunten en l'expansió de l'espai-temps, pel fet que s'assumix que les lleis de la física que els governeu són uniformes i independents del [[espai mètric]]. Més encara, l'expansió de l'univers en les escales actuals locals és tan chicoteta que qualsevol dependència de les lleis de la física en l'expansió no seria medible en les tècniques actuals.
== Evidències ==
En general, es consideren tres les evidències empíriques que recolzen la teoria cosmològica del Big Bang. Estes són: l'expansió de l'univers que s'expressa en la Llei de Hubble i que es pot apreciar en el [[corriment al roig|corriment cap al roig]] de les galàxies, les mides detallades del fondo còsmic de microones, i l'[[nucleosíntesis del Big Bang|abundància d'elements llaugers]]. Ademés, la [[funció de correlació (astronomia)|funció de correlació]] de l'[[estructura a gran escala en l'univers]] encaixa en la teoria del Big Bang.
=== Expansió expressada en la llei de Hubble ===
De l'observació de galàxies i [[quàsar]]s lluntans es desprén l'idea que estos objectes experimenten un [[corriment al roig|corriment cap al roig]], lo qual vol dir que la [[llum]] que emeten s'ha desplaçat proporcionalment cap a llongituts d'ona més llargues. Açò es comprova prenent l'[[Espectre de freqüències|espectre]] dels objectes i comparant, després, el patró [[espectroscòpia|espectroscòpic]] de les [[llínea d'emissió|llínees d'emissió]] o [[llínea d'absorció|absorció]] corresponents a àtoms dels [[element]]s que interactuen en la [[radiació]]. En este anàlisis es pot apreciar cert corriment cap al roig, lo qual s'explica per una velocitat recessional corresponent a l'[[efecte Doppler]] en la radiació. Al representar estes velocitats recessionals enfront de les distàncies respecte als objectes, s'observa que guarden una [[relació llineal]], coneguda com [[Llei de Hubble]]:
:<math>v=H_0 \cdot D \,</math>
On ''v'' és la [[velocitat recessional]], ''D'' és la distància a l'objecte i ''H''<sub>0</sub> és la [[constant de Hubble]], que el satèlit WMAP estimà en 71 ± 4 [[kilómetro|km]]/[[Segon (unitat de temps)|s]]/[[Pàrsec|Mpc]].
=== Radiació còsmica de fondo ===
[[Image:800px-WMAP.jpg|thumb|250px|Image de la radiació de fondo de microones]]
Una de les prediccions de la teoria del Big Bang és l'existència de la radiació còsmica de fondo, [[radiació de fondo de microones]] o CMB (''Cosmic microwave background''). L'univers primerenc, a causa de la seua alta temperatura, s'hauria omplit de llum emesa pels seus atres components. Mentres l'univers es gelava a causa de l'expansió, la seua temperatura hauria caigut per davall de 3.000 K. Per damunt d'esta temperatura, els electrons i protons estan separats, fent l'univers opac a la llum. Per davall dels 3.000 K es formen els àtoms, permetent el pas de la llum a través del gas de l'univers. Açò és lo que es coneix com [[dissociació|dissociació de fotons]].
La radiació en este moment hauria tingut l'espectre del [[cos negre]] i hauria viajat lliurement durant el restant de vida de l'univers, patint un corriment cap al roig com a conseqüència de l'expansió de Hubble. Açò fa variar l'espectre del cos negre de 3.000 K a un espectre del cos negre en una temperatura molt menor. La radiació, vista des de qualsevol punt de l'univers, pareixerà provindre de totes les direccions en l'espai.
En [[1965]], [[Arno Penzias]] i [[Robert Woodrow Wilson|Robert
Brut Wilson]], mentres desenrollaven una série d'observacions de diagnòstic en un receptor de [[radiació microones|microones]] propietat dels [[Laboratoris Bell]], van descobrir la radiació còsmica de fondo. Això proporcionà una confirmació substancial de les prediccions generals respecte al CMB —La radiació va resultar ser isòtropa i constant, en un espectre del cos negre de prop de 3 K— i inclinà la balança cap a la hipòtesis del Big Bang. Penzias i Wilson van rebre el [[Premi Nobel]] pel seu descobriment.
En [[1989]], la [[NASA]] llançà el COBE (Cosmic background Explorer) i els resultats inicials, proporcionats en [[1990]], van ser consistents en les prediccions generals de la teoria del Big Bang sobre la CMB. El COBE trobà una temperatura residual de 2.726 K, i va determinar que el CMB era isòtrop entorn d'una de cada 10<sup>5</sup> parts. Durant la década dels 90 es va investigar més extensament l'anisotropia en el CMB per mig d'un gran número d'experiments en terra i, medint la [[distància angular]] mija (la distància en el cel) de les anisotropies, es viu que l'univers era [[forma de l'univers|geomètricament pla]].
A principis de [[2003]] es donaren a conéixer els resultats de la [[WMAP|Sonda Wilkinson d'Anisotropies del fondo de Microones]] (en anglés ''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe'' o ''WMAP''), millorant els que fins llavors eren els valors més precisos d'alguns paràmetros cosmològics. ''(Veja també [[Fondo còsmic de microones#Experiments|experiments sobre el fondo còsmic de microones]])''. Este satèlit també va refutar diversos [[inflació còsmica|models inflacionistes]] específics, pero els resultats eren constants en la teoria de l'inflació en general.
=== Abundància d'elements primordials ===
Es pot calcular, usant la teoria del Big Bang, la concentració de [[heli]]-4, [[heli]]-3, [[deuteri]] i [[liti]]-7 en l'univers com a proporcions respecte a la cantitat d'[[hidrogen]] normal, H. Totes les abundàncies depenen d'un sol paràmetro: la raó entre [[fotó|fotons]] i [[barió|barions]], que per la seua banda pot calcular-se independentment a partir de l'estructura detallada de la radiació còsmica de fondo. Les proporcions predites (en massa, no volum) són de prop de 0,25 per a la raó <sup>4</sup>He/H, al voltant de 10<sup>-3</sup> per a <sup>2</sup>He/H, i al voltant de 10<sup>-4</sup> per a <sup>3</sup>He/H.
Estes abundàncies mides concorden, almenys aproximadament, en les predites a partir d'un valor determinat de la raó de barions a fotons, i es considera una prova sòlida en favor del Big Bang, ya que esta teoria és l'única explicació coneguda per a l'abundància relativa d'elements llaugers. De fet no hi ha, fora de la teoria del Big Bang, cap atra raó òbvia per la que l'univers deguera, per eixemple, tindre més o manco heli en proporció a l'hidrogen.
=== Evolució i distribució galàctica ===
Les observacions detallades de la [[seqüència de Hubble|morfologia]] i [[estructura a gran escala del cosmos|estructura]] de les galàxies i quàsars proporcionen una forta evidència del Big Bang. La combinació de les observacions en la teoria sugerix que els primers quàsars i galàxies es van formar fa en torn als mil millons d'anys després del Big Bang, i des d'eixe moment s'han estat formant estructures més grans, com els [[cúmul de galàxies|cúmuls de galàxies]] i els [[supercúmul]]s. Les poblacions d'estreles han anat envellint i evolucionant, de manera que les galàxies lluntanes (que s'observen tal com eren en el principi de l'univers) són molt diferents de les galàxies pròximes (que s'observen en un estat més recent). D'atra banda, les galàxies formades fa relativament poc són molt diferents de les galàxies que es formaren a distàncies semblants pero poc després del Big Bang. Estes observacions són arguments sòlits en contra de la teoria de l'estat estacionari. Les observacions de la [[formació estelar]], la distribució de quàsars i galàxies, i les estructures més grans concorden en les simulacions obtingudes sobre la formació de l'estructura en l'univers a partir del Big Bang, i estan ajudant a completar detalls de la teoria.
== Problemes comuns ==
Històricament, han sorgit diversos problemes dins de la teoria del Big Bang. Alguns d'ells només tenen interés històric i han sigut evitats, ya siga per mig de modificacions a la teoria o com a resultat d'observacions més precises. Atres aspectes, com el [[problema de la penombra en cúspide]] i el [[problema de la galàxia nana]] de [[matèria fosca freda]], no es consideren greus, atés que poden resoldre's a través d'un perfeccionament de la teoria.
Hi ha un chicotet número de proponents de [[cosmologia no estàndart|cosmologies no estàndart]] que pensen que no hi hagué Big Bang. Afirmen que les solucions als problemes coneguts del Big Bang contenen modificacions [[hipòtesis ad hoc|ad hoc]] i agregats a la teoria. Les parts més atacades de la teoria inclouen lo concernent a la [[matèria fosca]], l'[[energia fosca]] i l'[[inflació còsmica]]. Cada una d'estes característiques de l'univers ha sigut sugerida per mig d'observacions de la [[radiació de fondo de microones]], l'[[estructura a gran escala de l'univers|estructura a gran escala del cosmos]] i les [[supernova|supernoves de tipo IA]], pero es troben en la frontera de la [[física moderna]] (vore [[problemes no resolts de la física]]). Si be els [[gravetat|efectes gravitacionals]] de matèria i energia fosques són ben coneguts de forma observacional i teòrica, encara no han sigut incorporats al [[model estàndart]] de la [[física de partícules]] de forma acceptable. Estos aspectes de la cosmologia estàndart seguixen sense tindre una explicació adequada, pero la majoria dels astrònoms i els físics accepten que la concordança entre la teoria del Big Bang i l'evidència observacional és tan pròxima que permet establir en una certa seguritat casi tots els aspectes bàsics de la teoria.
Els següents són alguns dels problemes i enigmes comuns del Big Bang.
=== El problema del segon principi de la termodinàmica ===
El problema del segon principi de la termodinàmica resulta del fet que d'este principi es deduïx que l'[[entropia]], el desorde, aumenta si es deixa al sistema (l'[[univers]]) seguir el seu propi rumbo. Una de les conseqüències de l'[[entropia]] és l'aument en la proporció entre radiació i matèria per tant l'univers hauria d'acabar en una mort tèrmica, una vegada que la major part de la matèria es convertixca en fotons i estos es diluïxquen en l'immensitat de l'univers.
Un atre problema senyalat per [[Roger Penrose]] és que l'entropia pareix haver sigut anormalment chicoteta en l'estat inicial de l'univers. Penrose evalua la provabilitat d'un estat inicial en aproximadament:
<math>10^{10^{123}}</math>.<ref>[http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.Pdf R. Penrose, 1996, p.309]</ref> d'acort en Penrose i atres, la teoria cosmològica ordinària no explica perqué l'entropia inicial de l'univers és tan anormalment baixa, i propon la hipòtesis de curvatura de Weil en conexió en ella. D'acort en eixa hipòtesis una [[gravetat quàntica|teoria quàntica de la gravetat]] hauria de donar una explicació tant del perqué l'univers es va iniciar en un estat de curvatura de Weil nula i d'una entropia tan baixa. Tot i que encara no s'ha conseguit una teoria de la [[gravetat quàntica]] satisfactòria.
Per un atre costat en la teoria estàndart l'estat entròpic anormalment baix, es considera que és producte d'una "gran casualitat" justificada basant-se en el [[principi antròpic]]. Postura que Penrose i atres consideren filosòficament insatisfactòria.
=== El problema de l'horisó ===
El problema de l'horisó, també cridat [[problema de la causalitat]], resulta del fet que la informació no pot viajar més ràpit que la llum, de manera que dos regions en l'espai separades per una distància major que la velocitat de la llum multiplicada per l'edat de l'univers no poden estar [[causalitat|causalment]] conectades. En este sentit, l'isotropia observada de la radiació de fondo de microones (CMB) resulta problemàtica, pel fet que la grandària de l'[[horisó de partícules]] en eixe temps correspon a un grandària de prop de dos graus en el cel. Si l'univers haguera tingut la mateixa història d'expansió des de l'época de Planck, no hi hauria mecanisme que poguera fer que estes regions tingueren la mateixa temperatura.
Esta aparent inconsistència es resol en la [[Inflació còsmica|teoria inflacionista]], segons la qual un camp d'energia escalar isòtrop domina l'univers al transcórrer un temps de Planck després de l'época de Planck. Durant l'inflació, l'univers patix una expansió exponencial, i regions que s'afecten mútuament s'expandixen més allà dels seus respectius horisons El [[principi d'incertea de Heisenberg]] prediu que durant la fase inflacionista hi haurà [[fluctuació primordial|fluctuacions primordials]], que se simplificaran fins a l'escala còsmica. Estes [[fluctuació|fluctuacions]] servixen de llavor per a tota l'estructura actual de l'univers. Al passar la inflació, l'univers s'expandix seguint la llei de Hubble, i les regions que estaven massa llunt per a afectar-se mútuament tornen a l'horisó Açò explica l'isotropia observada de la CMB. L'inflació prediu que les fluctuacions primordials són casi invariants segons l'escala i que tenen una [[distribució normal]] o gaussiana, lo qual ha sigut confirmat en precisió per mides de la CMB.
En 2003 va aparéixer una atra teoria per a resoldre este problema, [[Velocitat de la llum variable|la velocitat variant de la llum]] de [[Joao Magueijo]], que encara que a la llarga contradiu la relativitat d'Éinstein gasta la seua equació incloent la constant cosmològica per a resoldre el problema d'una forma molt eficaç que també ajuda a solucionar el problema de la planitut.
=== El problema de la planitut ===
El problema de la planitut (''flatness'' en anglés) és un problema observacional que resulta de les conseqüències que la mètrica de [[Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]] té en la [[geometria de l'univers]]. En general, es considera que hi ha tres tipos de geometries possibles per al nostre univers segons la seua curvatura: [[geometria hiperbòlica]], [[geometria euclidiana]] o plana i [[geometria elíptica]]. La dita geometria ve determinada per la cantitat total de densitat d'energia de l'univers (medida per mig del [[tensor de tensió-energia]]).
Sent ? La densitat d'energia mesura observacionalment i ?<sub>c</sub> la [[densitat crítica]] es té que per a les diferents geometries les relacions entre els dos paràmetros han de ser les que seguixen:<center>'''Hiperbòlic''' -> '''ρ < ρ<sub>c</sub>'''||'''Pla''' --> '''ρ=ρ<sub>c</sub>'''||'''Elíptic''' --> '''ρ > ρ<sub>c</sub>'''</center>
S'ha medit que en els primers moments de l'univers la seua densitat va haver de ser 10<sup>-15</sup> vegades (una milbillonèssima part) la densitat crítica. Qualsevol desviació major haguera conduït a una [[mort tèrmica]] o un Big Crunch i l'univers no seria com ara.
La solució ad este problema ve de nou de la [[Inflació còsmica|teoria inflacionista]]. Durant el periodo inflacioniste l'[[espaitemps]] s'expandí tan ràpit que va provocar una espècie de ''estirada'' de l'univers acabant en qualsevol curvatura residual que poguera haver. Aixina la inflació pogué fer a l'univers pla, d'ací el nom ''planitut''.
=== Edat dels cúmuls globulars ===
A mitan anys 90, les observacions realisades dels [[cúmul globular|cúmuls globulars]] pareixien no concordar en la Teoria del Big Bang. Les simulacions realisades per ordenador d'acort en les observacions de les poblacions [[estrela|estelars]] de cúmuls de galàxies sugeriren una edat de prop de 15.000 millons d'anys, lo qual obstaculisa en conflicte en l'edat de l'univers, estimada en 13.700 millons d'anys. El problema va quedar resolt a finals d'eixa década, quan les noves simulacions realisades, que incloïen els efectes de la pèrdua de massa deguda als [[vent estelar|vents estelars]], indicaren que els cúmuls globulars eren molt més jóvens. Queden encara en l'aire algunes preguntes en quant a en quina exactitut es medixen les edats dels cúmuls, pero està clar que estos són alguns dels objectes més antics de l'univers.
=== Monopols magnètics ===
L'objecció dels [[monopol magnètic|monopols magnètics]] fon proposta a finals de la [[anys 1970|década de 1970]]. Les [[Teoria del tot|teories de la gran unificació]] prediuen [[defecte topològic|defectes topològics]] en l'espai que es manifestarien com monopols magnètics trobant-se en l'espai en una densitat molt major a l'observada. De fet, fins ara, no s'ha donat en cap monopol. Este problema també queda resolt per mig de l'inflació còsmica, atés que esta elimina tots els punts defectuosos de l'univers observable de la mateixa manera que conduïx la geometria cap a la seua forma plana. És possible que aixina i tot puga haver monopols pero s'ha calculat que apenes si hi hauria u per cada univers visible, una cantitat ínfima i no observable en tot cas.
=== Matèria fosca ===
En les diverses observacions realisades durant les décades dels [[anys 1970|70]] i [[anys 1980|80]] (sobretot les de les [[curva de rotació galàctica|curves de rotació de les galàxies]]) es va mostrar que no hi havia suficient matèria visible en l'univers per a explicar l'intensitat aparent de les forces gravitacionals que es donen en i entre les galàxies. Açò conduí a l'idea que fins a un 90% de la matèria en l'univers no és matèria comuna o [[barió]]nica sino matèria fosca. Ademés, l'assunció de que l'univers estiguera compost majoritàriament per matèria comuna va portar a prediccions que eren fortament inconsistents en les observacions. En particular, l'univers és molt manco "inhomogèneu" i conté molt manco [[deuteri]] del que es pot considerar sense la presència de matèria fosca. Mentres que l'existència de la matèria fosca era inicialment polèmica, ara és una part acceptada de la cosmologia estàndart, a causa de les observacions de les anisotropies en el CMB, [[dispersió]] de velocitats dels [[cúmul de galàxies|cúmuls de galàxies]], i en les [[estructura a gran escala de l'univers|estructures a gran escala]], estudis de les [[lent gravitacional|lents gravitacionals]] i mides per mig de [[raigs x]] dels cúmuls de galàxies. La matèria fosca s'ha detectat únicament a través de la seua calcigada gravitacional; no s'ha observat en el laboratori cap partícula que se li puga correspondre. No obstant, hi ha molts candidats a matèria fosca en [[física de partícules]] (com, per eixemple, les partícules pesades i neutres d'interacció dèbil o [[WIMPS]] (Weak interactive massive particles), i s'estan duent a terme diversos proyectes per a detectar-la.
=== Energia fosca ===
En els anys 90, mides detallades de la densitat de [[massa]] de l'univers revelaren que esta sumava en torn al 30% de la [[Big Crunch|densitat crítica]]. Posat que l'univers és pla, com indiquen les mides del fondo còsmic de microones, quedava un 70% de densitat d'energia sense contar. Este misteri apareix ara conectat en un atre: les mides independents de les [[supernova|supernoves]] de [[Supernova#Tipo Ia|tipo Ia]] han revelat que l'expansió de l'univers experimenta una acceleració de tipos no llineal, en conte de seguir estrictament la Llei de Hubble. Per a explicar esta acceleració, la relativitat general necessita que gran part de l'univers consistixca en un component energètic en gran [[equació d'estat|pressió negativa]]. Es creu que esta energia fosca constituïx eixe 70% restant. La seua naturalea continua sent un dels grans misteris del Big Bang. Els candidats possibles inclouen una [[constant cosmològica]] escalar i una [[quinta essència]]. Actualment s'estan realisant observacions que podrien ajudar a aclarir este punt.
=== Quarks ===
Se sap que en el moment després del Big Bang les partícules elementals van aparéixer, els quarks dalt en els protons i els quarks baix en els neutrons, per ser de la mateixa càrrega elèctrica, no es pogueren unir per l'interacció electromagnètica, és inútil recórrer a l'interacció nuclear forta, puix esta només té un abast de la grandària màxima del núcleu i ademés perque l'interacció electromagnètica té un abast jagantí, també l'univers es va engrandir en un segon assoles cent octillons de vegades, en este brevíssim espai de temps l'interacció nuclear forta no podria unir la casi totalitat (si no és la totalitat) dels quarks.
Encara no ha sigut resolt este problema.
== El futur d'acort en la teoria del Big Bang ==
Abans de les observacions de l'energia fosca, els cosmòlecs consideraren dos possibles escenaris per al futur de l'univers. Si la densitat de massa de l'univers es troba sobre la densitat crítica, llavors l'univers conseguiria un grandària màxima i després començaria a colapsar-se. Este es faria més dens i més calent novament, acabant en un estat semblant a l'estat en el qual va escomençar en un procés cridat Big Crunch. D'atra banda, si la densitat en l'univers és igual o menor a la densitat crítica, l'expansió disminuiria la seua velocitat, pero mai es detindria. La formació d'estreles cessaria mentres l'univers en creiximent es faria menys dens cada vegada. La mija de la temperatura de l'univers podria acostar-se asintòticament al [[zero absolut]] (0 [[Kelvin|K]] o -273,15ºC). Els forats negres s'evaporarien per efecte de la [[radiació d'Hawking]]. L'[[entropia]] de l'univers s'incrementaria fins al punt en que cap forma d'energia podria ser extreta d'ell, un escenari conegut com [[mort tèrmica]]. Més encara, si n'hi ha descomposició del protó, procés pel qual un protó decauria a partícules manco massives emetent radiació en el procés, llavors tot l'hidrogen, la forma predominant de la matèria bariònica en l'univers actual, desapareixeria a molt llarc determini, deixant només [[radiació]].
Les observacions modernes de l'expansió accelerada impliquen que cada vegada una major part de l'[[univers visible]] en l'actualitat quedarà més allà del nostre [[horisó de successos]] i fora de contacte. Es desconeix quin seria el resultat d'este acontenyiment. El [[model Lambda-CMD]] de l'univers conté energia fosca en la forma d'una [[constant cosmològica]] (d'alguna manera semblant a la que havia inclòs Éinstein en la seua primera versió de les equacions de camp). Esta teoria sugerix que només els sistemes mantinguts gravitacionalment, com les galàxies, es mantindrien junts, i ells també estarien subjectes a la [[mort tèrmica]] a medida que l'univers es gelara i expandira. Atres explicacions de l'energia fosca cridades [[teories de l'energia fantasma]] sugerixen que els cúmuls de galàxies i finalment les galàxies mateixes s'esgarraran per l'eterna expansió de l'univers, en el cridat [[Big Rip]].
== Física especulativa més allà del Big Bang ==
A pesar que el model del Big Bang es troba ben establit en la cosmologia, és provable que es refine en el futur. Es té molt poc coneiximent sobre l'univers més primitiu, durant el qual es postula que va ocórrer l'inflació. També és possible que en esta teoria existixquen porcions de l'univers molt més allà del que és observable en principi. En la teoria de l'inflació, açò és un requisit: L'expansió exponencial ha espentat grans regions de l'espai més allà del nostre horisó observable. Pot ser possible deduir que va ocórrer quan tingam un millor enteniment de la física a altes energies. Les especulacions fetes respecte d'això, generalment involucren teories de [[gravetat quàntica]].
Algunes propostes són:
*[[inflació còsmica|inflació caòtica]]
*[[cosmologia de branas]] incloent el model [[ekpiròtic|ekpyròtic]] en el qual el Big Bang és el resultat d'una colisió entre membranes.
*un [[univers oscilant]] en el qual l'estat primitiu dens i calent de l'univers primerenc deriva del Big Crunch d'un univers semblant al nostre. L'univers va poder haver travessat un número infinit de Big bangs i Big crunchs. El [[model cíclic|cíclic]], una extensió del model ekpyròtic, és una variació moderna d'eixa possibilitat
*models que inclouen la [[estat d'Hartle-Hawking|condició de contorn d'Hartle-Hawking]] en la qual la totalitat de l'espai-temps és finit. Algunes possibilitats són compatibles qualitativament unes en atres. En cada una es troben involucrades hipòtesis encara no comprovades.
== Interpretacions filosòfiques i religioses ==
Hi ha un gran número d'interpretacions sobre la teoria del Big Bang que són completament especulatives o extracientífiques. Algunes d'estes idees tracten d'explicar la causa mateixa del Big Bang ([[primera causa]]), i foren criticades per alguns filòsofs [[naturalisme filosòfic|naturalistes]] per ser només noves versions de la [[creació]]. Algunes persones creuen que la teoria del Big Bang brinda soport a antics enfocaments de la creació, com per eixemple el que es troba en el ''[[Génesis]]'' (vore [[creacionisme]]), mentres atres creuen que totes les teories del Big Bang són inconsistents en les mateixes.
El Big Bang com a teoria científica no es troba associat en cap [[religió]]. Mentres algunes interpretacions [[fonamentalisme|fundamentalistes]] de les religions entren en conflicte en la història de l'univers postulada per la teoria del Big Bang, la majoria de les interpretacions són lliberals. A continuació seguix una llista de diverses interpretacions religioses de la teoria del Big Bang (que són fins a cert punt incompatibles en la pròpia descripció científica del mateix):
*En la ''Bíblia'' cristiana apareixen dos versículs que parlarien del ''Big bang'' i el ''Big crunch'': «Ell està assentat sobre el círcul de la terra, els habitants del qual són com a llangostes; ell estén els cels com una cortina, els desplega com una tenda per a habitar» ([[Isaïes]] 40.22). «I tot l'eixèrcit dels cels es dissoldrà, i s'enrollaran els cels com un llibre; i caurà tot el seu eixèrcit com es cau la fulla de la parra, i com es cau la de la figuera» (Isaïes 34.4).
*L'[[Església Catòlica Romana]] ha acceptat el Big Bang com una descripció de l'orige de l'univers. S'ha sugerit que la teoria del Big Bang és compatible en les vies de sant [[Tomàs d'Aquino]], en especial en la primera d'elles sobre el moviment, aixina com en la quinta.
*Alguns estudiants del [[Kabbalah]], el [[deisme]] i atres fes no antropomòrfiques, concorden en la teoria del Big Bang, conectant-la per eixemple en la teoria de la "retracció divina" ''([[tzimtzum]])'' com és explicat pel judeu [[Maimònides|Moisés Maimònides]].
*Alguns [[Islam|musulmans]] moderns creuen que l'''[[Alcorà]]'' fa un paralel en el Big Bang en el seu relat sobre la creació: ¿«No veuen els no creents que els cels i la Terra foren units en una sola unitat de creació, abans que mosatros els separàrem a la força? Hem creat tots els sers vius a partir de l'aigua» (capítul 21, versícul 30). L'''Alcorà'' també pareix descriure un univers en expansió: «Hem construït el cel de poder, i l'estem expandint» (52.47).
*Algunes branques [[teisme|teistes]] de l'[[hinduisme]], com ara les tradicions [[vaisnava|vishnuistes]], conceben una teoria de la creació en eixemples narrats en el tercer cant del ''[[Bhagavata Purana]]'' (principalment, en els capítuls 10 i 26), on es descriu un estat primordial s'expandix mentres el Gran [[Vishnú]] observa, transformant-se en l'estat actiu de la suma total de la matèria ''([[prakriti]])''.
*El [[budisme]] posseïx una concepció de l'univers en el qual no hi ha un acontenyiment de creació. No obstant, no pareix que la teoria del Big Bang entrara en conflicte en la mateixa, ya que hi ha formes d'obtindre un univers etern segons el paradigma. Cert número de populars filòsofs [[Zen]] estigueren molt interessats, en particular, pel concepte de l'[[univers oscilant]].
== Veja també ==
* [[Cosmos]]
*[[Cronologia de la cosmologia]]
*[[Cronologia del Big Bang]]
*[[Cosmologia]]
* [[Model Lambda-CDM]]
* [[Forat blanc]]
* [[Big Crunch]]
* [[Big Freeze]]
* [[Big Rip]]
* [[Singularitat nua]]
* [[univers]]
* [[Ylem]]
== Referència ==
{{listaref|2}}
=== Bibliografia ===
*BARROW, JOHN D. ''Las constantes de la naturaleza''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-684-7
*GREEN, BRIAN. ''El tejido del cosmos. Espacio, tiempo y la textura de la realidad''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-737-0.
*GRIBBIN, John. ''En busca del Big Bang''. Colección "Ciencia hoy". [[Madrid]]: Ediciones Pirámide, 09/1989. ISBN 84-368-0421-X e ISBN 978-84-368-0421-8.
*HAWKING, S. W. ''Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros''. Barcelona: Círculo de Lectores, 09/1991. ISBN 84-226-2715-9 e ISBN 978-84-226-2715-9.
*[http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf PENROSE, ROGER, ''La nueva mente del emperador'', Fonde de Cultrua Económica, México D.F. (1996). ISBN 978-968-13-4361-3]
*RIBÓN SÁNCHEZ, Mariano. ''Causas del big-bang''. [[Barcelona]]: Ribón Sánchez, Mariano, 01/2005. ISBN 84-609-3955-3 e ISBN 978-84-609-3955-9.
*WEINBERG, STEVEN, ''Los tres primeros minutos del universo'', Alianza, Madrid (1999). ISBN 978-84-206-6730-0.
==== Introduccions tècniques ====
*S. Dodelson, ''Modern Cosmology'', Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook.
*E. W. Kolb and M. S. Turner, ''The Early Universe'', Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for cosmologists.
*P. J. E. Peebles, ''Principles of Physical Cosmology'', Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong historical focus.
==== Fonts de primera mà ====
*G. Lemaître, "''Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques''" (A homogeneous Universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae), ''Annals of the Scientific Society of Brussels'' '''47A''' (1927):41—General Relativity implies the universe has to be expanding. Einstein brushed him off in the same year. Lemaître's note was translated in ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''91''' (1931): 483–490.
*G. Lemaître, ''Nature'' '''128''' (1931) suppl.: 704, with a reference to the primeval atom.
*R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements, "''Physical Review'' '''73''' (1948), 803. The so-called αβγ paper, in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by protons capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry.
*G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.
*G. Gamow, ''Nature'' '''162''' (1948), 680.
*R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1737.
*R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.
*R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow ''Nature'' '''162''' (1948), 774.
*A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 419. The paper describing the discovery of the cosmic microwave background.
*R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 414. The theoretical interpretation of Penzias and Wilson's discovery.
*A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," ''Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz.'' '''5''', 32 (1967), translated in ''JETP Lett.'' '''5''', 24 (1967).
*R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" ''Physics Today'' '''Aug 1988''' 24–34. A review article.
==== Religió i filosofia ====
* [[Jean-Marc Rouvière]], ''Brèves méditations sur la création du monde'', Ed. L'Harmattan, Paris, 2006.
*Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, ''A Dictionary of Creation Myths''. Oxford University Press (1995), ISBN 0-19-510275-4.
*Pío XII (1952), "Modern Science and the Existence of God," ''The Catholic Mind'' 49:182–192.
==== artículs d'investigació ====
La majoria dels artículs científics sobre cosmologia estan disponibles com preimpresos en [http://arxiv.org/arxiv.org]. Generalment són molt tècnics, pero algunes vegades tenen una introducció clara en anglés. Els archius més rellevants, que cobrixen experiments i teoria estan en l'archiu de [http://arxiv.org/archive/astro-ph astrofísica], on es posen a disposició artículs estretament basats en observacions, i l'archiu de [http://arxiv.Org/arxive/gr-qc relativitat general i cosmologia quàntica], el qual cobrix terreny més especulatiu. Els artículs d'interés per als cosmòlecs també apareixen ben a sovint en l'archiu sobre [http://arxiv.Org/arxive/hep-th Fenòmens d'alta energia] i sobre [http://arxiv.org/archive/hep-th teoria d'alta energia].
=== Enllaços externs ===
*[[Open Directory Project]]: [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ Cosmology]
*[[PBS]].org, [http://www.pbs.org/deepspace/timeline/ "From the Big Bang to the End of the Universe. The Mysteries of Deep Space Timeline"]
*[http://www.historyoftheuniverse.com/ "Welcome to the History of the Universe"]. Penny Press Ltd.
*[[Cambridge University]] Cosmology, "[http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bb_home.html The Hot Big Bang Model]". Includes a discussion of the problems with the big bang.
*[[Smithsonian Institution]], "[http://cfa-www.harvard.edu/seuforum/bigbanglanding.htm UNIVERSE! - The Big Bang and what came before]".
*D'Agnese, Joseph, "[http://www.findarticles.com/p/articles/mi_m1511/is_7_20/ai_55030837 The last Big Bang man left standing, physicist Ralph Alpher devised Big Bang Theory of universe]". ''Discover'', July [[1999]].
*Felder, Gary, "[http://www.ncsu.edu/felder-public/kenny/papers/cosmo.html The Expanding Universe]".
*LaRocco, Chris and Blair Rothstein, [http://www.umich.edu/~gs265/bigbang.htm "THE BIG BANG: It sure was BIG!!"].
*Mather, John C., and John Boslough [[1996]], ''The very first light: the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the universe''. ISBN 0-465-01575-1 p.300
*Shestople, Paul, "[http://cosmology.berkeley.edu/Education/IUP/Big_Bang_Primer.html "Big Bang Primer"].
*Singh, Simon, ''Big Bang: the origin of the universe'', Fourth Estate (2005). A historical review of the big bang.
*Wright, Edward L., [http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html "Brief History of the Universe"].
*[http://www.cosmologystatement.org Certs científics escriuen sobre el big bang].
*Grant, Ted. Woods Alan. [http://engels.org/libr/razon/raz_2_9a.htm "El big bang"] , capítul del llibre [http://engels.org/libr/razon/raz_0.htm ''Razón y Revolución''], Fundación Federico Engels.
{{Traduït de|es|Teoría_del_Big_Bang}}
En [[cosmologia física]], la '''teoria del Big Bang''' o teoria de la gran explosió és un [[model científic]] que tracta d'explicar l'orige de l'[[univers]] i el seu desenroll posterior a partir d'una [[singularitat espai-temporal]]. Tècnicament, es tracta del concepte d'expansió de l'univers des d'una singularitat primigènia, on l'expansió d'este es deduïx d'una colecció de solucions de les equacions de la [[relativitat general]], cridades [[Mètrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker|models de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker]]. El terme "Big Bang" s'utilisa tant per a referir-se específicament al moment en que es va iniciar l'expansió observable de l'univers (quantificada en la [[llei de Hubble]]), com en un sentit més general per a referir-se al [[paradigma]] cosmològic que explica l'orige i l'[[evolució]] del mateix.
== Introducció ==
Curiosament, fon el [[Astrofísica|astrofísic]] anglés [[Fred Hoyle]], un dels detractors d'esta teoria i, a la seua vegada, un dels principals defensors de la [[Teoria de l'Estat Estacionari|teoria de l'estat estacionari]], qui va dir per a burlar-se que el model descrit era només un ''Big bang'' (gran explosió) durant una discussió de la [[BBC]] en [[1949]]. No obstant, hi ha que tindre en conte que en l'inici de l'univers ni hi hagué explosió ni fon gran, puix en rigor va sorgir d'una «singularitat» infinitament chicoteta, seguida de l'expansió del propi espai.<ref>Michio Kaku, ''L'univers d'Éinstein'', p. 109.</ref>
L'idea central del Big Bang és que la teoria de la relativitat general pot combinar-se en les observacions de [[isotropia]] i [[homogeneïtat]] a gran escala de la distribució de [[galàxia|galàxies]] i els canvis de posició entre elles, permetent extrapolar les condicions de l'univers abans o després en el [[temps]].
Una conseqüència de tots els models de Big Bang és que, en el passat, l'univers tenia una [[temperatura]] més alta i major [[densitat]] i, per tant, les condicions de l'univers actual són molt diferents de les condicions de l'univers passat A partir d'este model, [[George Gamow]] en [[1948]] pogué predir que deuria d'haver evidències d'un fenomen que més tart seria batejat com [[radiació de fondo de microones]].
== Breu història de la seua génesis i desenroll ==
Per a arribar al model del Big Bang, molts científics, en diversos estudis, han anat construint el camí que porta a la génesis d'esta explicació. Els treballs de [[Alexander Friedman]], de l'any [[1922]], i de [[Georges Lemaître]], de [[1927]], utilisaren la teoria de la relativitat per a demostrar que l'univers estava en moviment constant. Poc després, en [[1929]], l'astrònom [[Estats Units|estatunidenc]] [[Edwin Hubble]] ([[1889]]-[[1953]]) va descobrir galàxies més allà de la [[Via Làctea]] que s'alluntaven de mosatros, com si l'univers s'expandira constantment. En [[1948]], el físic [[Rússia|rus]] nacionalisat nortamericà, [[George Gamow]] ([[1904]]-[[1968]]), va plantejar que l'univers es creà a partir d'una gran explosió (Big Bang). Recentment, ingenis espacials posats en òrbita ([[COBE]]) han conseguit "sentir" els vestigis d'esta jagantina explosió primigènia.
Depenent de la cantitat de matèria en l'univers, este pot expandir-se indefinidament o frenar la seua expansió lentament, fins a produir-se una contracció universal. La fi d'eixa contracció es coneix en un terme contrari al Big Bang: el ''[[Big Crunch]]'' o Gran Colapse. Si l'univers es troba en un punt crític, pot mantindre's estable ''[[locucions latinas#A - E|ad eternum]]''.
La teoria del Big Bang es va desenrollar a partir d'observacions i alvanços teòrics. Per mig d'observacions, en la década de [[1910]], l'astrònom nort-americà [[Vesto Melvin Slipher|Vesto Slipher]] i, després d'ell, [[Carl Wilhelm Wirtz]], d'[[Estrasburc]], determinaren que la major part de les [[nebuloses espirals]] s'allunten de la Terra; pero no aplegaren a donar-se conte de les implicacions cosmològiques d'esta observació, ni tampoc del fet que les supostes [[nebulosa|nebuloses]] eren en realitat [[galàxies]] exteriors a la nostra [[Via Làctea]].
Ademés, la teoria d'[[Albert Éinstein]] sobre la [[relativitat general]] (segona década del [[sigle XX]]) no admet solucions estàtiques (és dir, l'univers ha d'estar en expansió o en contracció), resultat que ell mateix va considerar equivocat, i tractà de corregir-ho agregant la [[constant cosmològica]]. El primer a aplicar formalment la [[relativitat]] a la [[cosmologia]], sense considerar la [[constant cosmològica]], fon [[Alexander Friedman]], les l[equació|equacions]] del qual descriuen l'[[univers]] [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]], que pot expandir-se o contraure's.
Entre [[1927]] i [[1930]], el pare [[jesuïta]] [[Bèlgica|belga]] [[Georges Lemaître]] va obtindre independentment les equacions [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]] i propongué, sobre la base de la [[recessió]] de les [[nebuloses espirals]], que l'[[univers]] es va iniciar en l'''explosió'' d'un ''[[àtom]] primigeni'', lo qual més tart se denominà "Big Bang".
En [[1929]], [[Edwin Hubble]] va realisar observacions que serviren de fonament per a comprovar la [[teoria de Lemaître]]. [[Hubble]] provà que les [[nebuloses espirals]] són [[galàxies]] i va medir les seues distàncies observant les [[estrela variable Ceféida|estreles variables ceféides]] en [[galàxies]] distants. Descobrí que les [[galàxies]] s'allunten unes d'atres a [[velocitat]]s (relatives a la [[Terra]]) directament proporcionals a la seua distància. Este fet es coneix ara com la [[llei de Hubble]] (veja ''Edwin Hubble: Mariner de les nebuloses'', text escrit per [[Edward Christianson]]).
Segons el [[principi cosmològic]], l'alluntament de les [[galàxies]] sugeria que l'[[univers]] està en expansió. Esta idea originà dos hipòtesis opostes. La primera era la [[teoria Big Bang de Lemaître]], recolzada i desenrollada per [[George Gamow]]. La segona possibilitat era el model de la [[teoria de l'estat estacionari]] de [[Fred Hoyle]], segons la qual es genera nova [[matèria]] mentres les [[galàxies]] s'allunten entre si. En este model, l'[[univers]] és bàsicament el mateix en un moment donat en el [[temps]]. Durant molts anys va hi hagué un número d'adeptes similar per a cada teoria.
En el passar dels anys, les [[evidències observacionals]] van recolzar l'[[idea]] de que l' [[univers]] evolucionà a partir d'un estat dens i calent. Des del descobriment de la [[radiació de fondo]] de [[microones]], en [[1965]], esta ha sigut considerada la millor teoria per a explicar l'orige i evolució del [[cosmos]]. Abans de finals dels [[anys xixanta]], molts [[cosmòlec]]s pensaven que la [[singularitat]] infinitament densa del [[temps]] inicial en el model cosmològic de [[Friedman]] era una sobreidealisació, i que l'univers es contrauria abans de començar a expandir-se novament. Esta és la teoria de [[Richard Tolman]] d'un [[univers oscilant]]. En els anys [[1960]], [[Stephen Hawking]] i atres demostraren que esta idea no era factible, i que la [[singularitat]] és un component essencial de la [[gravetat]] d'[[Éinstein]]. Açò va portar a la majoria dels cosmòlecs a acceptar la teoria del Big Bang, segons la qual l'[[univers]] que observem s'inicià fa un [[temps finit]].
Pràcticament tots els treballs teòrics actuals en [[cosmologia]] tracten d'ampliar o concretar aspectes de la teoria del Big Bang. Gran part del treball actual en cosmologia tracta d'entendre com es van formar les galàxies en el context del Big Bang, comprendre lo que allí ocorregué i cotejar noves observacions en la teoria fonamental.
A finals dels [[anys 1990]] i principis del [[sigle XXI]], es conseguiren grans alvanços en la cosmologia del Big Bang com a resultat d'importants alvanços en [[telescopi|telescopia]], en combinació en grans cantitats de senyes satelitals de COBE, el [[telescopi espacial Hubble]] i [[WMAP]]. Estes senyes han permés als cosmòlecs calcular molts dels paràmetros del Big Bang fins a un nou nivell de precisió, i han conduït al descobriment inesperat de que l'univers està en [[energia obscura|acceleració]].
== Descripció del Big Bang ==
[[Image:800PX-~1.JPG|thumb|350px|L'[[univers]] ilustrat en tres [[dimensió|dimensions]] espacials i una dimensió temporal.]]
[[Michio Kaku]] ha senyalat certa paradoxa en la denominació ''Big bang'' (gran explosió): en certa manera no pot haver sigut gran ya que es va produir exactament abans del sorgiment del [[espai-temps]], hauria sigut el mateix Big bang el que hauria generat les [[dimensió|dimensions]] des d'una [[singularitat]]; tampoc és exactament una explosió en el sentit propi del terme ya que no es propagà fora de si mateix.
Basant-se en mides de l'expansió de l'univers utilisant observacions de les [[Supernova#Tipo Ia|supernoves tipos 1a]], en funció de la variació de la temperatura en diferents escales en la radiació de fons de microones i en funció de la [[correlació]] de les galàxies, l'[[edat de l'univers]] és d'aproximadament 13,7 ± 0,2 mils de millons d'anys. És notable el fet que tres mides independents siguen consistents, per lo qual es consideren una forta evidència del nomenat [[model Lambda-CDM|model de concordança]] que descriu la naturalea detallada de l'univers.
L'univers en els seus primers moments estava ple [[homogeneïtat|homogénea]] e [[isotropia|isòtropament]] d'una [[energia]] molt densa i tenia una temperatura i pressió concomitants. Es va expandir i es va gelar, experimentant [[canvis de fase]] anàlecs a l'[[ebullició|condensació]] del vapor o a la congelació de l'aigua, pero relacionats en les [[física de partícules|partícules elementals]].
Aproximadament 10<sup>-35</sup> segons després de l'[[época de Planck]] un canvi de fase causà que l'univers s'expandira de forma [[creiximent exponencial|exponencial]] durant un periodo denominat [[inflació còsmica]]. A l'acabar l'[[inflació]], els components materials de l'univers quedaren en la forma d'un [[plasma de quarks-gluons]], on totes les parts que ho formaven estaven en moviment en forma [[relativitat|relativista]]. En el creiximent en grandària de l'univers, la temperatura va descendir. A certa temperatura, i a causa d'un canvi encara desconegut denominat [[bariogénesis]], els [[quark]]s i els [[gluó|gluons]] es combinaren en [[barió|barions]] com ara el [[protó]] i el [[neutró]], produint d'alguna manera la [[asimetria]] observada actualment entre la [[matèria]] i la [[antimatèria]]. Les temperatures encara més baixes van conduir a nous canvis de fase, que trencaren la [[simetria]], aixina que els donaren la seua forma actual a les [[forces fonamentals|forces fonamentals de la física]] i a les [[partícules elementals]]. Més tart, protons i neutrons es van combinar per a formar els [[núcleus]] de [[deuteri]] i de [[heli]], en un procés denominat [[nucleosíntesis primordial]]. Al gelar-se l'univers, la matèria gradualment va deixar de moure's de forma relativista i la seua densitat d'energia va començar a dominar gravitacionalment sobre la [[radiació]]. Passats 300.000 anys, els [[electró|electrons]] i els núcleus es combinaren per a formar els [[àtom]]s (majoritàriament d'[[hidrogen]]). Per això, la radiació es desacoplà dels àtoms i continuà per l'espai pràcticament sense obstàculs. Esta és la [[radiació de fondo de microones]].
Al passar el temps, algunes regions llaugerament més denses de la matèria casi uniformement distribuïda van créixer gravitacionalment, fent-se més denses, formant núvols, estreles, galàxies i el restant de les estructures astronòmiques que actualment s'observen. Els detalls d'este procés depenen de la cantitat i tipos de matèria que hi ha en l'univers. Els tres tipos possibles es denominen [[matèria fosca gelada]], [[matèria fosca calenta]] i [[matèria bariónica]]. Les millors mides disponibles (provinents del WMAP) mostren que la forma més comuna de matèria en l'univers és la [[matèria fosca gelada]]. Els atres dos tipos de matèria només representarien el 20 per cent de la matèria de l'univers.
L'univers actual pareix estar dominat per una forma misteriosa d'energia coneguda com [[energia fosca]]. Aproximadament el 70 per cent de la densitat d'energia de l'univers actual està en eixa forma. Una de les propietats característiques d'este component de l'univers és el fet que provoca que la [[Llei de Hubble|expansió de l'univers]] varie d'una relació llineal entre velocitat i distància, fent que l'[[espai-temps]] s'expandixca més ràpidament de lo que s'ha esperat a grans distàncies. L'energia fosca pren la forma d'una [[constant cosmològica]] en les [[equacions de camp d'Éinstein]] de la relativitat general, pero els detalls d'esta [[equació d'estat]] i la seua relació en el [[model estàndart]] de la física de partícules continuen sent investigats tant en l'àmbit de la física teòrica com per mig d'observacions.
Més misteris apareixen quan s'investiga més prop del principi, quan les energies de les partícules eren més altes de lo que ara es pot estudiar per mig d'experiments. No hi ha cap model físic convincent per al primer 10<sup>-33</sup> segon de l'univers, abans del canvi de fase que forma part de la [[teoria d'unificació gran]]. En el "primer instant", la teoria gravitacional d'Éinstein prediu una [[singularitat espaitemporal|singularitat gravitacional]] on les densitats són infinites. Per a resoldre esta [[paradoxa física]], fa falta una teoria de la [[gravetat quàntica]]. La comprensió d'este periodo de l'història de l'univers figura entre els majors [[problemes no resolts de la física]].
== Base teòrica ==
En la seua forma actual, la teoria del Big Bang depén de tres suposicions:
#[[Llei física|L'universalitat de les lleis de la física]], en particular de la [[relativitat general|teoria de la relativitat general]]
#[[Principi cosmològic|El principi cosmològic]]
#[[Principi de Copèrnic|El principi de Copèrnic]]
Inicialment, estes tres idees van ser preses com a postulats, pero actualment s'intenta verificar cada una d'elles. L'universalitat de les lleis de física ha sigut verificada al nivell de les més grans constants físiques, portant el seu marge d'error fins a l'orde de 10<sup>-5</sup>. L'[[isotropia]] de l'univers que definix el principi cosmològic ha sigut verificada fins a un orde de 10<sup>-5</sup>. Actualment s'intenta verificar el [[principi de Copèrnic]] observant l'interacció entre grups de galàxies i el CMB per mig del [[Sunyaev-Zeldovich effect|efecte Sunyaev-Zeldovich]] en un nivell d'exactitut del 1 per cent.
La teoria del Big Bang utilisa el [[postulat de Weyl]] per a medir sense ambigüitat el temps en qualsevol moment en el passat a partir del l'época de Planck. Les mides en este sistema depenen de [[coordenades conformals]], en les quals les cridades [[distància codesplaçant|distancies codesplaçants]] i els [[temps conformal]] permeten no considerar l'expansió de l'univers per a les mides d'espai-temps. En eixe sistema de coordenades, els objectes que es mouen en el fluix cosmològic mantenen sempre la mateixa distància codesplaçant, i l'horisó o llímit de l'univers es fixa pel [[temps codesplaçant]].
Vist aixina, el Big Bang no és una explosió de matèria que s'allunta per a omplir un univers buit; és l'espai-temps el que s'estén. I és la seua expansió la que causa l'increment de la distància física entre dos punts fixos en el nostre univers. Quan els objectes estan lligats entre ells (per eixemple, per una galàxia), no s'allunten en l'expansió de l'espai-temps, pel fet que s'assumix que les lleis de la física que els governeu són uniformes i independents del [[espai mètric]]. Més encara, l'expansió de l'univers en les escales actuals locals és tan chicoteta que qualsevol dependència de les lleis de la física en l'expansió no seria medible en les tècniques actuals.
== Evidències ==
En general, es consideren tres les evidències empíriques que recolzen la teoria cosmològica del Big Bang. Estes són: l'expansió de l'univers que s'expressa en la Llei de Hubble i que es pot apreciar en el [[corriment al roig|corriment cap al roig]] de les galàxies, les mides detallades del fondo còsmic de microones, i l'[[nucleosíntesis del Big Bang|abundància d'elements llaugers]]. Ademés, la [[funció de correlació (astronomia)|funció de correlació]] de l'[[estructura a gran escala en l'univers]] encaixa en la teoria del Big Bang.
=== Expansió expressada en la llei de Hubble ===
De l'observació de galàxies i [[quàsar]]s lluntans es desprén l'idea que estos objectes experimenten un [[corriment al roig|corriment cap al roig]], lo qual vol dir que la [[llum]] que emeten s'ha desplaçat proporcionalment cap a llongituts d'ona més llargues. Açò es comprova prenent l'[[Espectre de freqüències|espectre]] dels objectes i comparant, després, el patró [[espectroscòpia|espectroscòpic]] de les [[llínea d'emissió|llínees d'emissió]] o [[llínea d'absorció|absorció]] corresponents a àtoms dels [[element]]s que interactuen en la [[radiació]]. En este anàlisis es pot apreciar cert corriment cap al roig, lo qual s'explica per una velocitat recessional corresponent a l'[[efecte Doppler]] en la radiació. Al representar estes velocitats recessionals enfront de les distàncies respecte als objectes, s'observa que guarden una [[relació llineal]], coneguda com [[Llei de Hubble]]:
:<math>v=H_0 \cdot D \,</math>
On ''v'' és la [[velocitat recessional]], ''D'' és la distància a l'objecte i ''H''<sub>0</sub> és la [[constant de Hubble]], que el satèlit WMAP estimà en 71 ± 4 [[kilómetro|km]]/[[Segon (unitat de temps)|s]]/[[Pàrsec|Mpc]].
=== Radiació còsmica de fondo ===
[[Image:800px-WMAP.jpg|thumb|250px|Image de la radiació de fondo de microones]]
Una de les prediccions de la teoria del Big Bang és l'existència de la radiació còsmica de fondo, [[radiació de fondo de microones]] o CMB (''Cosmic microwave background''). L'univers primerenc, a causa de la seua alta temperatura, s'hauria omplit de llum emesa pels seus atres components. Mentres l'univers es gelava a causa de l'expansió, la seua temperatura hauria caigut per davall de 3.000 K. Per damunt d'esta temperatura, els electrons i protons estan separats, fent l'univers opac a la llum. Per davall dels 3.000 K es formen els àtoms, permetent el pas de la llum a través del gas de l'univers. Açò és lo que es coneix com [[dissociació|dissociació de fotons]].
La radiació en este moment hauria tingut l'espectre del [[cos negre]] i hauria viajat lliurement durant el restant de vida de l'univers, patint un corriment cap al roig com a conseqüència de l'expansió de Hubble. Açò fa variar l'espectre del cos negre de 3.000 K a un espectre del cos negre en una temperatura molt menor. La radiació, vista des de qualsevol punt de l'univers, pareixerà provindre de totes les direccions en l'espai.
En [[1965]], [[Arno Penzias]] i [[Robert Woodrow Wilson|Robert
Brut Wilson]], mentres desenrollaven una série d'observacions de diagnòstic en un receptor de [[radiació microones|microones]] propietat dels [[Laboratoris Bell]], van descobrir la radiació còsmica de fondo. Això proporcionà una confirmació substancial de les prediccions generals respecte al CMB —La radiació va resultar ser isòtropa i constant, en un espectre del cos negre de prop de 3 K— i inclinà la balança cap a la hipòtesis del Big Bang. Penzias i Wilson van rebre el [[Premi Nobel]] pel seu descobriment.
En [[1989]], la [[NASA]] llançà el COBE (Cosmic background Explorer) i els resultats inicials, proporcionats en [[1990]], van ser consistents en les prediccions generals de la teoria del Big Bang sobre la CMB. El COBE trobà una temperatura residual de 2.726 K, i va determinar que el CMB era isòtrop entorn d'una de cada 10<sup>5</sup> parts. Durant la década dels 90 es va investigar més extensament l'anisotropia en el CMB per mig d'un gran número d'experiments en terra i, medint la [[distància angular]] mija (la distància en el cel) de les anisotropies, es viu que l'univers era [[forma de l'univers|geomètricament pla]].
A principis de [[2003]] es donaren a conéixer els resultats de la [[WMAP|Sonda Wilkinson d'Anisotropies del fondo de Microones]] (en anglés ''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe'' o ''WMAP''), millorant els que fins llavors eren els valors més precisos d'alguns paràmetros cosmològics. ''(Veja també [[Fondo còsmic de microones#Experiments|experiments sobre el fondo còsmic de microones]])''. Este satèlit també va refutar diversos [[inflació còsmica|models inflacionistes]] específics, pero els resultats eren constants en la teoria de l'inflació en general.
=== Abundància d'elements primordials ===
Es pot calcular, usant la teoria del Big Bang, la concentració de [[heli]]-4, [[heli]]-3, [[deuteri]] i [[liti]]-7 en l'univers com a proporcions respecte a la cantitat d'[[hidrogen]] normal, H. Totes les abundàncies depenen d'un sol paràmetro: la raó entre [[fotó|fotons]] i [[barió|barions]], que per la seua banda pot calcular-se independentment a partir de l'estructura detallada de la radiació còsmica de fondo. Les proporcions predites (en massa, no volum) són de prop de 0,25 per a la raó <sup>4</sup>He/H, al voltant de 10<sup>-3</sup> per a <sup>2</sup>He/H, i al voltant de 10<sup>-4</sup> per a <sup>3</sup>He/H.
Estes abundàncies mides concorden, almenys aproximadament, en les predites a partir d'un valor determinat de la raó de barions a fotons, i es considera una prova sòlida en favor del Big Bang, ya que esta teoria és l'única explicació coneguda per a l'abundància relativa d'elements llaugers. De fet no hi ha, fora de la teoria del Big Bang, cap atra raó òbvia per la que l'univers deguera, per eixemple, tindre més o manco heli en proporció a l'hidrogen.
=== Evolució i distribució galàctica ===
Les observacions detallades de la [[seqüència de Hubble|morfologia]] i [[estructura a gran escala del cosmos|estructura]] de les galàxies i quàsars proporcionen una forta evidència del Big Bang. La combinació de les observacions en la teoria sugerix que els primers quàsars i galàxies es van formar fa en torn als mil millons d'anys després del Big Bang, i des d'eixe moment s'han estat formant estructures més grans, com els [[cúmul de galàxies|cúmuls de galàxies]] i els [[supercúmul]]s. Les poblacions d'estreles han anat envellint i evolucionant, de manera que les galàxies lluntanes (que s'observen tal com eren en el principi de l'univers) són molt diferents de les galàxies pròximes (que s'observen en un estat més recent). D'atra banda, les galàxies formades fa relativament poc són molt diferents de les galàxies que es formaren a distàncies semblants pero poc després del Big Bang. Estes observacions són arguments sòlits en contra de la teoria de l'estat estacionari. Les observacions de la [[formació estelar]], la distribució de quàsars i galàxies, i les estructures més grans concorden en les simulacions obtingudes sobre la formació de l'estructura en l'univers a partir del Big Bang, i estan ajudant a completar detalls de la teoria.
== Problemes comuns ==
Històricament, han sorgit diversos problemes dins de la teoria del Big Bang. Alguns d'ells només tenen interés històric i han sigut evitats, ya siga per mig de modificacions a la teoria o com a resultat d'observacions més precises. Atres aspectes, com el [[problema de la penombra en cúspide]] i el [[problema de la galàxia nana]] de [[matèria fosca freda]], no es consideren greus, atés que poden resoldre's a través d'un perfeccionament de la teoria.
Hi ha un chicotet número de proponents de [[cosmologia no estàndart|cosmologies no estàndart]] que pensen que no hi hagué Big Bang. Afirmen que les solucions als problemes coneguts del Big Bang contenen modificacions [[hipòtesis ad hoc|ad hoc]] i agregats a la teoria. Les parts més atacades de la teoria inclouen lo concernent a la [[matèria fosca]], l'[[energia fosca]] i l'[[inflació còsmica]]. Cada una d'estes característiques de l'univers ha sigut sugerida per mig d'observacions de la [[radiació de fondo de microones]], l'[[estructura a gran escala de l'univers|estructura a gran escala del cosmos]] i les [[supernova|supernoves de tipo IA]], pero es troben en la frontera de la [[física moderna]] (vore [[problemes no resolts de la física]]). Si be els [[gravetat|efectes gravitacionals]] de matèria i energia fosques són ben coneguts de forma observacional i teòrica, encara no han sigut incorporats al [[model estàndart]] de la [[física de partícules]] de forma acceptable. Estos aspectes de la cosmologia estàndart seguixen sense tindre una explicació adequada, pero la majoria dels astrònoms i els físics accepten que la concordança entre la teoria del Big Bang i l'evidència observacional és tan pròxima que permet establir en una certa seguritat casi tots els aspectes bàsics de la teoria.
Els següents són alguns dels problemes i enigmes comuns del Big Bang.
=== El problema del segon principi de la termodinàmica ===
El problema del segon principi de la termodinàmica resulta del fet que d'este principi es deduïx que l'[[entropia]], el desorde, aumenta si es deixa al sistema (l'[[univers]]) seguir el seu propi rumbo. Una de les conseqüències de l'[[entropia]] és l'aument en la proporció entre radiació i matèria per tant l'univers hauria d'acabar en una mort tèrmica, una vegada que la major part de la matèria es convertixca en fotons i estos es diluïxquen en l'immensitat de l'univers.
Un atre problema senyalat per [[Roger Penrose]] és que l'entropia pareix haver sigut anormalment chicoteta en l'estat inicial de l'univers. Penrose evalua la provabilitat d'un estat inicial en aproximadament:
<math>10^{10^{123}}</math>.<ref>[http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.Pdf R. Penrose, 1996, p.309]</ref> d'acort en Penrose i atres, la teoria cosmològica ordinària no explica perqué l'entropia inicial de l'univers és tan anormalment baixa, i propon la hipòtesis de curvatura de Weil en conexió en ella. D'acort en eixa hipòtesis una [[gravetat quàntica|teoria quàntica de la gravetat]] hauria de donar una explicació tant del perqué l'univers es va iniciar en un estat de curvatura de Weil nula i d'una entropia tan baixa. Tot i que encara no s'ha conseguit una teoria de la [[gravetat quàntica]] satisfactòria.
Per un atre costat en la teoria estàndart l'estat entròpic anormalment baix, es considera que és producte d'una "gran casualitat" justificada basant-se en el [[principi antròpic]]. Postura que Penrose i atres consideren filosòficament insatisfactòria.
=== El problema de l'horisó ===
El problema de l'horisó, també cridat [[problema de la causalitat]], resulta del fet que la informació no pot viajar més ràpit que la llum, de manera que dos regions en l'espai separades per una distància major que la velocitat de la llum multiplicada per l'edat de l'univers no poden estar [[causalitat|causalment]] conectades. En este sentit, l'isotropia observada de la radiació de fondo de microones (CMB) resulta problemàtica, pel fet que la grandària de l'[[horisó de partícules]] en eixe temps correspon a un grandària de prop de dos graus en el cel. Si l'univers haguera tingut la mateixa història d'expansió des de l'época de Planck, no hi hauria mecanisme que poguera fer que estes regions tingueren la mateixa temperatura.
Esta aparent inconsistència es resol en la [[Inflació còsmica|teoria inflacionista]], segons la qual un camp d'energia escalar isòtrop domina l'univers al transcórrer un temps de Planck després de l'época de Planck. Durant l'inflació, l'univers patix una expansió exponencial, i regions que s'afecten mútuament s'expandixen més allà dels seus respectius horisons El [[principi d'incertea de Heisenberg]] prediu que durant la fase inflacionista hi haurà [[fluctuació primordial|fluctuacions primordials]], que se simplificaran fins a l'escala còsmica. Estes [[fluctuació|fluctuacions]] servixen de llavor per a tota l'estructura actual de l'univers. Al passar la inflació, l'univers s'expandix seguint la llei de Hubble, i les regions que estaven massa llunt per a afectar-se mútuament tornen a l'horisó Açò explica l'isotropia observada de la CMB. L'inflació prediu que les fluctuacions primordials són casi invariants segons l'escala i que tenen una [[distribució normal]] o gaussiana, lo qual ha sigut confirmat en precisió per mides de la CMB.
En 2003 va aparéixer una atra teoria per a resoldre este problema, [[Velocitat de la llum variable|la velocitat variant de la llum]] de [[Joao Magueijo]], que encara que a la llarga contradiu la relativitat d'Éinstein gasta la seua equació incloent la constant cosmològica per a resoldre el problema d'una forma molt eficaç que també ajuda a solucionar el problema de la planitut.
=== El problema de la planitut ===
El problema de la planitut (''flatness'' en anglés) és un problema observacional que resulta de les conseqüències que la mètrica de [[Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]] té en la [[geometria de l'univers]]. En general, es considera que hi ha tres tipos de geometries possibles per al nostre univers segons la seua curvatura: [[geometria hiperbòlica]], [[geometria euclidiana]] o plana i [[geometria elíptica]]. La dita geometria ve determinada per la cantitat total de densitat d'energia de l'univers (medida per mig del [[tensor de tensió-energia]]).
Sent ? La densitat d'energia mesura observacionalment i ?<sub>c</sub> la [[densitat crítica]] es té que per a les diferents geometries les relacions entre els dos paràmetros han de ser les que seguixen:<center>'''Hiperbòlic''' -> '''ρ < ρ<sub>c</sub>'''||'''Pla''' --> '''ρ=ρ<sub>c</sub>'''||'''Elíptic''' --> '''ρ > ρ<sub>c</sub>'''</center>
S'ha medit que en els primers moments de l'univers la seua densitat va haver de ser 10<sup>-15</sup> vegades (una milbillonèssima part) la densitat crítica. Qualsevol desviació major haguera conduït a una [[mort tèrmica]] o un Big Crunch i l'univers no seria com ara.
La solució ad este problema ve de nou de la [[Inflació còsmica|teoria inflacionista]]. Durant el periodo inflacioniste l'[[espaitemps]] s'expandí tan ràpit que va provocar una espècie de ''estirada'' de l'univers acabant en qualsevol curvatura residual que poguera haver. Aixina la inflació pogué fer a l'univers pla, d'ací el nom ''planitut''.
=== Edat dels cúmuls globulars ===
A mitan anys 90, les observacions realisades dels [[cúmul globular|cúmuls globulars]] pareixien no concordar en la Teoria del Big Bang. Les simulacions realisades per ordenador d'acort en les observacions de les poblacions [[estrela|estelars]] de cúmuls de galàxies sugeriren una edat de prop de 15.000 millons d'anys, lo qual obstaculisa en conflicte en l'edat de l'univers, estimada en 13.700 millons d'anys. El problema va quedar resolt a finals d'eixa década, quan les noves simulacions realisades, que incloïen els efectes de la pèrdua de massa deguda als [[vent estelar|vents estelars]], indicaren que els cúmuls globulars eren molt més jóvens. Queden encara en l'aire algunes preguntes en quant a en quina exactitut es medixen les edats dels cúmuls, pero està clar que estos són alguns dels objectes més antics de l'univers.
=== Monopols magnètics ===
L'objecció dels [[monopol magnètic|monopols magnètics]] fon proposta a finals de la [[anys 1970|década de 1970]]. Les [[Teoria del tot|teories de la gran unificació]] prediuen [[defecte topològic|defectes topològics]] en l'espai que es manifestarien com monopols magnètics trobant-se en l'espai en una densitat molt major a l'observada. De fet, fins ara, no s'ha donat en cap monopol. Este problema també queda resolt per mig de l'inflació còsmica, atés que esta elimina tots els punts defectuosos de l'univers observable de la mateixa manera que conduïx la geometria cap a la seua forma plana. És possible que aixina i tot puga haver monopols pero s'ha calculat que apenes si hi hauria u per cada univers visible, una cantitat ínfima i no observable en tot cas.
=== Matèria fosca ===
En les diverses observacions realisades durant les décades dels [[anys 1970|70]] i [[anys 1980|80]] (sobretot les de les [[curva de rotació galàctica|curves de rotació de les galàxies]]) es va mostrar que no hi havia suficient matèria visible en l'univers per a explicar l'intensitat aparent de les forces gravitacionals que es donen en i entre les galàxies. Açò conduí a l'idea que fins a un 90% de la matèria en l'univers no és matèria comuna o [[barió]]nica sino matèria fosca. Ademés, l'assunció de que l'univers estiguera compost majoritàriament per matèria comuna va portar a prediccions que eren fortament inconsistents en les observacions. En particular, l'univers és molt manco "inhomogèneu" i conté molt manco [[deuteri]] del que es pot considerar sense la presència de matèria fosca. Mentres que l'existència de la matèria fosca era inicialment polèmica, ara és una part acceptada de la cosmologia estàndart, a causa de les observacions de les anisotropies en el CMB, [[dispersió]] de velocitats dels [[cúmul de galàxies|cúmuls de galàxies]], i en les [[estructura a gran escala de l'univers|estructures a gran escala]], estudis de les [[lent gravitacional|lents gravitacionals]] i mides per mig de [[raigs x]] dels cúmuls de galàxies. La matèria fosca s'ha detectat únicament a través de la seua calcigada gravitacional; no s'ha observat en el laboratori cap partícula que se li puga correspondre. No obstant, hi ha molts candidats a matèria fosca en [[física de partícules]] (com, per eixemple, les partícules pesades i neutres d'interacció dèbil o [[WIMPS]] (Weak interactive massive particles), i s'estan duent a terme diversos proyectes per a detectar-la.
=== Energia fosca ===
En els anys 90, mides detallades de la densitat de [[massa]] de l'univers revelaren que esta sumava en torn al 30% de la [[Big Crunch|densitat crítica]]. Posat que l'univers és pla, com indiquen les mides del fondo còsmic de microones, quedava un 70% de densitat d'energia sense contar. Este misteri apareix ara conectat en un atre: les mides independents de les [[supernova|supernoves]] de [[Supernova#Tipo Ia|tipo Ia]] han revelat que l'expansió de l'univers experimenta una acceleració de tipos no llineal, en conte de seguir estrictament la Llei de Hubble. Per a explicar esta acceleració, la relativitat general necessita que gran part de l'univers consistixca en un component energètic en gran [[equació d'estat|pressió negativa]]. Es creu que esta energia fosca constituïx eixe 70% restant. La seua naturalea continua sent un dels grans misteris del Big Bang. Els candidats possibles inclouen una [[constant cosmològica]] escalar i una [[quinta essència]]. Actualment s'estan realisant observacions que podrien ajudar a aclarir este punt.
=== Quarks ===
Se sap que en el moment després del Big Bang les partícules elementals van aparéixer, els quarks dalt en els protons i els quarks baix en els neutrons, per ser de la mateixa càrrega elèctrica, no es pogueren unir per l'interacció electromagnètica, és inútil recórrer a l'interacció nuclear forta, puix esta només té un abast de la grandària màxima del núcleu i ademés perque l'interacció electromagnètica té un abast jagantí, també l'univers es va engrandir en un segon assoles cent octillons de vegades, en este brevíssim espai de temps l'interacció nuclear forta no podria unir la casi totalitat (si no és la totalitat) dels quarks.
Encara no ha sigut resolt este problema.
== El futur d'acort en la teoria del Big Bang ==
Abans de les observacions de l'energia fosca, els cosmòlecs consideraren dos possibles escenaris per al futur de l'univers. Si la densitat de massa de l'univers es troba sobre la densitat crítica, llavors l'univers conseguiria un grandària màxima i després començaria a colapsar-se. Este es faria més dens i més calent novament, acabant en un estat semblant a l'estat en el qual va escomençar en un procés cridat Big Crunch. D'atra banda, si la densitat en l'univers és igual o menor a la densitat crítica, l'expansió disminuiria la seua velocitat, pero mai es detindria. La formació d'estreles cessaria mentres l'univers en creiximent es faria menys dens cada vegada. La mija de la temperatura de l'univers podria acostar-se asintòticament al [[zero absolut]] (0 [[Kelvin|K]] o -273,15ºC). Els forats negres s'evaporarien per efecte de la [[radiació d'Hawking]]. L'[[entropia]] de l'univers s'incrementaria fins al punt en que cap forma d'energia podria ser extreta d'ell, un escenari conegut com [[mort tèrmica]]. Més encara, si n'hi ha descomposició del protó, procés pel qual un protó decauria a partícules manco massives emetent radiació en el procés, llavors tot l'hidrogen, la forma predominant de la matèria bariònica en l'univers actual, desapareixeria a molt llarc determini, deixant només [[radiació]].
Les observacions modernes de l'expansió accelerada impliquen que cada vegada una major part de l'[[univers visible]] en l'actualitat quedarà més allà del nostre [[horisó de successos]] i fora de contacte. Es desconeix quin seria el resultat d'este acontenyiment. El [[model Lambda-CMD]] de l'univers conté energia fosca en la forma d'una [[constant cosmològica]] (d'alguna manera semblant a la que havia inclòs Éinstein en la seua primera versió de les equacions de camp). Esta teoria sugerix que només els sistemes mantinguts gravitacionalment, com les galàxies, es mantindrien junts, i ells també estarien subjectes a la [[mort tèrmica]] a medida que l'univers es gelara i expandira. Atres explicacions de l'energia fosca cridades [[teories de l'energia fantasma]] sugerixen que els cúmuls de galàxies i finalment les galàxies mateixes s'esgarraran per l'eterna expansió de l'univers, en el cridat [[Big Rip]].
== Física especulativa més allà del Big Bang ==
A pesar que el model del Big Bang es troba ben establit en la cosmologia, és provable que es refine en el futur. Es té molt poc coneiximent sobre l'univers més primitiu, durant el qual es postula que va ocórrer l'inflació. També és possible que en esta teoria existixquen porcions de l'univers molt més allà del que és observable en principi. En la teoria de l'inflació, açò és un requisit: L'expansió exponencial ha espentat grans regions de l'espai més allà del nostre horisó observable. Pot ser possible deduir que va ocórrer quan tingam un millor enteniment de la física a altes energies. Les especulacions fetes respecte d'això, generalment involucren teories de [[gravetat quàntica]].
Algunes propostes són:
*[[inflació còsmica|inflació caòtica]]
*[[cosmologia de branas]] incloent el model [[ekpiròtic|ekpyròtic]] en el qual el Big Bang és el resultat d'una colisió entre membranes.
*un [[univers oscilant]] en el qual l'estat primitiu dens i calent de l'univers primerenc deriva del Big Crunch d'un univers semblant al nostre. L'univers va poder haver travessat un número infinit de Big bangs i Big crunchs. El [[model cíclic|cíclic]], una extensió del model ekpyròtic, és una variació moderna d'eixa possibilitat
*models que inclouen la [[estat d'Hartle-Hawking|condició de contorn d'Hartle-Hawking]] en la qual la totalitat de l'espai-temps és finit. Algunes possibilitats són compatibles qualitativament unes en atres. En cada una es troben involucrades hipòtesis encara no comprovades.
== Interpretacions filosòfiques i religioses ==
Hi ha un gran número d'interpretacions sobre la teoria del Big Bang que són completament especulatives o extracientífiques. Algunes d'estes idees tracten d'explicar la causa mateixa del Big Bang ([[primera causa]]), i foren criticades per alguns filòsofs [[naturalisme filosòfic|naturalistes]] per ser només noves versions de la [[creació]]. Algunes persones creuen que la teoria del Big Bang brinda soport a antics enfocaments de la creació, com per eixemple el que es troba en el ''[[Génesis]]'' (vore [[creacionisme]]), mentres atres creuen que totes les teories del Big Bang són inconsistents en les mateixes.
El Big Bang com a teoria científica no es troba associat en cap [[religió]]. Mentres algunes interpretacions [[fonamentalisme|fundamentalistes]] de les religions entren en conflicte en la història de l'univers postulada per la teoria del Big Bang, la majoria de les interpretacions són lliberals. A continuació seguix una llista de diverses interpretacions religioses de la teoria del Big Bang (que són fins a cert punt incompatibles en la pròpia descripció científica del mateix):
*En la ''Bíblia'' cristiana apareixen dos versículs que parlarien del ''Big bang'' i el ''Big crunch'': «Ell està assentat sobre el círcul de la terra, els habitants del qual són com a llangostes; ell estén els cels com una cortina, els desplega com una tenda per a habitar» ([[Isaïes]] 40.22). «I tot l'eixèrcit dels cels es dissoldrà, i s'enrollaran els cels com un llibre; i caurà tot el seu eixèrcit com es cau la fulla de la parra, i com es cau la de la figuera» (Isaïes 34.4).
*L'[[Església Catòlica Romana]] ha acceptat el Big Bang com una descripció de l'orige de l'univers. S'ha sugerit que la teoria del Big Bang és compatible en les vies de sant [[Tomàs d'Aquino]], en especial en la primera d'elles sobre el moviment, aixina com en la quinta.
*Alguns estudiants del [[Kabbalah]], el [[deisme]] i atres fes no antropomòrfiques, concorden en la teoria del Big Bang, conectant-la per eixemple en la teoria de la "retracció divina" ''([[tzimtzum]])'' com és explicat pel judeu [[Maimònides|Moisés Maimònides]].
*Alguns [[Islam|musulmans]] moderns creuen que l'''[[Alcorà]]'' fa un paralel en el Big Bang en el seu relat sobre la creació: ¿«No veuen els no creents que els cels i la Terra foren units en una sola unitat de creació, abans que mosatros els separàrem a la força? Hem creat tots els sers vius a partir de l'aigua» (capítul 21, versícul 30). L'''Alcorà'' també pareix descriure un univers en expansió: «Hem construït el cel de poder, i l'estem expandint» (52.47).
*Algunes branques [[teisme|teistes]] de l'[[hinduisme]], com ara les tradicions [[vaisnava|vishnuistes]], conceben una teoria de la creació en eixemples narrats en el tercer cant del ''[[Bhagavata Purana]]'' (principalment, en els capítuls 10 i 26), on es descriu un estat primordial s'expandix mentres el Gran [[Vishnú]] observa, transformant-se en l'estat actiu de la suma total de la matèria ''([[prakriti]])''.
*El [[budisme]] posseïx una concepció de l'univers en el qual no hi ha un acontenyiment de creació. No obstant, no pareix que la teoria del Big Bang entrara en conflicte en la mateixa, ya que hi ha formes d'obtindre un univers etern segons el paradigma. Cert número de populars filòsofs [[Zen]] estigueren molt interessats, en particular, pel concepte de l'[[univers oscilant]].
== Veja també ==
* [[Cosmos]]
*[[Cronologia de la cosmologia]]
*[[Cronologia del Big Bang]]
*[[Cosmologia]]
* [[Model Lambda-CDM]]
* [[Forat blanc]]
* [[Big Crunch]]
* [[Big Freeze]]
* [[Big Rip]]
* [[Singularitat nua]]
* [[univers]]
* [[Ylem]]
== Referència ==
{{listaref|2}}
=== Bibliografia ===
*BARROW, JOHN D. ''Las constantes de la naturaleza''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-684-7
*GREEN, BRIAN. ''El tejido del cosmos. Espacio, tiempo y la textura de la realidad''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-737-0.
*GRIBBIN, John. ''En busca del Big Bang''. Colección "Ciencia hoy". [[Madrid]]: Ediciones Pirámide, 09/1989. ISBN 84-368-0421-X e ISBN 978-84-368-0421-8.
*HAWKING, S. W. ''Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros''. Barcelona: Círculo de Lectores, 09/1991. ISBN 84-226-2715-9 e ISBN 978-84-226-2715-9.
*[http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf PENROSE, ROGER, ''La nueva mente del emperador'', Fonde de Cultrua Económica, México D.F. (1996). ISBN 978-968-13-4361-3]
*RIBÓN SÁNCHEZ, Mariano. ''Causas del big-bang''. [[Barcelona]]: Ribón Sánchez, Mariano, 01/2005. ISBN 84-609-3955-3 e ISBN 978-84-609-3955-9.
*WEINBERG, STEVEN, ''Los tres primeros minutos del universo'', Alianza, Madrid (1999). ISBN 978-84-206-6730-0.
==== Introduccions tècniques ====
*S. Dodelson, ''Modern Cosmology'', Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook.
*E. W. Kolb and M. S. Turner, ''The Early Universe'', Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for cosmologists.
*P. J. E. Peebles, ''Principles of Physical Cosmology'', Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong historical focus.
==== Fonts de primera mà ====
*G. Lemaître, "''Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques''" (A homogeneous Universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae), ''Annals of the Scientific Society of Brussels'' '''47A''' (1927):41—General Relativity implies the universe has to be expanding. Einstein brushed him off in the same year. Lemaître's note was translated in ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''91''' (1931): 483–490.
*G. Lemaître, ''Nature'' '''128''' (1931) suppl.: 704, with a reference to the primeval atom.
*R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements, "''Physical Review'' '''73''' (1948), 803. The so-called αβγ paper, in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by protons capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry.
*G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.
*G. Gamow, ''Nature'' '''162''' (1948), 680.
*R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1737.
*R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.
*R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow ''Nature'' '''162''' (1948), 774.
*A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 419. The paper describing the discovery of the cosmic microwave background.
*R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 414. The theoretical interpretation of Penzias and Wilson's discovery.
*A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," ''Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz.'' '''5''', 32 (1967), translated in ''JETP Lett.'' '''5''', 24 (1967).
*R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" ''Physics Today'' '''Aug 1988''' 24–34. A review article.
==== Religió i filosofia ====
* [[Jean-Marc Rouvière]], ''Brèves méditations sur la création du monde'', Ed. L'Harmattan, Paris, 2006.
*Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, ''A Dictionary of Creation Myths''. Oxford University Press (1995), ISBN 0-19-510275-4.
*Pío XII (1952), "Modern Science and the Existence of God," ''The Catholic Mind'' 49:182–192.
==== artículs d'investigació ====
La majoria dels artículs científics sobre cosmologia estan disponibles com preimpresos en [http://arxiv.org/arxiv.org]. Generalment són molt tècnics, pero algunes vegades tenen una introducció clara en anglés. Els archius més rellevants, que cobrixen experiments i teoria estan en l'archiu de [http://arxiv.org/archive/astro-ph astrofísica], on es posen a disposició artículs estretament basats en observacions, i l'archiu de [http://arxiv.Org/arxive/gr-qc relativitat general i cosmologia quàntica], el qual cobrix terreny més especulatiu. Els artículs d'interés per als cosmòlecs també apareixen ben a sovint en l'archiu sobre [http://arxiv.Org/arxive/hep-th Fenòmens d'alta energia] i sobre [http://arxiv.org/archive/hep-th teoria d'alta energia].
=== Enllaços externs ===
*[[Open Directory Project]]: [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ Cosmology]
*[[PBS]].org, [http://www.pbs.org/deepspace/timeline/ "From the Big Bang to the End of the Universe. The Mysteries of Deep Space Timeline"]
*[http://www.historyoftheuniverse.com/ "Welcome to the History of the Universe"]. Penny Press Ltd.
*[[Cambridge University]] Cosmology, "[http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bb_home.html The Hot Big Bang Model]". Includes a discussion of the problems with the big bang.
*[[Smithsonian Institution]], "[http://cfa-www.harvard.edu/seuforum/bigbanglanding.htm UNIVERSE! - The Big Bang and what came before]".
*D'Agnese, Joseph, "[http://www.findarticles.com/p/articles/mi_m1511/is_7_20/ai_55030837 The last Big Bang man left standing, physicist Ralph Alpher devised Big Bang Theory of universe]". ''Discover'', July [[1999]].
*Felder, Gary, "[http://www.ncsu.edu/felder-public/kenny/papers/cosmo.html The Expanding Universe]".
*LaRocco, Chris and Blair Rothstein, [http://www.umich.edu/~gs265/bigbang.htm "THE BIG BANG: It sure was BIG!!"].
*Mather, John C., and John Boslough [[1996]], ''The very first light: the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the universe''. ISBN 0-465-01575-1 p.300
*Shestople, Paul, "[http://cosmology.berkeley.edu/Education/IUP/Big_Bang_Primer.html "Big Bang Primer"].
*Singh, Simon, ''Big Bang: the origin of the universe'', Fourth Estate (2005). A historical review of the big bang.
*Wright, Edward L., [http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html "Brief History of the Universe"].
*[http://www.cosmologystatement.org Certs científics escriuen sobre el big bang].
*Grant, Ted. Woods Alan. [http://engels.org/libr/razon/raz_2_9a.htm "El big bang"] , capítul del llibre [http://engels.org/libr/razon/raz_0.htm ''Razón y Revolución''], Fundación Federico Engels.
{{Traduït de|es|Teoría_del_Big_Bang}}