Big Bang

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Revisió de 12:07 25 ago 2018 per Jose2 (Discussió | contribucions) (Text reemplaça - ' van ' a ' varen ')
Anar a la navegació Anar a la busca
Archiu:Universe expansion valencià.jpg
Segons la teoria del Big Bang, l'univers es va originar en una singularitat espai-temporal de densitat infinita matemàticament 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, a on l'expansió d'este es deduïx d'una colecció de solucions de les equacions de la relativitat general, nomenades 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 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, qui va dir per a burlar-se que el model descrit era a soles 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.[1]

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 galàxies i els canvis de posició entre elles, permetent extrapolar les condicions de l'univers abans o despuix 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 despuix, en 1929, l'astrònom 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 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 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 Slipher i, despuix 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 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 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 estreles variables ceféides en galàxies distants. Descobrí que les galàxies s'allunten unes d'atres a velocitats (relatives a la Terra) directament proporcionals a la seua distància. Este fet es coneix ara com la llei de Hubble (vore 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 varen 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 cosmòlecs 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 varen 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 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 acceleració.

Descripció del Big Bang

L'univers ilustrat en tres 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 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 supernoves tipos 1a, en funció de la variació de la temperatura en diferents escales en la radiació de fondo 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 de concordança que descriu la naturalea detallada de l'univers.

L'univers en els seus primers moments estava ple homogénea e 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'condensació del vapor o a la congelació de l'aigua, pero relacionats en les partícules elementals.

Aproximadament 10-35 segons despuix de l'época de Planck un canvi de fase causà que l'univers s'expandira de forma 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 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 quarks i els gluons es combinaren en 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 varen conduir a nous canvis de fase, que trencaren la simetria, aixina que els donaren la seua forma actual a les forces fonamentals de la física i a les partícules elementals. Més tart, protons i neutrons es varen 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 electrons i els núcleus es combinaren per a formar els àtoms (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 varen 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 comú de matèria en l'univers és la matèria fosca gelada. Els atres dos tipos de matèria a soles 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 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 10-33 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 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:

  1. L'universalitat de les lleis de la física, en particular de la teoria de la relativitat general
  2. El principi cosmològic
  3. El principi de Copèrnic

Inicialment, estes tres idees varen 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 10-5. L'isotropia de l'univers que definix el principi cosmològic ha sigut verificada fins a un orde de 10-5. Actualment s'intenta verificar el principi de Copèrnic observant l'interacció entre grups de galàxies i el CMB per mig del 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 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 cap al roig de les galàxies, les mides detallades del fondo còsmic de microones, i l'abundància d'elements llaugers. Ademés, la 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 quàsars lluntans es desprén l'idea que estos objectes experimenten un 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 dels objectes i comparant, despuix, el patró espectroscòpic de les llínees d'emissió o absorció corresponents a àtoms dels elements 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 H0 és la constant de Hubble, que el satèlit WMAP estimà en 71 ± 4 km/s/Mpc.

Radiació còsmica de fondo

Archiu:800px-WMAP.jpg
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 de fotons.

La radiació en este moment hauria tengut 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 Brut Wilson, mentres desenrollaven una série d'observacions de diagnòstic en un receptor de microones propietat dels Laboratoris Bell, varen 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 varen rebre el Premi Nobel pel seu descobriment.

En 1989, la NASA llançà el COBE (Cosmic background Explorer) i els resultats inicials, proporcionats en 1990, varen 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 105 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 geomètricament pla.

A principis de 2003 es donaren a conéixer els resultats de la 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. (Vore també experiments sobre el fondo còsmic de microones). Este satèlit també va refutar diversos 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 fotons i 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 4He/H, al voltant de 10-3 per a 2He/H, i al voltant de 10-4 per a 3He/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 morfologia i 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 varen formar fa en torn als mil millons d'anys despuix del Big Bang, i des d'eixe moment s'han estat formant estructures més grans, com els cúmuls de galàxies i els supercúmuls. 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 despuix 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 a soles 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 cosmologies no estàndart que pensen que no hi hagué Big Bang. Afirmen que les solucions als problemes coneguts del Big Bang contenen modificacions 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 del cosmos i les supernoves de tipo IA, pero es troben en la frontera de la física moderna (vore problemes no resolts de la física). Si be els 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>.[2] 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 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 l'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 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 tengut 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 teoria inflacionista, segons la qual un camp d'energia escalar isòtrop domina l'univers al transcórrer un temps de Planck despuix 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 fluctuacions primordials, que se simplificaran fins a l'escala còsmica. Estes 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, 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 ?c la densitat crítica es té que per a les diferents geometries les relacions entre els dos paràmetros han de ser les que seguixen:

Hiperbòlic -> ρ < ρc||Pla --> ρ=ρc||Elíptic --> ρ > ρc


S'ha medit que en els primers moments de l'univers la seua densitat va haver de ser 10-15 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 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 cúmuls globulars pareixien no concordar en la Teoria del Big Bang. Les simulacions realisades per ordenador d'acort en les observacions de les poblacions 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 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 monopols magnètics fon proposta a finals de la década de 1970. Les teories de la gran unificació prediuen 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 70 i 80 (sobretot les de les 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 bariónica 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 cúmuls de galàxies, i en les estructures a gran escala, estudis de les 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 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 supernoves de 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 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 despuix del Big Bang les partícules elementals varen 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 a soles 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 despuix 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 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 a soles 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 a soles els sistemes mantenguts 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 caòtica
  • cosmologia de branas incloent el model 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 cíclic, una extensió del model ekpyròtic, és una variació moderna d'eixa possibilitat
  • models que inclouen la 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 naturalistes per ser a soles 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 fundamentalistes de les religions entren en conflicte en l'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'Iglésia 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 Moisés Maimònides.
  • Alguns 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 teistes de l'hinduisme, com ara les tradicions 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.

Vore també


Referència

  1. ↑ Michio Kaku, L'univers d'Éinstein, p. 109.
  2. ↑ R. Penrose, 1996, p.309

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.
  • 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 [1]. 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 astrofísica, on es posen a disposició artículs estretament basats en observacions, i l'archiu de 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 Fenòmens d'alta energia i sobre teoria d'alta energia.

Enllaços externs

Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Big_Bang&oldid=139301»