Canvis

== Introducció ==

== 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>  

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 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.<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 despuix en el [[temps]].

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 despuix en el [[temps]].

Aproximadament 10^-35 segons despuix 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]].

Aproximadament 10^-35 segons despuix 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 comú 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.

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 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 [[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.

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.

== Problemes comuns ==

== 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.

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 [[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.

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.

=== Quarks ===

=== Quarks ===

Se sap que en el moment despuix 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.

Se sap que en el moment despuix 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 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.

Encara no ha sigut resolt este problema.

== El futur d'acort en la teoria del Big Bang ==

== 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 [[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]].

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 [[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 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 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]].

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 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 ==

== Física especulativa més allà del Big Bang ==

== Interpretacions filosòfiques i religioses ==

== 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.

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 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 [[fonamentalisme|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):

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 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):