Canvis

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.

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]].

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 [[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.

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 [[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]].

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]].

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]].

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^-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 varen 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 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 [[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 a soles 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 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 [[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.

#[[Principi de Copèrnic|El principi de Copèrnic]]

#[[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^-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 [[Sunyaev-Zeldovich effect|efecte Sunyaev-Zeldovich]] en un nivell d'exactitut del 1 per cent.

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 [[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]].

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]].

En [[1965]], [[Arno Penzias]] i [[Robert Woodrow Wilson|Robert  

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.

Brut Wilson]], mentres desenrollaven una série d'observacions de diagnòstic en un receptor de [[radiació microones|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]], 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 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 [[forma de l'univers|geomètricament pla]].

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 [[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. ''(Vore 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.

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. ''(Vore 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.

=== Evolució i distribució galàctica ===

=== 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 despuix 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 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.

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 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 [[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 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 ==

== Problemes comuns ==

=== 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 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.

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.

Encara no ha sigut resolt este problema.