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]] 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 l'any [[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 l'any [[1965]], esta ha segut 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 varen 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.

== Descripció del Big Bang ==

== Descripció del Big Bang ==

[[Image:800PX-~1.JPG|thumb|350px|L'[[univers]] ilustrat en tres [[dimensió|dimensions]] espacials i una dimensió temporal.]]

[[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.

[[Michio Kaku]] ha senyalat certa paradoxa en la denominació ''Big bang'' (gran explosió): en certa manera no pot haver segut gran ya que es va produir exactament abans del sorgiment del [[espai-temps]], hauria segut 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 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 Lambda-CDM|model de concordança]] que descriu la naturalea detallada de l'univers.

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 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 Lambda-CDM|model de concordança]] que descriu la naturalea detallada de l'univers.

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

#[[Principi de Copèrnic|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 [[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 segut 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 segut 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]].

== Problemes comuns ==

== 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.

Històricament, han sorgit diversos problemes dins de la teoria del Big Bang. Alguns d'ells a soles tenen interés històric i han segut 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 segut 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 segut 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.

Els següents són alguns dels problemes i enigmes comuns del Big Bang.

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.

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:

Un atre problema senyalat per [[Roger Penrose]] és que l'entropia pareix haver segut 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.

<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.

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 [[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 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.

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 [[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 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 [[Inflació còsmica|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 [[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.

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 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 [[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 segut confirmat en precisió per mides de la CMB.

En l'any [[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.

En l'any [[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.

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.

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 segut resolt este problema.

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

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