Cosmologia física

Archiu:Cosmic History 020622 b.jpg

Cosmologia física

Plantilla:Cosmologia La cosmologia física és la branca de l'astrofísica que estudia l'estructura a gran escala i la dinàmica del univers. En particular, tracta de respondre les preguntes sobre l'orige, l'evolució i el destí de l'univers.

La cosmologia física, tal i com es comprén actualment, comença en el XX en el desenroll de la teoria general de la relativitat d'Albert Einstein i la millora en les observacions astronòmiques d'objectes extremadament distants. Estos alvanços varen fer possible passar de l'especulació a la busca científica dels orígens de l'univers i va permetre als científics establir la teoria del Big Bang que s'ha convertit en el model estàndar majoritàriament acceptat pels cosmólogos per l'ampli ranc de fenomens que comprén i a les evidències observacionals que ho recolzen, encara que encara existix una minoria d'investigadors que presenten atres punts de vista basats en algun dels models cosmológicos alternatius.

La cosmologia física tracta d'entendre les grans estructures de l'univers en el present com les galàxias, agrupacions galàctiques i supercúmulos, utilisar els objectes més distants i energètics (cuásarés, supernovas i brots de rajos gammas) per a entendre l'evolució de l'univers i estudiar els fenomens ocorreguts en l'univers primigeni prop de la singularitat inicial (inflació còsmica, nucleosíntesis primordial i radiació de fondo de microones).

Història de la física cosmológica

Artícul principal → Cronologia de la cosmologia.

La cosmologia física es va desenrollar com a ciència durant la primera mitat de el XX com a conseqüència dels acontenyiments detallats a continuació:

• 1915-16. Albert Einstein formula la Teoria General de la Relativitat que serà la teoria marque dels models matemàtics de l'univers. Al mateix temps formula el primer model matemàtic de l'univers conegut com univers estàtic a on introduïx la famosa constant cosmológica i el hipòtesis coneguda com principi cosmológico que establix que univers és homogéneu i isótropo a gran escala, lo que significa que té la mateixa apariència general observat des de qualsevol lloc.
• 1916-1917. L'astrònom Willem de Sitter formula un model estàtic d'univers buit de matèria en la constant cosmológica a on els objectes astronòmics alluntats tenien que presentar corriment al roig en els seus llínees espectrals.
• 1920-21. Té lloc el Gran Debat entre els astrònoms Heber Curtis i Harlow Shapley que va establir la naturalea extragaláctica de les nebuloses espirals quan es pensava que la Via Làctea constituïa tot l'univers.
• 1922-24. El físic rus Alexander Friedmann publica la primera solució matemàtica a les equacions d'Einstein de la Relativitat General que representen a un univers en expansió. En un artícul de 1922 publica la solució per a un univers finito i en 1924 la d'un univers infinit.
• 1929. Edwin Hubble establix una relació llineal entre la distància i el corriment al roig de les nebuloses espirals que ya havia segut observat per l'astrònom Vesto Slipher en 1909. Esta relació es coneixerà com Llei de Hubble.
• 1930. El sacerdot i astrònom belga Georges Édouard Lemaître esbossa el seu hipòtesis de l'àtom primitiu a on sugeria que l'univers havia naixcut d'un sol quant d'energia.
• 1931.Milton Humason, colaborador de Hubble, va donar l'interpretació dels corriment al roig com efecte Doppler per la velocitat d'alluntament de les nebuloses espirals.
• 1933. L'astrònom suís Fritz Zwicky va publicar un estudi de la distribució de les galàxias sugerint que les galàxies estaven permanent lligades per la seua mútua atracció gravitacional. Zwicky va senyalar no obstant que no bastava la cantitat de massa realment observada en la forma de les galàxies per a donar conte de l'intensitat requerida del camp gravitatorio. S'introduïa aixina el problema de la matèria obscura

• 1948. Herman Bondi, Thomas Gold i Fred Hoyle proponen el Model d'Estat Estacionario a on l'univers no solament té la mateixa apariència a gran escala vist des de qualsevol lloc, sino que la té vista en qualsevol época.
• 1948. George Gamow i Ralph A. Alpher publiquen un artícul a on estudien les síntesis dels elements químics llaugers en el reactor nuclear que va ser l'univers primitiu, coneguda com nucleosíntesis primordial. En el mateix any, el mateix Alpher i Robert Herman milloren els càlculs i fan la primera predicció de l'existència de la Radiació de fondo de microones.
• 1965. Arno Penzias i Bob Wilson dels laboratoris Bell Telephone descobrixen la senyal de ràdio que va anar ràpidament interpretada pel grup de teòrics de Princeton liderats per Robert Dicke com la Radiació de fondo de microones. Esta observació va descartar Model d'Estat Estacionario i va afiançar el model del Big Bang
• 1981. Alan Guth propon l'escenari d'univers en una taxa tremenda d'expansió en els seus primers instants conegut com inflació còsmica.
• 1990. Els resultats preliminars del satèlit COBE mostra que l'espectre de la Radiació de fondo de microones és el d'un cos negre a 2,7 kelvin en una precisió d'una part en cent mil.
• 1998. Un grup d'astrònoms liderat per Adam Riess i Saul Perlmutter descobrixen l'Acceleració de l'expansió de l'univers per mig de l'estudi de supernovas de tipo Ia, lo que constituïx la primera evidència observacional de l'existència d'una constant cosmológica o d'un camp escalar més general conegut com energia obscura.
• 2003. La sonda WMAP --successora de COBE-- obté un espectre de la Radiació de fondo de microones més precís, que confirma les observacions que s'havien realisat fins a la data per numerosos experiments que favorixen en gran precisió un univers de matèria obscura freda dominat per una constant cosmológica i en una edat de 13700 millons d'anys, en una precisió de 200 millons d'anys dalt o avall.
• 2013. La missió Planck va publicar els resultats preliminars més precisos fins a la data, en una estimació d'un 68,3% d'energia obscura, un 26,8% de matèria obscura i un 4,9% de matèria ordinària, i una edat de l'univers d'uns 13810 millons d'anys, en una precisió de 50 millons d'anys dalt o avall.
• 2018. La missió Planck publica els seus resultats finals i definitius, que en combinació en les mides de l'Oscilacions Acústiques de Bariones, donen com a resultats que l'energia obscura té un ràtio de densitat ${\Omega }_{\Lambda }=0.6889\pm 0.0056$, la matèria (obscura més bariónica) un ràtio de ${\Omega }_m=0.3111\pm 0.0056$, la constant de Hubble $H_0=67.66\pm 0.42km{s}^{-1}Mp{c}^{-1}$ i que l'edat de l'univers és de $13787\pm 20$ millons d'anys.

Àrees d'estudi

Davall es descriuen algunes de les àrees més actives d'investigació en cosmologia, en orde cronològic. Estes no inclouen tot sobre la cosmologia del Big Bang, que es presenta en la cronologia del Big Bang

Nucleosíntesis del Big Bang

Artícul principal → Nucleosíntesis primordial.

La Nucleosíntesis del Big Bang és la teoria de la formació dels elements en l'Univers primigeni. Acaba quan l'Univers té tres minuts d'edat i la seua temperatura cau lo suficient com per a que cesse la fusió nuclear. Este temps en el que va ocórrer la nucleosíntesis del Big Bang va ser tan curt, que solament es varen produir els elements més llaugers, a diferència de la nucleosíntesis estelar. Escomençant des dels ionés d'hidrogen (protones), es va produir principalment deuteri, heli i liti. Els atres elements es varen produir en solament chicotetes cantitats. Mentres que la teoria bàsica de la nucleosíntesis ha segut acceptada durant décades (va ser desenrollada per George Gamow, Ralph Asher Alpher i Robert Herman). és una prova física extremadament delicada del Big Bang en l'actualitat, ya que la teoria de la nucleosíntesis conecta l'abundància dels elements llaugers primordials en les característiques de l'univers primigeni. Específicament, es pot utilisar per a comprovar el principi d'equivalència, la matèria obscura i la física del neutrino. Alguns cosmólogos han propost que la nucleosíntesis del Big Bang sugerix l'existència de quatre espècies "estèrils" de neutrino.

Radiació de fondo de microones

Artícul principal → Radiació de fondo de microones.

El fondo còsmic de microones és la radiació sobrera del desacople, quan els àtoms es varen formar per primera volta, i la radiació produïda en el Big Bang parada per la difusió de Thomson de ions carregats. La radiació observada per primera volta en 1965 per Arno Penzias i Robert Woodrow Wilson, tenia un espectre de cos negre tèrmic perfecte. Té una temperatura de 2.7 kelvins i és anisótropo en una part de 10⁵. La Teoria perturbacional cosmológica, que descriu l'evolució de llaugeres inhomogeneidades en l'univers primigeni, ha permés als cosmólogos calcular de manera precisa la densitat espectral angular de la radiació i ha segut medida pels recents satèlits d'experimentació (COBE i WMAP) i molts assunts i experiments basats en globos (com el DASI, el CBI i l'Experiment BOOMERanG). Un dels objectius d'estos esforços és medir els paràmetros del Modele Lambda-CDM en un increment de precisió, aixina com comprovar les prediccions del model del Big Bang i les busques dels nous físics. Les recents mides fetes per WMAP, per eixemple, han acotat la massa del neutrino.

Els nous experiments, com els de el Telescopi Cosmológico de Atacama estan intentant medir la polarisació del fondo còsmic de microones, que proporcionarà més confirmacions de la teoria aixina com informació sobre l'inflació còsmica i les conegudes com a anisotropía secundàries, com l'efecte Siunyáiev-Zeldóvich i l'efecte Sachs-Wolfe, que són causats per l'interacció entre galàxias i agrupacions galàctiques en el fondo còsmic de microones.

Formació i evolució d'estructures a gran escala

Artícul principal → Estructura a gran escala de l'univers.

Comprenent la formació i evolució de les estructures més grans i primigènies (p.ej. cuásarés, galàxias, agrupacions galàctiques i supercúmulos) és un dels majors esforços en cosmologia. Els cosmólogos estudien un model de formació jeràrquica estructural en el que les estructures es formen des del fondo, en chicotets objectes primer, despuix en grans objectes, com els supercúmulos se seguixen formant. El camí més senzill per a estudiar l'estructura de l'univers és observar les galàxies visibles, per a construir un dibuix tridimensional de les galàxies en l'Univers i medir la densitat espectral de matèria. Esta és l'aproximació del Sloan Digital Sky Survey i del 2dF Galaxy Redshift Survey.

Una ferramenta important para comprenen la formació estructural són les simulacions, que els cosmólogos utilisen per a estudiar les sumes gravitacionals de matèria en l'Univers, com s'agrupen en filaments, supercúmulos i buits. Moltes simulacions contenen solament matèria obscura freda no bariónica, que deuria ser suficient per a comprendre l'Univers en les escales més grans, ya que hi ha molta més matèria obscura en l'Univers que matèria visible bariónica. Moltes simulacions alvançades estan escomençant a incloure bariones i estudiar la formació de galàxies individuals. Els cosmólogos estudien estes simulacions per a vore si concorden en les seues investigacions i comprenen qualsevol discrepància.

Atres tècniques complementàries permetran als cosmólogos medir la distribució de matèria en l'Univers distant i provar la reionizaació. Estes tècniques són:

• El bosc Lyman-alfa, que permet als cosmólogos medir la distribució d'un àtom de gas hidrogen neutre en l'univers primigeni, medint l'absorció de llum des de cuásares distants pel gas.
• La llínea d'adsorció de 21 centímetros d'àtoms de hidrogen neutres també proporciona una prova sensible en cosmologia.
• Lents dèbils, la distorsió d'una image distant per lents gravitacionals per la matèria obscura.

Açò ajudarà als cosmólogos a decidir la pregunta de quan es va formar el primer cuásar.

Matèria obscura

Artícul principal → Matèria obscura.

Les proves de la nucleosíntesis del Big Bang, la radiació de fondo de microones i les formacions estructurals sugerixen que el 23 % de la massa de l'univers consistix en matèria obscura no bariónica, mentres que solament el 4 % és matèria bariónica visible. Els efectes gravitacionals de la matèria obscura estan ben compresos, ya que es comporta com una pols freda sense interacció ni emissió electromagnètica que es distribuïx com halos al voltant de galàxies. La matèria obscura mai ha segut detectada fins ara en laboratori: la naturalea de la física de partícules de la matèria obscura és completament desconeguda. No obstant, hi ha varis candidats, com una partícula supersimétrica, una WIMP, un axión, un MACHO o inclús una modificació de la gravetat en chicotetes acceleració (MOND) o un efecte de la cosmologia de branas.

La física en el centre de les galàxies (vore Galàxia activa i Forat negre supermasivo) pot donar algunes pistes sobre la naturalea de la matèria obscura.

Energia obscura

Artícul principal → Energia obscura.

Si l'Univers fora pla, tindria que haver un component adicional formant el 73% (ademés del 23% de matèria obscura i el 4% de bariónica) de la densitat de l'univers. Este component és anomenat energia obscura. Per a no interferir en la nucleosíntesis del Big Bang i la radiació de fondo de microones, no pot agrupar-se en halos com els bariones i la matèria obscura. Hi ha fortes proves observacionals per a l'energia obscura, com la massa total de l'univers és coneguda i es medix que és pla, pero la suma de matèria agrupada és medida ajustadament i és molt menor que esta. El cas de l'energia obscura va ser reforçat en 1999, quan les mides varen demostrar que l'expansió de l'univers estava accelerant, més ràpit que durant l'inflació còsmica.

No obstant, aparte de la seua densitat i les seues propietats d'agrupació, res es coneix sobre l'energia obscura. La teoria quàntica de camps prediu una constant cosmológica junt en l'energia obscura, pero 120 órdens de magnitut més gran. Steven Weinberg i varis teòrics de cordes (vore paisage de cordes) han usat esta prova per al principi antrópico, que sugerix que la constant cosmológica és tan chicoteta perque la vida (i d'esta manera els físiques que fan observacions) no poden existir en un Univers en una gran constant cosmológica, pero molta gent troba que esta és una explicació insatisfactòria. Atres possibles explicacions per a l'energia obscura són la quintaesencia o una modificació de la gravetat en escales grans. L'efecte en cosmologia de l'energia obscura que estos models descriuen és donada per l'equació d'estat de l'energia obscura, que varia depenent de la teoria. La naturalea de l'energia obscura és un dels problemes més desafiants en cosmologia.

Una millor comprensió de l'energia obscura nos permetria resoldre el problema del destí últim de l'univers. En l'época cosmológica actual, l'expansió accelerada deguda a l'energia obscura que es va iniciar fa 6145 millons d'anys prevé la formació d'estructures més grans que els supercúmulos. Si l'energia obscura correspon realment a la constant cosmológica d'Einstein (equació d'estat w=-1) llavors l'expansió accelerada continuarà indefinidament. Mentres que si no és aixina, poden donar-se dos situacions, que l'equació d'estat siga -1/3>w>-1 i llavors l'acceleració es reduirà, o que l'equació d'estat siga w<-1 (Energia fantasma) en el cas de la qual l'acceleració s'incrementarà, causant un Big Rip.

Atres àrees d'investigació

Els cosmólogos també estudien:

• Si els forats negres primordials es varen formar en el nostre Univers i qué els ocorre.
• El llímit GZK per a rajos còsmics d'alta energia i si senyala un fallo de relativitat especial d'alta energia.
• El principi d'equivalència i si la Teoria general de la relativitat d'Einstein és la teoria correcta per a la gravetat i si les lleis de la física fonamentals són les mateixes en qualsevol part de l'univers.

Cosmologia física alternativa

S'entén per cosmologia alternativa totes aquelles teories, models o idees cosmológicas que contradiuen el model estàndar de cosmologia:

• Ambiplasma, una cosmologia de plasma
• Expansió còsmica en escala de C. Johan Masreliez
  • Llum cansada
• MOND de Mordehai Milgrom
• Cosmologia de branas
  • Model de Randall-Sundrum
• Model cíclico

Referències

Llectures populars

• Stephen Hawking (1988). Història del Temps: Del big bang als forats negres, Grijalbo.
• Stephen Hawking (2002). L'univers en un clafoll d'anou, Critica.
• Simon Singh (2005). Big bang: the origins of the universe, Fourth Estigues.
• Steven Weinberg (1999). Els tres primers minuts de l'univers, Aliança.
• Brian Greene (2005). La fàbrica del cosmos, Crítica.
• Michio Kaku (1994). Hiperespacio, Crítica.

Llibres de text

• Cheng, Ta-Pei (2005). Relativity, Gravitation and Cosmology: a Basic Introduction, OUP. La cosmologia és introduïda en el marc de la relativitat general, pero sense els tensors al complet, que són presentats en l'última part del llibre.
• Scott Dodelson (2003). Modern Cosmology, Academic Press. Publicat poc abans dels resultats de el WMAP, est és el llibre de text introductori més modern.
• Edward Harrison (2000). Cosmology: the science of the universe, Cambridge University Press. Un llibre de text en poques matemàtiques.
• Marc Kutner (2003). Astronomy: A Physical Perspective, Cambridge University Press. Un llibre de text d'introducció a l'astronomia.
• Edward Kolb i Michael Turner (1988). The Early Universe, Addison-Wesley. Clàssic de referència per als cosmólogos.
• Andrew Liddle (2003). An Introduction to Modern Cosmology, John Wiley. Una introducció a la cosmologia sense relativitat general.
• Andrew Liddle i David Lyth (2000). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure, Cambridge. Una introducció a la cosmologia en una discussió sobre inflació.
• Viatcheslav Mukhanov (2005). Physical Foundations of Cosmology, Cambridge University Press.
• Padmanabhan, T. (1993). Structure formation in the universe, Cambridge University Press. Descriu la formació d'estructures de gran escala en detalle.
• John Peacock (1998). Cosmological Physics, Cambridge University Press. Una introducció en més fondo en relativitat general i teoria quàntica que uns atres.
• P. J. E. Peebles (1993). Principles of Physical Cosmology, Princeton University Press. El llibre de Peebles té un gran enfocament històric.
• P. J. E. Peebles (1980). The Large-Scale Structure of the Universe, Princeton University Press. El treball clàssic en estructures de gran escala, en particular la discussió de les funcions de correlació.
• Martin Rees (2002). New Perspectives in Astrophysical Cosmology, Cambridge University Press.
• Steven Weinberg (1971). Gravitation and Cosmology, John Wiley. Un llibre antic, pero seguix sent una referència estàndar per a un montó de formalisme matemàtics.