Canvis

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|dissociació de fotons]].

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|dissociació de fotons]].

La radiació en este moment hauria tingut 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.

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 Woodrow Wilson|Robert  

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

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 tingut 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 sigut confirmat en precisió per mides de la CMB.

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]].

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 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]].

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 ==

== Física especulativa més allà del Big Bang ==