Vés al contingut

Big Bang: diferència entre les revisions

Modifica els enllaços
Els 100 fonamentals de la Viquipèdia
De la Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure
Exploració interactiva de l'historial
← Edició anteriorEdició següent →
Contingut suprimit Contingut afegit
VisualWikitext
mCap resum de modificació
Matèria fosca
Línia 171: Línia 171:


De tota manera, aquest problema també queda resolt mitjançant la [[univers inflacionari|inflació còsmica]], ja que aquesta elimina tots el punts defectuosos de l'univers observable de la mateixa forma que condueix la geometria cap a la forma plana.<ref name="kolb_c8">Kolb i Turner, cap. 8</ref> És possible que, tot i així, puguin existir monopols, però s'ha calculat que amb prou feines n'hi hauria un per a cada univers visible; en tot cas, una quantitat ínfima i no observable.
De tota manera, aquest problema també queda resolt mitjançant la [[univers inflacionari|inflació còsmica]], ja que aquesta elimina tots el punts defectuosos de l'univers observable de la mateixa forma que condueix la geometria cap a la forma plana.<ref name="kolb_c8">Kolb i Turner, cap. 8</ref> És possible que, tot i així, puguin existir monopols, però s'ha calculat que amb prou feines n'hi hauria un per a cada univers visible; en tot cas, una quantitat ínfima i no observable.

=== Matèria fosca ===
{{main| Matèria fosca }}
[[Imatge:Cosmological composition.jpg|thumb|right|375px|<center>Gràfic que indica les proporcions dels diferents components segons la densitat energètica de l'univers, d’acord amb el [[model Lambda-CDM]]. Aproximadament un 95% és [[matèria fosca]] i [[energia fosca]]]]

En les diverses observacions realitzades els anys 1970 i 1980, especialment en relació a les corbes de rotació de les galàxies, es va mostrar que a l'univers no hi havia suficient matèria visible per explicar la intensitat aparent de les forces gravitacionals que es donen en i entre les [[galàxies]]. Això va impulsar la idea que fins un 90% de la matèria de l'univers no és matèria comuna o [[bariònica]] sinó matèria fosca; és a dir, matèria que no emet llum o que no interacciona amb matèria bariònica normal. A més, l'assumpció que l'univers estigués compost principalment per matèria comuna va portar a prediccions que eren molt inconsistents amb les dades recollides. En particular, l'univers és molt menys "inhomogeni" i conté molt menys [[deuteri]] del que es pot considerar sense la presència de matèria fosca.

Tot i que, en els seus inicis, l'existència de la matèria fosca va ser una qüestió polèmica, ara està clarament acceptada per la comunitat científica i forma part de la cosmologia estàndard. El suport a la seva existència prové de les observacions de les anisotropies al CMB, de la dispersió de velocitats dels [[cúmuls de galàxie]]s, de les distribucions de l’estructura a gran escala, dels estudis de les [[lents gravitatòries]], i de les mesures amb raigs x dels cúmuls de galàxies. .<ref>{{cite web | last=Keel | first=Bill | url=http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html | title=Galaxies and the Universe lecture notes - Dark Matter |publisher=University of Alabama Astronomy | accessdate=2007-05-28}}</ref>

La matèria fosca s'ha detectat únicament a través de la seva empremta [[gravitacional]]; al laboratori, no s'ha observat cap partícula que li pugui correspondre. Tanmateix, hi ha molts candidats a formar part de la matèria fosca en la [[física de partícules]] com, per exemple, les partícules pesades i partícules neutres d'interacció feble o [[WIMPS]] (Wikly interactivi massive particles)), i s'estan duent a terme diversos projectes per a detectar-la.<ref name="pdg">{{cite journal | last=Yao | first=W. M. | coauthors=et al. | year=2006 | title=Review of Particle Physics | journal=J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. | volume=33 | pages=1–1232 | doi=10.1088/0954-3899/33/1/001}} {{PDFlink|[http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf Cap. 22: Dark matter]|152&nbsp;[[Kibibyte|KiB]]<!-- pdf, 155836 bytes -->}}.</ref>


== Cronologia del Big Bang==
== Cronologia del Big Bang==

Revisió del 10:51, 8 feb 2008

D'acord a la teoria del Big Bang, l'Univers fou originat per una singularitat d'infinita densitat. L'espai s'ha anat expandint al llarg del temps i els objectes s'han anat situant cada cop més lluny els uns dels altres.

El Big Bang [1]("Gran Explosió"), és el model cosmològic de l'Univers que considera que aquest s'ha expandit fins al seu estat actual a partir d'una condició primigènia en la que existien unes condicions d'una infinita densitat i temperatura.

Aquesta paraula que designa el principi de la dilatació i l'expansió de l'univers, comparada abusivament amb una explosió, fou proposada per primera vegada, de forma bastant desdenyosa, pel físic anglès Fred Hoyle en un programa de ràdio de la BBC, The Nature of Things («La natura de les coses»), el text del qual fou publicat en el 1950. Hoyle no explicava la teoria, sinó que se'n reia del concepte, doncs ell en proposava un altre, avui abandonat, la teoria de l'estat estacionari, segons el qual l'univers no hauria conegut una etapa densa i calenta. Malgrat el menyspreu original, aquesta expressió ha perdut la seva connotació pejorativa i irònica i ha esdevingut un nom científic i vulgaritzat de l'època en que va aparèixer l'univers que coneixem. És un model dins de la teoria de la relativitat general que descriu el desenvolupament de l'Univers primerenc. També es parla de Big Bang en un sentit més concret, per descriure la bola de foc gegant que va esclatar, en una explosió gegantina, a l'inici de la història del nostre espai-temps.[2]. Per tant, el terme "Big Bang" s'utilitza tant per referir-se específicament al moment en què es va iniciar l'expansió observable de l'Univers, quantificada en la llei de Hubble, com en un sentit més general per a referir-se al paradigma cosmològic que explica l'origen i l'evolució del mateix Univers.

El suport teòric per al Big Bang prové d'uns models matemàtics, l'anomenada mètrica FLRW o models de Friedmann, que mostren que un fenomen com el Big Bang és coherent amb la teoria general de la relativitat i amb el principi cosmològic, que manifesta que les propietats de l'univers haurien de ser independents de la posició o de l'orientació.

Les evidencies observades que confirmen la teoria inclouen l'anàlisi de l'espectre de llum de les galàxies, que mostren un desplaçament cap a longituds d'ona més llargues en proporció a la distància de cada galàxia i en una relació descrita per la llei de Hubble.

Si aquestes evidències s'afegeixen a la que es desprèn del principi de Copèrnic, que considera que observadors situats a qualsevol lloc de l'univers poden fer observacions similars, permet afirmar que l'espai s'està expandint. Una altra evidència encara més important prové del descobriment, l'any 1964, de la radiació còsmica de fons o fons còsmic de microones.

Aquest fenomen s'havia pronosticat com una relíquia del procés en el que el plasma ionitzat calent de l'univers primigeni es refredava de manera suficient com per formar hidrogen neutre i fer possible que l'espai fos transparent a la llum, i aquesta descoberta ha afavorit que entre els físics s'accepti de manera general que el Big Bang és el millor model per a explicar l'origen i l'evolució de l'univers. Altres dades que també en donen suport provenen de la proporció relativa d'elements químics lleugers existents a l'univers; la sorprenent coincidència entre els valors predits i les abundàncies de aquests elements inferides a partir de les observacions es pot considerar un complert èxit de la teoria de la nucleosíntesi del Big Bang.

Aquest article o secció s'està elaborant i està inacabat. Un viquipedista hi està treballant i és possible que trobeu defectes de contingut o de forma. Comenteu abans els canvis majors per coordinar-los. Aquest avís és temporal: es pot treure o substituir per {{incomplet}} després d'uns dies d'inactivitat.

Big Bang o estat estacionari

El descobriment de l'expansió de l'univers prova que no és estàtic, però obre el camí a moltes interpretacions possibles:

  • Conservació de la matèria (la hipòtesi a priori més realista), i per tant dilució d'aquesta per el moviment d'expansió, en aquest cas l'univers era més dens en el passat: això és el Big Bang;
  • Es pot imaginar que l'expansió va acompanyada de la creació de matèria. Dins aquest marc la hipòtesi més estètica és imaginar un fenomen de creació contínua de matèria contrabalançant exactament la seva dilució per l'expansió. Un univers com aquest seria per tant estacionari.

En els primers temps la segona hipòtesi fou la més popular, si bé el fenomen de la creació de matèria no estava justificada per consideracions físiques. Un dels motius d'aquest èxit d'aquest model, anomenat teoria de l'estat estacionari, és la consideració de que l'univers és etern. No hi pot haver, per tant, conflicte entre l'edat de l'univers i l'edat d'un objecte celeste qualsevol.

A la inversa, dins la hipòtesi del Big Bang, l'univers té una edat finita, que es pot deduir directament de la seva taxa d'expansió (vegeu: equacions de Friedmann). En els anys de la dècada de 1940, la taxa d'expansió de l'univers es subestimava en un grau molt alt, la qual cosa esdevenia en una estimació molt baixa de l'edat de l'univers. Alguns mètodes de datació de la Terra indicaven que era més vella que l'edat de l'univers estimat a partir de la seva taxa d'expansió. Els models del tipus Big Bang tenien dificultats degut per causa d'aquestes observacions. Aquestes dificultats desaparegueren amb una nova avaluació més precisa de la taxa d'expansió de l'univers.

Història

Article principal: Història del Big Bang
Vegeu també: Cronologia de la cosmologia i Història de l'astronomia

La teoria del Big Bang es desenvolupa a partir de les observacions en l'estructura de l'univers i a partir dels avenços teòrics. El 1912 el nord-americà Vesto Slipher va mesurar el primer efecte Doppler d'una "nebulosa espiral", i aviat van descobrir que gairebé totes les nebuloses espirals s'allunyaven de la terra. No s'adonaren que aquestes suposades nebuloses eren en realitat galàxies espirals més allunyades de la Via Làctia. Ni tampoc entenien les implicacions cosmològiques d'aquella observació, ja que en aquella època existia una controvèrsia important sobre si aquelles nebuloses eren "universos illa" més llunyans que la Via Làctia.[3]

A la primera meitat del segle XX, la teoria de la relativitat d'Albert Einstein no admetia solucions estàtiques que era un resultat que el propi Einstein va considerar erroni, corregint-lo amb l'addició de la constant cosmològica. Va ser el 1922 quan el cosmòleg i matemàtic rus Alexander Friedmann va obtenir les equacions de Friedmann aplicant formalment la relativitat a la cosmologia sense utilitzar la constant cosmològica. Les seves equacions descriuen l'univers Friedman-Lemaître-Robertson-Walker que pot expandir-se i contraure's.[4]

El 1924, Edwin Hubble calcula la gran distància que hi havia entre la nebulosa espiral més propera que mostrava que aquests sistemes eren en efecte galàxies. Independentment de l'obtenció de les equacions de Friedman, el 1927, el sacerdot belga catòlic romà Georges Lemaître va proposar que la recessió de les nebuloses era a causa de l'expansió de l'univers.[5] El mateix Lemaître l'any 1931 va anar més enllà afegint que l'univers havia estat originat a causa d'un "àtom primigeni" simple, possiblement repetint les especulacions prèvies que proposaven l'existència d'un ou còsmic com a origen de l'univers. Aquest àtom primigeni va ser posteriorment anomenat Big Bang.[6]

Hubble va començar el 1924 ha desenvolupar de forma molt laboriosa una sèrie d'indicadors de distància, sent el precursor de l'escala de distàncies còsmiques, utilitzant el telescopi de 100 de polsada de Hooke en l'observatori Mont Wilson. Així va poder estimar la distància que hi havia entre les diferents galàxies encara que ja havien estat mesurades a través del desplaçament cap al roig, principalment per Slipher. L'any 1929 Hubble va descobrir la correlació entre la distància i la recessió de velocitat, actualment conegut com la llei de Hubble.[7][8]Lemaître va donar el principi cosmològic per mostrar el que esperava.[9]

Descripció artística del satèl·lit WMAP. Recull dades que ajuden als científics a la comprensió del Big Bang

Durant els anys 1930 es van proposar altres idees com cosmologies no estàndards per a explicar les observacions de Hubble, incloent-hi el model de Milne[10] amb l'univers oscil·latori. L'univers oscil·latori va ser originalment proposat per Friedmann, però defensat per Einstein i Richard Tolman.[11] Fritz Zwicky també proposà la hipotesis de la llum cansada.[12]

Després de la Segona Guerra Mundial emergeixen dos possibilitats diferents. Una va ser la Teoria de l'estat estacionari de Fred Hoyle, en el qual la nova matèria que hauria estat creada com l'univers semblava que s'expandia??. En aquest model, l'univers és aproximadament el mateix al llarg del temps?[13]. L'altre va ser la teoria del Big Bang de Lemaître que va ser defensat i desenvolupat per George Gamow, qui va intruduir la nucleosíntesi[14] del big bang i les associacions. Ralph Alpher i Robert Herman van pronosticar la radiació còsmica de fons (RCF) [15] . És irònic que va ser Hoyle qui va encunyar el nom que havia estat aplicat en la teoria de Lemaître, referint-se amb el terme "aquesta idea del Big Bang" durant una emissió de radio per a la BBC l'any 1950.[16][17] Durant una curt temps, el suport estava dividit entre aquestes dos teories. Finalment, l'evidència observacional fent-se més important des de les ¿¿fonts de ràdio??, començà a afavorir a l'últim. El descobriment de la radiació còsmica de fons el 1964[18] es va assegurar el Big Bang com la millor teòria per explicar l'origen i l'evolució del cosmos. Molta de la feina actual en cosmologia inclou l'enteniment de com es formen les galàxies en el context del Big Bang, entenent la física de l'univers "a l'inici dels temps", i reprenent les observacions amb la teoria bàsica.

Els pasos de gegant que s'han fet en la cosmologia del Big Bang desde dels anys 1990 són gràcies als grans avenços en la tecnologia dels telescopis, així com l'analisi de dades copioses des de satèl·lits com el COBE,[19] el Telescopi espacial Hubble i el WMAP.[20] Pràcticament, tots els treball teòrics actuals en la cosmologia intenten estendre o matisar els elements de la teoria del Big Bang. Molts dels treballs actuals en cosmologia inclou el entendre de com es formen les galàxies en el context del Big Bang, també entendre el que va ocórrer i analitzar nos observacions amb la teoria bàsica.Els Cosmòlegs actualment tenen una mesura bastant precisa de molts dels paràmetres del model del Big Bang, i han fet la descoberta inesperada que diu que l'expansió de l'univers està accelerant.

Visió de conjunt

Si es fa una extrapolació de l'expansió de l'univers basant-nos en la relativitat general ens trobem en el passat amb una densitat i una temperatura infinita en un temps finit.[21]. Hi ha un debat obert per posar-se d'acord en què tan precisa pot ser aquesta extrapolació i naturalment, en el temps, no és anterior a l'època de Planck. La primera fase densa i calorosa, es coneix com "el Big Bang" i és considerat el "naixement" del nostre univers. No hi ha consens sobre quant temps va durar: per a alguns especialistes es fa referència només a la singularitat gravitatòria inicial, però per a altres comprèn tota la història de l'univers; normalment s'entén que, com a mínim, ens referim als primers minuts durant els quals se sintetitza l'heli.

Univers il·lustrat en 4 dimensions.

Es calcula que l'edat de l'univers és de 13,7 ±0,2 milers de milions d'anys.[22]. Aquesta estimació s'ha fet basant-se en mesures:

És notable el fet que els tres tipus de mesures, que són independents, siguin consistents i coincidents, per la qual cosa es consideren que són una clara evidència de l'anomenat model Lambda-CDM o model de concordança del Big Bang, que descriu la naturalesa detallada de l'univers.

Les primeres fases del Big Bang estan subjecte a molta especulació. En els models més acceptats, l'univers, en els seus primers moments, era homogeni i isòtrop, amb una densitat de l'energia increïblement alta, i amb temperatures i pressions elevadíssimes; i en un procés molt ràpid, s'anava expandint i alhora es refredava. Es va expandir i es va refredar, experimentant uns canvis de fase anàlegs a la condensació de vapor o la congelació d'aigua, però en la dimensió de les partícules elementals. Aproximadament entre 10 i 35 segons després, una fase de transició provocà una inflació còsmica, en la que l'univers va créixer de manera exponencial[23]. En acabar aquesta fase, s'aturà l'expansió, i el material que formava l'univers van quedar amb forma d'un plasma de quarks-gluons, i amb altres partícules elementals.[24].

A aquestes temperatures tan altes, els moviments aleatoris de partícules i antipartícules de tot tipus, provocava constants col·lisions, en un procés continu de creació i destrucció. En algun moment, es va produir una reacció desconeguda anomenada bariogènesi que no complia amb la conservació del nombre de barions, provocant un excés molt petit de quarks i leptons davant els antiquarks i antileptons de l'ordre d'1 part en 30 milions. Aquest resultat ocasionà, d'alguna manera, la asimetria observada entre matèria i antimatèria, el predomini de la matèria sobre l'antimatèria que existeix en l'univers actual.[25]

L'univers va continuar augmentant de volum i disminuint de temperatura, i l'energia típica de cada partícula també va anar disminuint. Això va comportar nous canvis que consolidaren la ruptura de la simetria fent possible la forma actual de les forces fonamentals de la física i els paràmetres de les partícules elementals.[26]. Uns 10 minuts i 11 segons més tard la representació comença a ser menys especulativa ja que les partícules assoleixen uns nivells d'energia que es poden reproduir en experiments de laboratori de la física de partícules.

Als 10 minuts i 6 segons els quarks i gluons es combinaren per formar diversos tipus de barions, com protons i neutrons. El fet que hi haguessin una mica més de quarks que d'antiquarks va produir una major presència de barions que de antibarions. La temperatura ara ja no era prou elevada perquè es poguessin crear nous parells de protons-antiprotons, i de neutrons-antineutrons; a continuació esdevenia una anihilació massiva impressionant i. com a conseqüència, quedaren només un 1010 dels protons i neutrons originals, i cap de les seves antipartícules. Un procés similar succeïa, aproximadament en 1 segon, amb els electrons i positrons. Després d'aquestes grans anihilacions, els protons, neutrons i electrons que quedaren ja no es movien de manera relativista i la densitat energètica de l'univers ara era dominada pels fotons, amb una contribució menor dels neutrins.

Quan la temperatura era d'un bilió de graus Kelvin i la densitat era com la d'aire, els neutrons es combinaren amb els protons per formar nuclis de deuteri i heli, en un procés que s'anomena nucleosíntesi primordial o nucleosíntesi del BigBang.[27]. La majoria dels protons romanien semse combinar en forma de nuclis d'hidrogen. Com l'univers seguia refredant-se, la densitat energètica de la matèria en repòs passà a ser dominada per la gravitació de la radiació dels fotons. Després d'uns 380.000 anys els electrons i els nuclis es combinaren per formar àtoms, fonamentalment d'hidrogen; llavors la radiació es va desacoblar de la matèria i va continuar per l'espai pràcticament sense obstacles. Aquesta radiació, relíquia del passat, es coneix com la radiació de fons de microones.[28]

El camp ultraprofund del Hubble mostra galàxies de fa molt temps, de quan l'univers era més jove, més dens, i més càlid d'acord amb la teoria del Big Bang.

En passar el temps, algunes regions lleugerament més denses, amb la matèria uniformement distribuïda, van créixer atraient més matèria per l'acció de la gravetat, i així es feien més denses, formant núvols de gas, estrelles, galàxies i d'altres estructures astronòmiques que actualment s'observen. Els detalls d'aquest procés depenen de la quantitat i tipus de matèria de l'univers. Els tres tipus possibles que es coneixen són: la matèria fosca freda, la matèria fosca calenta i la matèria bariònica. Els millors càlculs disponibles, provinents del WMAP, mostren que la forma més comuna de matèria a l'univers és la matèria fosca freda. Els altres dos tipus de matèria constitueixen menys d'un 20% de la matèria de l'univers.[20]

L'univers actual sembla estar dominat per una forma misteriosa d'energia coneguda com a energia fosca. Aproximadament 70% de la densitat d'energia de l'univers actual està en aquesta forma. Aquesta energia provoca l'expansió de l'univers, la qual s'observa que és més lenta del que s'esperava a distàncies molt grans; és a dir, varia amb una relació lineal entre velocitat i distància, i produeix que l'espai-temps s'expandeixi més ràpidament que l'esperat a grans distàncies. L'energia fosca pren la forma d'una constant cosmològica en les equacions de camp d'Einstein, dins la teoria de la relativitat general, però els detalls de la seva composició són desconeguts i la seva relació amb el model estàndard de la física de partícules continuen sent investigats tant de forma teòrica com per mitjà d'observacions.[9]

Totes aquestes observacions poden ser explicades pel model ΛCDM de cosmologia, que és un model matemàtic del Big Bang amb sis paràmetres lliures. Com ja s'ha comentat, no hi ha cap model físic convincent per als primers 10 minuts i 11 segons de l'univers. En el "primer instant", la teoria gravitacional d'Einstein prediu una singularitat gravitacional on les densitats són infinites. Per resoldre la paradoxa de la singularitat inicial, es necessita una teoria de la gravitació del quàntum. En física, un dels problemes més grans, encara sense resoldre, és entendre aquest període de la història de l'univers.

Base teòrica

La teoria de Big Bang depèn de dues grans suposicions essencials:

  1. La universalitat de les lleis físics.
  2. El principi cosmològic. El principi cosmològic manifesta que a grans escales l'univers és homogeni i isòtrop.

Aquestes idees es consideraven inicialment com a postulats, però avui hi ha esforços per intentar demostrar-les. Per exemple, la primera suposició ha estat provada per observacions que mostren que la desviació més gran possible de la constant de l'estructura fina sobre l'edat de l'univers és de l'ordre 10−5.[29]. També, la teoria de la relativitat general ha passat proves estrictes dins l'escala del sistema solar i destrelles binàries i, d'altra banda, l'extrapolació a escales cosmològiques ha estat validada pels èxits empírics en relació a diversos aspectes de la teoria del Big Bang.

Si l'univers a gran escala sembla isòtrop com així es veu des de Terra, el principi cosmològic es pot obtenir simplement a partir del principi de Copèrnic. Finalment, el principi cosmològic s'ha confirmat a un nivell de 10−5 mitjançant les observacions del CMB. S’ha calculat que l'univers és homogeni, en les grans escales, a un nivell del 10%.[30]

La teoria del Big Bang utilitza el postulat de Weyl per mesurar, sense ambigüitat, el temps en qualsevol moment del passat a partir del l'època de Planck. Les mesures en aquest sistema depenen de coordenades conformals en les quals les anomenades distàncies codesplaçants i els temps conformals permeten no considerar l'expansió de l'univers per a les mesures d'espai-temps. En aquest sistema de coordenades, els objectes que es mouen dins el flux cosmològic mantenen sempre la mateixa distància codesplaçant i l'horitzó o límit de l'univers queda fixat pel temps codesplaçant.

Vist així, el Big Bang no és una explosió de matèria que s'allunya per omplir un univers buit, sinó que és l'espai-temps el que s'expandeix. I la seva expansió és la que causa de l'augment de la distància entre dos punts fixos del nostre univers. Quan els objectes estan lligats entre ells, per exemple en una galàxia, no s'allunyen amb l'expansió de l'espai-temps a causa que s'assumeix que les lleis de la física que els governen són uniformes i independents de l'espai mètric. I encara més, l'expansió de l'univers en les escales actuals locals és tan petita que, en l'expansió, qualsevol dependència de les lleis físiques no seria mesurable amb les tècniques actuals.

Proves

En general, es consideren tres grans tipus de proves empíriques que recolzen la teoria cosmològica del Big Bang:

  1. L'expansió de l'univers que s'expressa en la llei de Hubble i que es pot apreciar en el desplaçament cap el vermell de les galàxies.
  2. Les mesures detallades de la radiació còsmica de fons.
  3. L'abundància d'elements lleugers, com s’exposa a la teoria de la nucleosíntesi del Big Bang.

A més, la funció de correlació de l'estructura a gran escala en l'univers encaixa amb la teoria del Big Bang.

L'expansió d'acord a la llei de Hubble

Article principal: Llei de Hubble

De l'observació de galàxies i quàsars llunyans es desprèn que aquests objectes pateixen un desplaçament cap al vermell, la qual cosa vol dir que la llum que emeten s'ha desplaçat proporcionalment cap a longituds d'ona més llargues. Això es comprova recollint dades de l'espectre de freqüències dels objectes i després comparant el patró espectroscòpic de les línies d'emissió o absorció corresponents als àtoms dels elements que interactuen amb la llum; són uniformement isòtrops, distribuïts uniformement entre els objectes observats en totes les direccions. En aquesta anàlisi, es pot apreciar un cert desplaçament cap al vermell, el que s'explica per una velocitat recessional corresponent a l'efecte Doppler en la radiació.

En representar aquestes velocitats recessionals d'acord a les distàncies als objectes, apareix una relació lineal coneguda com la Llei de Hubble:[7]

on

és la velocitat recessional de la galàxia o un altre objecte distant
és la distància a l'objecte, i
és la constant de Hubble, mesurada en (70 +2.4/-3.2) (km/s)/Mpc per la prova del WMAP .[22]

La llei de Hubble té dues explicacions possibles. O som en el centre d'una explosió de galàxies –la qual cosa és insostenible d'acord al principi de Copèrnic–, o l'univers s'està expandint de manera uniformem a totes direccions. Aquesta expansió universal va ser pronosticada a la teoria de la relativitat general per Friedman [4] el 1922 i per Lemaître [5] el 1927, abans que Hubble fes els seus anàlisis i observacions el 1929, i suposes la pedra angular de la teoria del Big Bang, desenvolupada per Friedmann, Lemaître, Robertson i Walker.

Que l'espai s'està expandint es demostra, juntament amb la llei de Hubble, amb l'evidència observacional directa del Principi Cosmològic i del Principi de Copèrnic. El desplaçament astronòmic cap el vermell és extremadament isòtrop i homogeni[7], i aquest fet dóna suport al Principi Cosmològic.

Les mesures realitzades l'any 2000 dels efectes de la radiació còsmica de fons sobre la dinàmica de diversos sistemes astrofísiques distants demostren el principi de Copèrnic que la Terra no està en una posició central, dins una escala cosmològica[31]. El refredament uniforme de la radiació còsmica de fons durant milers de milions d'anys és explicable només si l'univers està experimentant una expansió mètrica, i exclou la possibilitat que siguem prop de l'únic centre d'una gran explosió.

Radiació còsmica de fons

Article principal: Radiació còsmica de fons
Imatge de WMAP de la radiació de fons de microones còsmica

Una de les característiques de la teoria del Big Bang és la predicció de la radiació còsmica de fons o fons còsmic de microones (CMB o Cosmic microwave background). Durant els primers dies de l'univers, l'univers era dins un gran equilibri tèrmic, amb fotons que eren emesos i absorbits contínuament, que donava una radiació pròpia d'un espectre de cos negre. Com l'univers s'expandia, es refredava i assolia una temperatura a la què ja no es podrien crear o destruir fotons. Mentre l'univers es refredava a causa de l'expansió, la seva temperatura hauria caigut per sota de 3.000 graus K. Per sobre d'aquesta temperatura, els electrons i protons estan separats, solts; i a causa d'aquesta dispersió l'univers era opac a la llum. Per sota dels 3.000 graus K, es formen els àtoms, en un procés conegut com a recombinació, i que permet el pas de la llum a través del gas de l'univers. Això és el que es coneix com a dissociació de fotons.

En 1964, Arno Penzias i Robert Wilson, mentre desenvolupaven una sèrie d'observacions de diagnòstic amb un receptor de microones propietat dels Laboratoris Bell van descobrir accidentalment el fons còsmic de microones[18]. El seu descobriment va proporcionar una confirmació substancial de les prediccions generals respecte al CMB –la radiació va resultar ser isòtropa i constant, amb un espectre del cos negre de prop de 3 K– i va inclinar la balança cap a la hipòtesi del Big Bang. Penzias i Wilson van rebre el Premi Nobel pel seu descobriment.

El 1989, la NASA va llançar el COBE (Cosmic background Explorer), i els resultats inicials, fets públics el 1990, van recolzar les prediccions generals que la teoria del Big Bang fa sobre la CMB. El COBE va trobar una temperatura residual de 2.726 K i el 1992 va detectar per primer cop les fluctuacions o anisotropies en el CMB, a un nivell aproximat d'una part entre 105[19]. Es va atorgar els premis Nobel a John C. Mather i a George Smoot per les seves investigacions en aquest àmbit. Durant la dècada dels 90 es va estudiar més extensament l'anisotropia en el CMB mitjançant un gran nombre d'experiments des de bases terrestres i des de globus. El 2000 i 2001, diversos experiments, especialment el BOOMERang, mesurant la distància angular típica de les anisotropies, es va concloure que l'univers era geomètricament pla. (Vegeu l'article sobre la Forma de l'univers)

A començaments de 2003 es van donar a conèixer els resultats del satèl·lit Wilkinson Microwave Anisotropy, o WMAP, que va aportar les dades més precises conegudes fins a l'actualitat d'alguns paràmetres cosmològics. Les dades que aportà aquest satèl·lit també refutà determinats models d'inflació còsmica, però els resultats han sigut, en general, coherents amb la teoria d'inflació[22]; aquest satèl·lit encara segueix recollint dades. Està programat el llançament d'un altre satèl·lit, el Planck Surveyor, que recollirà dades més acurades de les anisotropies del CMB, als que s'afegeixen les dades d'altres experiments realitzats des de la Terra.

Abundància d'elements primordials

Article principal: Nucleosíntesi primordial

Utilitzant el model de Big Bang és possible comptar la concentració a l'univers d'heli-4, heli-3, deuteri i liti-7, de manera proporcional a la quantitat d'hidrogen (H).[27]. Les quantitats depenen d'un únic paràmetre: la proporció entre fotons a barions, que pot ser calculada de manera independent a l'estructura de les fluctuacions de CMB. Les proporcions pronosticades –no per nombre sinó per massa– són d'un 0,25 per 4He/H, d'un 10−3 per a ²H/H, d'un 10−9 per a 7Li/H.[27]

Aquestes quantitats mesurades concorden amb les predites a partir d'un únic valor de la proporció entre barions i fotons, i es considera una evidència clara a favor de la teoria del Big Bang, ja que és l'única que explica l'abundància relativa d'elements lleugers.

Evolució i distribució de les galàxies

Les observacions detallades de la morfologia i estructura de galàxies i quàsars han proporcionat un bon suport a la teoria del Big-Bang. La combinació de les observacions amb la teoria suggereix que els primers quàsars i galàxies es van formar uns mil milions d'anys després del Big Bang, i des d'aquell moment s'han estat formant estructures més grans, com els cúmuls de galàxies i supercúmuls. Les poblacions d'estrelles han anat envellint i evolucionant, de manera que les galàxies distants –que s'observen tal com eren al principi de l'univers– són molt diferents de les galàxies més properes –que s'observen en un estat més recent–. D'altra banda, les galàxies formades fa relativament poc són molt diferents de les galàxies que es van formar a distàncies similars però poc després del Big Bang.

Aquestes observacions són arguments sòlids en contra de la teoria de l'estat estacionari. Les observacions de la formació d'estrelles, la distribució de quàsars, galàxies i estructures més grans concorden amb 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.[32]

Punts febles de la teoria

Històricament, han sorgit un cert nombre de problemes dins de la teoria del Big Bang. Amb el consens aclaparador de la comunitat científica que avui sosté el model de Big Bang, molts d'aquests problemes s’estudien des d’una perspectiva històrica; els punts febles s'han anat superant, ja sigui per mitjà de modificacions a la teoria, o com a resultat d'observacions més precises. Altres aspectes, com el problema de la penombra en cúspide i el problema de les galàxies nanes de matèria fosca freda, no són considerades qüestions greus ja que poden ser resoltes amb el reajustament de la teoria.

Les idees bàsiques del Big Bang –l'expansió, el primer estat calent, la formació d'heli, la formació de galàxies–, són conseqüència de moltes observacions independents que inclouen la nucleosíntesi del Big Bang, la radiació còsmica de fons, l'estructura a gran escala de l'Univers, i les supernoves tipus Ia, i actualment no poden ser massa qüestionats com a trets més importants del nostre univers.

Els models actuals més precisos del Big Bang es basen en diversos fenòmens físics exòtics que no s'han observat en experiments de laboratori, o no han estat incorporats dins el model estàndard de la física de partícules. D'aquests fenòmens, l'energia fosca i la matèria fosca són considerades les més segures, mentre que la inflació i la bariogènesi romanen en l’àmbit de l’especulació; proporcionen explicacions satisfactòries pel que fa als trets més importants de l’univers primerenc, però podrien ser reemplaçades per idees alternatives sense afectar la resta de la teoria.[33] Explicacions per a tals fenòmens romanen entre els problemes que encara ha de resoldre la física.

Problema d'horitzó

Article principal: Problema d'horitzó

El problema de l'horitzó, també anomenat problema de la causalitat, és el resultat de la premissa que la informació no pot viatjar més ràpida que la llum, de manera que dues regions de l'espai separades per una distància més gran que la velocitat de la llum multiplicada per l'edat de l'univers, en un univers d'edat finita, no poden estar connectades de manera causal.[34] La isotropia observada de la radiació de fons de microones (CMB) és, en aquest aspecte, problemàtica, ja que la mida de l'horitzó de partícules correspon a una mida d’uns dos graus al cel. Si l'univers hagués tingut la mateixa línia d'expansió des de l'època de Planck, no hi hauria mecanisme que pogués fer que aquestes regions tinguessin la mateixa temperatura.

Aquesta aparent inconsistència es resol amb la teoria inflacionista en la qual un camp d'energia escalar isòtrop domina l'univers en transcórrer un temps de Planck després de l'època de Planck. Durant la inflació, l'univers pateix una expansió exponencial, i regions que interactuen entre elles s'expandeixen més enllà dels seus respectius horitzons.

El principi d'incertesa d'Heisenberg prediu que durant la fase inflacionista hi haurà fluctuacions primordials tèrmiques, que s’amplificarien fins a una escala còsmica. Aquestes fluctuacions serveixen de llavors per a tota l'estructura actual de l'univers. En passar la inflació, l'univers s'expandeix seguint la llei d'Hubble i les regions que eren massa lluny per interactuar entre elles tornen a l'horitzó; això explica la isotropia observada de la CMB. La inflació prediu que les fluctuacions primordials són gairebé invariants segons l'escala i que tenen una distribució normal o gaussiana, que ha estat confirmat amb precisió per mesures de la CMB.

El 2003 va aparèixer una altra teoria per resoldre aquest problema, la velocitat variant de la llum de Joao Magueijo, que encara que a la llarga contradiu la relativitat d'Einstein usa la seva equació incloent la constant cosmològica per resoldre el problema d'una forma molt eficaç que també ajuda a solucionar el problema de la planor.

El problema de la planor

Article principal: Problema de la planor
La geometria global de l'univers ve determinada pel paràmetre cosmològic Omega, en funció que aquest sigui més petit, igual, o més gran que 1.
De dalt a baix: un univers tancat amb curvatura positiva, un univers hiperbòlic amb curvatura negativa i un univers pla amb curvatura zero.

El problema de la planor, o flatness, també conegut com el problema de l’antiguitat (en anglès, oldness), és un problema observacional que és conseqüència de l'aplicació de la mètrica FLRW en els càlculs de la forma de l'univers.[34] En general, es considera que per al nostre Univers, segons la seva curvatura, existeixen tres tipus de geometries possibles: geometria hiperbòlica, geometria euclidiana o plana, i geometria el·líptica. L'esmentada geometria ve determinada per la quantitat total de densitat d'energia de l'univers, mesurada mitjançant el tensor de tensió-energia. Si ρ és la densitat d'energia mesurada de manera observacional i ρc la densitat crítica, s’obté que per a les diferents geometries les relacions entre ambdós paràmetres han de ser les següents:

  • Hiperbòlic --> ρ < ρc
  • Pla --> ρ = ρc :
  • El·líptic -->ρ > ρc

L'univers pot tenir una curvatura espacial positiva, negativa o zero segons quina sigui la densitat d'energia total; la curvatura és negativa si la seva densitat és menor que la densitat crítica, positiva si més gran, i zero si és igual, i en aquest cas es diu que l'espai és pla. El problema és que la densitat crítica augmenta amb temps, i tanmateix l'univers avui roman molt a la vora de flat.[35] Donat que a una escala natural dels temps la sortida de la planor podria ser el temps de Planck, 10−43 segons, el fet que després de milers de milions d'anys l'Univers no hagi arribat ni a una mort tèrmica, ni a un estat de Big Crunch, exigeix alguna explicació. S'ha mesurat que en els primers moments de l'univers la seva densitat va haver de ser 10-15 vegades (una mil bilionèsima part) la densitat crítica. Qualsevol desviació major hagués conduït a una mort tèrmica o un Big Crunch i l'univers no seria el que tenim actualment. Per exemple, fins i tot en el moment de la nucleosíntesi primordial, l'univers hauria estat dins d'una part entre 1014 de la densitat crítica, o no existiria en la forma que el coneixem.[36]

La solució a aquest problema prove, de nou, de la teoria de l'univers inflacionari. Durant el període de la inflació de l’univers, l'espai-temps es va expandir de manera tan ràpida que va provocar una espècie d'estirada de l'univers acabant amb qualsevol curvatura residual que hi pogués haver. Així la inflació va conduir a que l'univers fos molt a prop de l’estat pla, amb un valor gairebé igual al de la densitat crítica.

Monopols magnètics

Article principal: Monopol magnètic

L'objecció dels monopols magnètics va ser proposada a finals de la dècada de 1970. Les teories de la gran unificació prediuen defectes topològics a l'espai que es manifestarien com a monopols magnètics, i que es trobarien amb una densitat molt més gran de l'observada. De fet, fins ara, no s'ha trobat cap monopol.

De tota manera, aquest problema també queda resolt mitjançant la inflació còsmica, ja que aquesta elimina tots el punts defectuosos de l'univers observable de la mateixa forma que condueix la geometria cap a la forma plana.[34] És possible que, tot i així, puguin existir monopols, però s'ha calculat que amb prou feines n'hi hauria un per a cada univers visible; en tot cas, una quantitat ínfima i no observable.

Matèria fosca

Article principal: Matèria fosca
Gràfic que indica les proporcions dels diferents components segons la densitat energètica de l'univers, d’acord amb el model Lambda-CDM. Aproximadament un 95% és matèria fosca i energia fosca

En les diverses observacions realitzades els anys 1970 i 1980, especialment en relació a les corbes de rotació de les galàxies, es va mostrar que a l'univers no hi havia suficient matèria visible per explicar la intensitat aparent de les forces gravitacionals que es donen en i entre les galàxies. Això va impulsar la idea que fins un 90% de la matèria de l'univers no és matèria comuna o bariònica sinó matèria fosca; és a dir, matèria que no emet llum o que no interacciona amb matèria bariònica normal. A més, l'assumpció que l'univers estigués compost principalment per matèria comuna va portar a prediccions que eren molt inconsistents amb les dades recollides. En particular, l'univers és molt menys "inhomogeni" i conté molt menys deuteri del que es pot considerar sense la presència de matèria fosca.

Tot i que, en els seus inicis, l'existència de la matèria fosca va ser una qüestió polèmica, ara està clarament acceptada per la comunitat científica i forma part de la cosmologia estàndard. El suport a la seva existència prové de les observacions de les anisotropies al CMB, de la dispersió de velocitats dels cúmuls de galàxies, de les distribucions de l’estructura a gran escala, dels estudis de les lents gravitatòries, i de les mesures amb raigs x dels cúmuls de galàxies. .[37]

La matèria fosca s'ha detectat únicament a través de la seva empremta gravitacional; al laboratori, no s'ha observat cap partícula que li pugui correspondre. Tanmateix, hi ha molts candidats a formar part de la matèria fosca en la física de partícules com, per exemple, les partícules pesades i partícules neutres d'interacció feble o WIMPS (Wikly interactivi massive particles)), i s'estan duent a terme diversos projectes per a detectar-la.[38]

Cronologia del Big Bang

Article principal: Cronologia del Big Bang
External Timeline
Hi ha un gràfic cronològic disponible relatiu a:

Degut a l'expansió, l'univers era en el passat més dens i més calent. La cronologia del Big Bang ve essencialment a determinar al reves l'edat de l'univers a mesura que sa densitat i sa temperatura augmenten en el passat.

L'univers d'avui (+ 13,7 milers de milions d'anys)

L'univers és a hores d'ara extremadament poc dens [39] (alguns àtoms per metre cúbic, vegeu l'article densitat crítica) i fred. En efecte, encara que hi ha objectes astrofísics molt calents (les estrelles, la radiació ambient que banya l'univers és molt feble. Això es degut al fet de que la densitat d'estrelles és extremadament feble dins l'univers. De mitjana la distància d'un punt de l'univers la estrella més pròxima és immensa. L'observació astronòmica ens ensenya que les estrelles han existit molt prest en la història de l'univers: menys d'un miler de milions d'anys després del Big Bang, ja hi havia estrelles i galàxies en gran nombre. Per bé que, en èpoques més antigues no existien encara. Si aquest fos el cas el fons difús cosmològic portaria les traces de la seva presència.

La recombinació (+ 380.000 anys)

380.000 anys després del Big Bang, quan l'univers era mil vegades més càlid i mil milions de vegades més dens, les estrelles i les galàxies encara no existien. Aquest moment marca l'època en que l'univers esdevingué abastament poc dens per que la llum pogués propagar-se, essencialment gràcies al fet que el principal obstacle a sa propagació era la presència d'electrons lliures. Després del seu refredament, els electrons en poden combinar amb els nuclis atòmics per formar àtoms. Aquesta època porta per això el nom de recombinació. Com que correspon també al moment en que l'univers a permès la propagació de la llum, es parla també de desacoblament entre matèria i radiació[40]. La llum del fons difús cosmològic a pogut doncs propagar-se fins a nosaltres des de aquesta època [41].

La nucleosíntesi primordial (+ 3 minuts)

Menys de 380.000 anys després del Big Bang, l'univers estava compost d'un plasma d'electrons i de nuclis atòmics. Quan la temperatura és abastament elevada, els nuclis atòmics no poden existir per ells mateixos. Estam llavors en presència d'una mescla de protons, neutrons i electrons. En les condicions de l'univers primordial, no és fins que la temperatura baixa per davall 0,1 MeV (en torn a mil milions de graus) que els nucleons es poden combinar per formar nuclis atòmics. No és possible nogensmenys que es formin d'aquesta manera nuclis atòmics més pesants que el liti. Per tant, només els nuclis d'hidrogen, d'heli i de liti es formen en aquesta fase que comença den torn a un segon després del Big Bang i que dura en torn a uns tres minuts [42]. Això és l'anomenada nucleosíntesi primordial, la seva predicció, comprensió i observació, i les seves conseqüències representen un dels assoliments més importants de la cosmologia moderna.

L'aniquilació electrons-positrons

Poc abans de la nucleosíntesi primordial (que comença a 0,1 MeV), la temperatura de l'univers passa 0,5 MeV (cinc mil milions de graus), corresponents a l'energia de massa dels electrons. Més enllà d'aquesta temperatura, les interaccions entre els electrons i els fotons poden crear de forma espontània parells electró-positró. Aquests parells s'aniquilen espontàniament, però es creen sense aturar mentre la temperatura no baixi de 0,5 MeV. Quan la temperatura baixa, la quasi totalitat de parells s'aniquilen en fotons, deixant lloc a un petit excés d'electrons provinents de la bariogènesi (vegeu més avall).

El desacoblament dels neutrins

Poc abans d'aquesta època, la temperatura és superior a 1 MeV (deu mils de milions de graus), això es suficient per fer que els electrons, fotons i neutrins interaccionin intensament entre ells. Per damunt aquesta temperatura les tres espècies de partícules estan en equilibri tèrmic. Quan l'univers es refreda, electrons i fotons continuen interaccionant, però els neutrins, que cessen igualment d'interaccionar entre ells. Semblant al desacoblament esmentat més amunt que afecte als fotons, questa època correspon al desacoblament dels neutrins. Hi ha un fons cosmològic de neutrins que presenta característiques semblants a les del fons difús cosmològic. L'existència d'aquest fons cosmològic de neutrins es demostra indirectament pels resultats de la nucleosíntesi primordial, doncs aquest hi juguen un paper indirecte[43].[44]. La detecció directe d'aquest fons cosmològic representa un desafiament tecnològic molt difícil[45], però la seva existència no ha estat replantejada.

La bariogènesi

La física de partícules reposa sobre la idea general, establerta per l'experiència, que les diverses partícules elementals i les interaccions fonamentals no són més que aspectes diferents d'entitats més elementals (per exemple l'electromagnetisme i la força nuclear feble poden ser descrits com a dos aspectes d'una sola interacció, l'interacció electrofeble). De forma més general, es presumeix que les lleis de la física i per tant l'univers en conjunt estan en un estat més «simètric» a més alta temperatura. També es considera que en el passat, matèria i antimatèria existien en quantitats estrictament idèntiques en l'univers. Les observacions actuals indiquen que l'antimatèria es gaire bé absent dins l'univers observable [46]. La presència de matèria es per tant un signe de que en un moment donat es formà un lleuger excés de matèria amb referència a l'antimatèria. Degut a l'evolució posterior de l'univers, la matèria i l'antimatèria s'han aniquilades en quantitats estrictament iguals, deixant un lleuger excés de matèria que s'havia format[47] [48] [49] [50]. Aquí s'hauria de fer referència al procés electrofeble de l'esfaleró que alteraria el nombre bariònic [51]. Degut a que la matèria ordinària està formada de barions, la fase o aquest excés de matèria formada s'anomena bariogènesi [52]. Es coneixen molt poques coses sobre aquesta fase o sobre el procés que es produí. Per exemple l'escala de temperatures en que es va produir varia, segons els models, de 103 a 1016 GeV (es a dir, entre 1016 i 1029 kelvins) Les condicions necessàries per què es produeixi la bariogènesi s'anomenen condicions de Sàkharov, degut als treballs del físic rus Andrei Dmítrievitx Sàkharov de l'any 1967.



Vegeu: Aniquilació de matèria amb antimatèria

El futur segons la teoria de Big Bang

Article principal: Destí final de l'Univers

Abans de les observacions de l'energia fosca, els cosmòlegs van considerar dos escenaris possibles per a un possible futur de l'Univers.

  • Si la densitat de la massa de l'Univers es troba per sobre de la densitat crítica, llavors l'Univers assoliria una mida màxima i, després, començaria a col·lapsar-se. Aquest es tornaria, un altre cop, més dens i més calent, assolint un estat similar al dels inicis del procés, que s’ha anomenat Big Crunch[53].
  • De manera alternativa, si la densitat de l'Univers és igual o menor a la densitat crítica, l'expansió s'alentiria, però mai no s'aturaria. La formació d'estrelles cessaria, tot el gas interestelar de cada galàxia es consumiria, les estrelles evolucionarien passant de nanes blanques a estrelles de neutrons, i a forats negres. De manera molt gradual, les col·lisions entre aquests darrers ocasionarien una cúmul de massa que donaria lloc a forats negres cada cop més grans.

L'Univers en creixement es faria cada vegada menys dens, i la mitjana de la temperatura podria apropar-se asimptòticament al zero absolut (0 K o -273,15ºC). Per efecte de la radiació de Hawking els forats negres s'evaporarien. L'entropia de l'univers augmentaria fins el punt on no podria existir cap tipus de forma organitzada d'energia; un escenari conegut com la mort tèrmica. I encara més; si es produeix la descomposició del protó, procés pel qual un protó es transformaria en partícules menys massives, tot emetent radiació en el procés, llavors tot l'hidrogen, la forma predominant de la matèria bariònica de l'actual Univers, desapareixeria, quedant-ne només la radiació.

Les observacions modernes de l'expansió accelerada impliquen que, progressivament, un major part de l'univers visible quedarà més enllà del nostre horitzó d'esdeveniments. El model Lambda-CDM de l'univers contempla l'energia fosca mitjançant la incorporació d'una constant cosmològica, en algun sentit, similar a la què havia inclòs Einstein en la seva primera versió de les equacions de camp. Aquesta teoria suggereix que només els sistemes que es mantinguin per l'acció de la gravetat, com les galàxies, es mantindrien junts, i ells també estarien subjectes a la mort tèrmica a mesura que l'univers es refredés i s’expandís. Unes altres explicacions basades en l'energia fosca, anomenades teories de l'energia fantasma, suggereixen què els cúmuls de galàxies, estrelles, planetes, àtoms, nuclis i la mateixa matèria, finalment, s'esquinçaran com a conseqüència de l'eterna expansió de l'univers, en l'anomenat Big Rip.[54]

Interpretacions filosòfiques i religioses

El Big Bang és una teoria científica, i com a tal s'ha de mantenir o ha de ser rebutjada d'acord amb les observacions. Però com que és una teoria que sembla que està dirigida o s'acosta als orígens de la realitat, sempre ha quedat entortolligada amb implicacions teològiques i filosòfiques. Existeix un gran nombre d'interpretacions sobre la teoria del Big Bang que són completament especulatives o extra-científiques. Algunes d'aquesta idees tracten d'explicar les causes mateixes del Big Bang (primera causa), i van ser criticades per alguns filòsofs naturalistes per ser únicament noves versions de la creació. Algunes persones creuen que la teoria del Big Bang dona suport a antigues visions de la creació, com per exemple la que es pot trobar en el Gènesis (veure creacionisme), mentre altres creuen que totes les teories del Big Bang són inconsistents amb aquestes visions.

El Big Bang com a teoria científica no es troba associada amb cap religió. Mentre que algunes interpretacions fonamentalistes de les religions entren en conflicte amb la història de l'univers postulades per la teoria del Big Bang, la majoria d'aquestes interpretacions són interpretacions literals de textos religiosos.

La Església Catòlica Romana ha acceptat el Big Bang com una descripció de l'origen de l'Univers. Han sugerit que la teoria es compatible amb les vies de sant Tomàs d'Aquino, en especial amb la primera d'elles sobre el moviment, així com també amb la cinquena.

Alguns estudiants de la Càbala, el deisme i altres fes no antropomòrfiques, concorden amb la teoria del Big Bang, connectant-ho per exemple amb la teoria de la "retracció divina" (tzimtzum) com s'explica pel Jueu Moisès Maimònides.

Alguns musulmans moderns creuen que el Alcorà fa un paral·lel amb el Big Bang en el seu relat sobre la creació, descrita així: "¿No veuen els no creient que els cels i la terra van ser units en una sola unitat de creació, abans que nosaltres els separéssim a la força? Hem creat tots els éssers vius a partir de l'aigua." (Cap:21,Ver:30). Al-Corà també sembla descriure l'univers en expansió. "Hem construït el cel amb poder, i l'estem expandint." (Cap:52,Ver:47).

Algunes branques teistes de l'Hinduisme, tals com les tradicions de Baishnava, conceben una teoria de la creació com exemples narrats en el tercer llibre de la Bhagavata Purana. Principalment en els capítols 10 i 26, on es descriu un estat primordial que explota mentre el Gran Vishnu observa, transformant-se en l'estat actiu de la suma total de la matèria ("prakriti").

En el budisme posseeix una concepció de l'univers on no hi ha un succés de creació. Tanmateix, no sembla ser que la teoria del Big Bang entrés en conflicte amb la mateixa, ja que existeixen formes d'obtenir l'univers etern segons el paradigma. Un cert nombre de filòsofs Zen populars van estar interessats, en particular, pel concepte de l'univers oscil·lant.

Notes i referències

  1. ↑ Aquesta expressió anglesa és la que s'utilitza habitualment, tant en els mitjans de comunicació com en la literatura científica. Com es comenta més endavant, va ser utilitzada per primer cop de manera despectiva, però l'expressió ha quedat i ha perdut la seva connotació pejorativa i irònica per consolidar-se com un nom científic i vulgaritzat.
  2. ↑ "Tot i que l'Univers s'ha estat expandint i s'ha refredat des d'aleshores, les ones sonores han deixat la seva empremta com a variacions de la temperatura, restes del resplendor de la bola de foc del Big Bang..." Chown, Marcus «Big Bang sounded like a deep hum». New Scientist, 30-10-2003.
  3. ↑ Slipher, V. M. «The radial velocity of the Andromeda nebula». Lowell Observatory Bulletin, vol. 1, pàg. 56–57.
  4. ↑ 4,0 4,1 Friedman, A «Über die Krümmung des Raumes». Z. Phys., vol. 10, 1922, pàg. 377–386. (alemany) (Traducció en anglès a: Friedman, A «On the Curvature of Space». General Relativity and Gravitation, vol. 31, 1999, pàg. 1991–2000. DOI: 10.1023/A:1026751225741.)
  5. ↑ 5,0 5,1 Lemaître, G. «Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques». Annals of the Scientific Society of Brussels, vol. 47A, 1927, pàg. 41. (francès) Translated in: «Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 91, 1931, pàg. 483–490.
  6. ↑ Lemaître, G. «The evolution of the universe: discussion». Nature, vol. 128, 1931, pàg. suppl.: 704.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 Edwin Hubble «A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae». Proceedings of the National Academy of Sciences, vol. 15, 1929, pàg. 168–173.
  8. ↑ E. Christianson. Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar Straus & Giroux, 1995. ISBN 0374146608. 
  9. ↑ 9,0 9,1 P. J. E. Peebles i Bharat Ratra «The cosmological constant and dark energy». Reviews of Modern Physics, vol. 75, 2003, pàg. 559–606. DOI: 10.1103/RevModPhys.75.559. arXiv:astro-ph/0207347.
  10. ↑ E. A. Milne. Relativity, Gravitation and World Structure. Oxford University Press, 1935. 
  11. ↑ R. C. Tolman. Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Oxford: Clarendon Press, 1934. LCCN 340-32023.  Reissued (1987) New York: Dover ISBN 0-486-65383-8.
  12. ↑ Zwicky, F «On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space». Proceedings of the National Academy of Sciences, vol. 15, 1929, pàg. 773–779. Full articlePDF (672 KiB).
  13. ↑ Hoyle, Fred «A New Model for the Expanding universe». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 108, 1948, pàg. 372.
  14. ↑ R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamow «The Origin of Chemical Elements». Physical Review, vol. 73, 1948, pàg. 803.
  15. ↑ R. A. Alpher i R. Herman «Evolution of the Universe». Nature, vol. 162, 1948, pàg. 774.
  16. ↑ Simon Singh. «Big Bang». [Consulta: 28 maig 2007].
  17. ↑ Es diu popularment que Hoyle intentava això do ser despectiu. Tanmateix, Hoyle negava i deia que era només una imatge sorprenent pensada per emfatitzar les diferencies entre les dos teories per als oients de la ràdio. See chapter 9 of The Alchemy of the Heavens by Ken Croswell, Anchor Books, 1995.
  18. ↑ 18,0 18,1 A. A. Penzias and R. W. Wilson «A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s». Astrophysical Journal, vol. 142, 1965, pàg. 419.
  19. ↑ 19,0 19,1 Boggess, N.W., et al. (COBE collaboration) «The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch». Astrophysical Journal, vol. 397, 1992, pàg. 420, Preprint No. 92-02. DOI: 10.1086/171797.
  20. ↑ 20,0 20,1 D. N. Spergel et al. (WMAP collaboration) «Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology». , 2006 [Consulta: 27 maig 2007].
  21. ↑ Hawking, S. W.;Ellis, G. F. R.. The large-scale structure of space-time. Cambridge: Cambridge University Press, 1973. ISBN 0-521-20016-4. 
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 Spergel, D. N. [et al]. «First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters». The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 148, 2003, pàg. 175—194. DOI: 10.1086/377226.
  23. ↑ Guth, Alan H. The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage, 1998. ISBN 978-0099959502. 
  24. ↑ Schewe, Phil, and Ben Stein «An Ocean of Quarks». Physics News Update, American Institute of Physics, vol. 728, #1, 2005 [Consulta: 27 maig 2007].
  25. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 6
  26. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 7
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 Kolb i Turner (1988), cap. 4 Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «kolb_c4» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  28. ↑ Peacock (1999), cap. 9
  29. ↑ Ivanchik, A. V.; A. Y. Potekhin and D. A. Varshalovich «The fine-structure constant: a new observational limit on its cosmological variation and some theoretical consequences». Astronomy and Astrophysics, vol. 343, 1999, pàg. 459.
  30. ↑ Goodman, J. «Geocentrism reexamined». Physical Review D, vol. 52, 1995, pàg. 1821. DOI: 10.1103/PhysRevD.52.1821.
  31. ↑ Els astrònoms van han publicar les seves dades a un article el desembre del 2000: "The microwave background temperature at the redshift of 2.33771", a Nature. (article). L'European Southern Observatory ha fet públiques aquestes troballes a la pàgina Eso.org]].
  32. ↑ E. Bertschinger «Cosmological perturbation theory and structure formation». , 2001. arXiv:astro-ph/0101009.
    Edmund Bertschinger «Simulations of structure formation in the universe». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 36, 1998, pàg. 599–654.
  33. ↑ Nota: Si la inflació és veritable, la bariogènesi ha d'haver ocorregut, però no a l’inrevés.
  34. ↑ 34,0 34,1 34,2 Kolb i Turner (1988), cap. 8 Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «kolb_c8» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  35. ↑ Nota: En un sentit estricte, l'energia fosca, en la forma d'una constant cosmològica, condueix l'univers cap a un estat pla; però el nostre univers ha romàs a la vora de l’estat pla durant uns quants milers de milions d'anys, abans que la densitat d'energia fosca fos significativa.
  36. ↑ R. H. Dicke and P. J. E. Peebles. "The big bang cosmology — enigmas and nostrums". S. W. Hawking and W. Israel (eds) General Relativity: an Einstein centenary survey: 504–517, Cambridge University Press 
  37. ↑ Keel, Bill. «Galaxies and the Universe lecture notes - Dark Matter». University of Alabama Astronomy. [Consulta: 28 maig 2007].
  38. ↑ Yao, W. M. [et al]. «Review of Particle Physics». J. Phys. G: Nucl. Part. Phys., vol. 33, 2006, pàg. 1–1232. DOI: 10.1088/0954-3899/33/1/001. Cap. 22: Dark matterPDF (152 KiB).
  39. ↑ «Un Atlas de l'Univers». Richard Powell. [Consulta: 6 gener 2008].
  40. ↑ «DEL BIG BANG A L'HOME: L'EVOLUCIÓ DE LA MATÈRIA». UIB. [Consulta: 7 gener 2008].
  41. ↑ «Fòssils cosmològics». Vicent J. Martínez. [Consulta: 6 gener 2008].
  42. ↑ D'aquí els títols de Steven Weinberg The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe (1977, updated with new afterword in 1993, ISBN 0-465-02437-8), i de Hubert Reeves La première seconde Le Seuil, collection « Science ouverte », septembre 1995, Édition de poche dans la collection « Points Sciences », février 2000.
  43. ↑ La presència d'aquest neutrinos influeix sobre la taxa d'expansió de l'univers (vegeu equacions de Friedmann), i per consegüent que per ella mateixa determina en part l'abundància d'elements que es sintetitzen durant aquest temps.
  44. ↑ «Cours de Cosmologie». F.-Xavier Désert. [Consulta: 12 gener 2008].
  45. ↑ Vegeu per exemple (anglès) Leo Stodolsky, Some neutrino events of the 21st century, a Neutrino astrophysics, comptes rendus du quatrième atelier SFB-375, château de Ringberg, Alemanya, 20-24 octubre 1997, page 178-181, astro-ph/9801320 Es pot trobar a internet.
  46. ↑ Si no fos aquest el cas, es podria percebre una radiació gamma molt forta en les proximitats de les regions on matèria i antimatèria
  47. ↑ «Col·lecció Oberta». Àngel Sanmartín, ed. Ajuntament de Gandia. Universitat de València.. [Consulta: 26 gener 2008].
  48. ↑ «Baryogenesis by Quantum Gravity». Los Alamos National Laboratory.. [Consulta: 26 gener 2008].
  49. ↑ «On the origin of the matter-antimatter asymmetry in self-gravitating systems at ultra-high temperatures». Los Alamos National Laboratory.. [Consulta: 26 gener 2008].
  50. ↑ «Gravity induced neutrino-antineutrino oscillation: CPT and lepton number non-conservation under gravity». Los Alamos National Laboratory.. [Consulta: 26 gener 2008].
  51. ↑ «Gravity induced neutrino-antineutrino oscillation: CPT and lepton number non-conservation under gravity». Los Alamos National Laboratory. Degut a que la matèria ordinària està formada de barions, la fase o aquest excés de matèria formada s'anomena bariogènesi.. [Consulta: 26 gener 2008].
  52. ↑ «(castellà)Bariogénesis con Campos Magnéticos». Alejandro Ayala, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM.. [Consulta: 4 febrer 2008].
  53. ↑ Kolb and Turner, 1988, chapter 3
  54. ↑ «Phantom Energy and Cosmic Doomsday». Phys. Rev. Lett., vol. 91, 2003, pàg. 071301. arXiv:astro-ph/0302506.

Enllaços externs

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Big Bang
Cosmologia
Temes relacionats
modifica

En català

En anglès

En altres llengües

Vegeu també

Aquest article o secció s'està elaborant i està inacabat. Un viquipedista hi està treballant i és possible que trobeu defectes de contingut o de forma. Comenteu abans els canvis majors per coordinar-los. Aquest avís és temporal: es pot treure o substituir per {{incomplet}} després d'uns dies d'inactivitat.

Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD

Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=Big_Bang&oldid=1886908»