Big Bang

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

El Big Bang[nota 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 qual existien unes condicions d'una infinita densitat i temperatura.

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.

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 el 1950. Hoyle no explicava la teoria, sinó que se'n reia del concepte, car 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 què 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.[1] 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 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 proves 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 proves 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 prova 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 què el plasma ionitzat calent de l'Univers primigeni es refredava de manera suficient 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 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 d'aquests elements inferides a partir de les observacions es pot considerar un complet èxit de la teoria de la nucleosíntesi del Big Bang.

Big Bang o estat estacionari[modifica | modifica el codi]

La demostració de l'expansió de l'univers per Edwin Hubble prova que aquest no és estàtic.[2] En els primers temps la teoria de l'estat estacionari fou la més popular, si bé el fenomen de la creació de matèria no estava justificada per consideracions físiques per la consideració que l'Univers és etern, sense conflicte entre l'edat de l'Univers i l'edat d'un objecte celeste qualsevol. Dins la hipòtesi del Big Bang, l'Univers té una edat finita. 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 per causa d'aquestes observacions. Aquestes dificultats desaparegueren amb una nova avaluació més precisa de la taxa d'expansió de l'univers.

Història[modifica | modifica el codi]

Dibuix de la Via Làctia
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 no 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 mateix 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 contreure'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 Friedmann, 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 s'havia originat a partir 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 a 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 polzades (2.500 mm) de Hooker de l'observatori de Mount Wilson. Així va poder estimar la distància que hi havia entre les diferents galàxies encara que ja havien sigut mesurades a través del desplaçament cap al roig, principalment per Slipher. L'any 1929 Hubble va descobrir la correlació entre la distància i la velocitat de recessió, actualment coneguda com la llei de Hubble.[7][8] Lemaître proposà el principi cosmològic.[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 poden ser les cosmologies no estàndards, per explicar les observacions de Hubble, incloent-hi el model de Milne[10] amb l'Univers oscil·lant. L'Univers oscil·latori va ser originalment proposat per Friedmann, però defensat per Einstein i Richard Tolman.[11] Fritz Zwicky també proposà la hipòtesi de la llum cansada.[12]

Després de la Segona Guerra Mundial emergeixen dues possibilitats diferents. Una va ser la Teoria de l'estat estacionari de Fred Hoyle, en el qual a mesura que l'Univers s'expandeix es crea nova matèria. 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 defensada i desenvolupada per George Gamow, qui va introduir la nucleosíntesi primordial[14] del big bang, mentre els seus associats, Ralph Alpher i Robert Herman van pronosticar la radiació còsmica de fons (RCF).[15] És irònic que fos Hoyle qui va encunyar el nom que havia sigut aplicat en la teoria de Lemaître, referint-se amb el terme "aquesta idea del Big Bang" durant una emissió de ràdio per la BBC l'any 1950.[16][nota 2] Durant un curt temps, el suport estava dividit entre aquestes dues teories. Finalment, les proves observacionals es van fer importants, particularment amb el descobriment de les fonts de ràdio, i començà a afavorir a l'última. El descobriment de la radiació còsmica de fons el 1964[17] va assegurar el Big Bang com a la millor teoria 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 passos de gegant que s'han fet en la cosmologia del Big Bang des dels anys 1990 són gràcies als grans avenços en la tecnologia dels telescopis, així com l'anàlisi de dades copioses des de satèl·lits com el COBE,[18] el Telescopi espacial Hubble i el WMAP.[19] Pràcticament, tots els treballs teòrics actuals en la cosmologia intenten estendre o matisar els elements de la teoria del Big Bang. Molts dels treballs actuals en cosmologia inclouen una explicació de com es formen les galàxies en el context del Big Bang, i analitzar les 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[modifica | modifica el codi]

Si es fa una extrapolació de l'expansió de l'Univers basada en la relativitat general, ens trobem en el passat amb una densitat i una temperatura infinita en un temps finit.[20] Hi ha un debat obert per posar-se d'acord en la mesura en què pot ser precisa aquesta extrapolació i naturalment, en el temps, que 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 alguns especialistes es fa referència només a la singularitat gravitatòria inicial, però per 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.[21] 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 prova de l'anomenat model Lambda-CDM (model ΛCDM) o model de concordança del Big Bang, que descriu de forma detallada la naturalesa de l'univers.

Les primeres fases del Big Bang estan subjectes 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.[22] 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 altres partícules elementals.[23]

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, l'asimetria observada entre matèria i antimatèria, el predomini de la matèria sobre l'antimatèria que existeix en l'Univers actual.[24]

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.[25] 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.

Al cap de 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 hagués una mica més de quarks que d'antiquarks va produir una major presència de barions que d'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 de mil milions de kèlvins i la densitat era com la de l'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 Big Bang.[26] La majoria dels protons romanien sense combinar en forma de nuclis d'hidrogen. Com l'Univers seguia refredant-se, la matèria va deixar de moure's gradualment de forma relativista i la gravitació de la matèria en repòs passà a predominar per damunt la radiació (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 còsmica de fons.[27]

El camp ultraprofund del Hubble mostra galàxies de fa molt de 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 feren 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.[19]

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 continua sent investigada 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 pels 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[modifica | modifica el codi]

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

  1. La universalitat de les lleis físiques.
  2. El principi cosmològic, que estableix 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 sigut demostrada 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.[28] També, la teoria de la relativitat general ha passat proves estrictes dins l'escala del sistema solar i d'estrelles binàries i, d'altra banda, l'extrapolació a escales cosmològiques ha sigut 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%.[29]

La teoria del Big Bang utilitza el postulat de Weyl per mesurar, sense ambigüitat, el temps en qualsevol moment del passat a partir de 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 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[modifica | modifica el codi]

En general, es consideren tres grans tipus de proves empíriques que donen suport a 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 al 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 amb la llei de Hubble[modifica | modifica el codi]

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 interaccionen 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]v = H_0 D \, on

v és la velocitat recessional de la galàxia o un altre objecte distant
D és la distància a l'objecte, i
H_0 és la constant de Hubble, mesurada en (70 +2.4/-3.2) (km/s)/Mpc per la prova del WMAP.[21]

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 Alexander Friedman[4] el 1922 i per Lemaître[5] el 1927, abans que Edwin Hubble fes les seves 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 les proves observacionals directes del Principi Cosmològic i del Principi de Copèrnic. El desplaçament astronòmic cap al 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.[30] 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[modifica | modifica el codi]

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

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 qual 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 kèlvins. 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 kèlvins, 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 la radiació còsmica de fons.[17] 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.[18] 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;[21] 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[modifica | modifica el codi]

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).[26] 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 ²H/H, d'un 10−9 per 7Li/H.[26]

Aquestes quantitats mesurades concorden amb les predites a partir d'un únic valor de la proporció entre barions i fotons, i es considera una prova 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[modifica | modifica el codi]

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 anat 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.[31]

Punts febles de la teoria[modifica | modifica el codi]

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 sigut 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.[nota 3] Explicacions per tals fenòmens romanen entre els problemes que encara ha de resoldre la física.

Però la teoria és imperfecte i ensopega en tres problemes importants,[32] el de la matèria fosca, l'acceleració l'expansió de l'univers i el problema de l'instant inicial. En primer lloc, molta part de la massa de l'Univers és de naturalesa desconeguda (per aquest motiu, s'anomena "matèria fosca"). Inclús se sap que no està constituïda per les diferents partícules que ha identificat la física. Per tant, el problema és doble, Per una part és cosmològic, ja que es desconeix que és la major part de la matèria que existeix en l'univers. Però també és un problema de la física de partícules, ja que es desconeixen les característiques d'una bona part de les partícules de l'univers. El segons problema important és el fet que l'any 1998 es va descobrir que l'expansió de l'Univers era cada vegada més ràpida[33] (s'accelera), descobriment que va ser recompensat amb el premi Nobel de física l'any 2011.[34] Si l'única força que actua a gran escala és la gravetat, una força d'atracció, com és possible que l'expansió s'acceleri? Finalment, el Big Bang mateix, en tant que és el moment en què s'origina l'Univers, és fonamentalment incomprensible. El Big Bang és una predicció de la teoria de la relativitat general (una teoria de la gravitació que va substituir la teoria de la gravitació universal de Newton). Però malauradament, a partir d'aquest moment, aquesta teoria de la relativitat general deixa de ser vàlida i s'ha de substituir per la mecànica quàntica. Segons aquesta mecànica del microcosmos, a petita escala tot és discontinu, les partícules elementals "no tenen una extensió fixa"[35] (i, per tant, "no són pas corpuscles localitzats"[36] i no té sentit parlar de quina és la seva posició), i la visió determinista (una causa produeix un efecte segur), és substituïda per una visió probabilística (una causa produeix un efecte probable). Però la mecànica quàntica és una teoria no relativista i, fins al moment, no ha sigut possible integrar les dues teories. En els apartats següents es desenvolupen alguns d'aquests problemes.

Crítiques dels científics[modifica | modifica el codi]

Les conviccions o les reticències dels autors que han participat en l'emergència del concepte han tingut un paper en el procés de maduració, i s'ha dit sovint que les conviccions religioses de Lemaître l'havien dut a proposar el model del Big Bang, encara que no hi hagués proves tangibles.[37] A la inversa, la idea segons la qual tot l'Univers pugui haver sigut creat en un sol instant semblava a Fred Hoyle molt més criticable que la seva hipòtesi de creació lenta però continua de matèria segons la teoria de l'estat estacionari, la qual cosa és sense cap dubte l'origen del seu rebuig de la teoria del Big Bang. Es coneixen molts més exemples de reticències de personalitats del món científic, en particular:

  • Hannes Alfvén, premi Nobel de física 1970 pels seus treballs sobre la física de plasmes, que rebutjà en bloc el Big Bang, i es va estimar més proposar la seva pròpia teoria, l'Univers plasma, basada en la preeminència dels fenòmens electromagnètics sobre els fenòmens gravitacionals a gran escala, que avui ha sigut abandonada completament.
  • Edward Milne, proposa cosmologies newtonianes, i fou a més el primer que ho va fer (encara que després de la formulació de la relativitat general), dins les quals l'expansió era interpretada com a moviments de galàxies dins un espai estàtic i minkowkià (vegeu Univers de Milne).


Wilson especialment declarà no haver tingut la certitud[38] de la pertinència de la interpretació cosmològica de la seva descoberta:

«Arno i jo, segur, estàvem molt contents de tenir una resposta de qualque natura que fos al nostre problema. Qualsevol explicació raonable ens hauria satisfet. [...] Ens havíem habituat a la idea d'una cosmologia de l'estat estacionari. [...] Filosòficament, jo m'estimava més la cosmologia de l'estat estacionari. Inclús jo vaig pensar que havíem de presentar el nostre resultat com una simple mesura: almenys la mesura podia restar vertadera encara que la cosmologia que hi havia darrere es tingués per falsa.»

Inclús avui, i malgrat l'èxit innegable, el Big Bang troba encara una oposició molt feble d'una part del món científic, i entre alguns astrònoms. D'entre aquests es poden destacar els seus oposats històrics com a Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle i Jayant Narlikar, qui després d'haver finalment abandonat la teoria de l'estat estacionari, n'han proposat una versió modificada, sempre basada en la creació de matèria, però en una successió de fases d'expansió i de contracció, la teoria de l'estat quasiestacionari,[39] que no ha arribat a tenir succés per la seva incapacitat per fer prediccions precises i compatibles amb les dades observacionals actuals, especialment amb les del fons difós cosmològic.[40] Una de les crítiques recurrents del Big Bang és la incoherència entre l'edat de l'univers, més jove que aquella que s'atribueix a certs objectes llunyans, com en el cas de les galàxies Abell 1835 IR1916 o HUDF-JD2, però la major part d'aquests problemes d'edat són el resultat de males estimacions de l'edat d'aquests objectes (vegeu els articles corresponents), i també d'una infravaloració de l'error en les mesures.[nota 4]

Problema de l'horitzó[modifica | modifica el codi]

Article principal: Problema de l'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.[41] La isotropia observada de la radiació còsmica de fons (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 interaccionen entre elles s'expandeixen més enllà dels seus respectius horitzons.

El principi d'incertesa de 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 tota l'estructura actual de l'univers. En passar la inflació, l'Univers s'expandeix seguint la llei de Hubble i les regions que eren massa lluny per interaccionar 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-hi 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[modifica | modifica el codi]

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.[41] 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 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.[nota 5] Atès 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 hauria 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.[42]

La solució a aquest problema prové, 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 al fet que l'Univers fos molt a prop de l'estat pla, amb un valor gairebé igual al de la densitat crítica.

Monopols magnètics[modifica | modifica el codi]

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 els punts defectuosos de l'Univers observable de la mateixa forma que condueix la geometria cap a la forma plana.[41] És possible que, tot i així, puguin existir monopols, però s'ha calculat que amb prou feines n'hi hauria un per cada Univers visible; en tot cas, una quantitat ínfima i no observable.

Asimetria de barions[modifica | modifica el codi]

Article principal: Asimetria de barions

Encara no s'acaba de comprendre perquè l'Univers té més matèria que antimatèria.[24] Existeix la creença generalitzada que, quan l'Univers era jove i estava molt calent, romania en un l'equilibri estadístic tot contenint el mateix nombre de barions i antibarions. Tot i així, les observacions suggereixen que l'univers, incloent-hi les seves parts més distants, tot ell està fet de matèria. Un procés desconegut anomenat "bariogènesi" va generar l'asimetria. Perquè es pugui produir la bariogènesi s'han de complir les condicions de Sàkharov, que determinen que el nombre de barions no es conserva, que no es compleixin ni la simetria C i ni la CP, i que l'Univers tendeix a un equilibri termodinàmic.[43] Totes aquestes condicions són possibles en el model estàndard, però l'efecte no és prou fort per explicar l'asimetria de barions.

Edat dels cúmuls globulars[modifica | modifica el codi]

A mitjans de la dècada dels 90, les observacions de cúmuls globulars mostraven determinades discrepàncies amb la teoria del Big Bang. Simulacions informàtiques en relació a les observacions de poblacions dels estels dels cúmuls globulars suggerien que aquests tenien uns 15.000 milions d'anys, dada que no s'ajustava a la xifra de 13.700 milions d'anys que es considera que és l'edat de l'univers. Aquesta qüestió es va resoldre a finals dels 90 quan es realitzaren noves simulacions informàtiques, que tenien en compte els efectes de la pèrdua massiva a causa del vent estel·lar, i les noves dades indicaven una edat molt més jove pels cúmuls globulars.[44] Encara existeixen algunes qüestions per resoldre pel que fa a la precisió en les mesures de les edats dels aquests tipus de cúmuls, però està clar que aquests objectes formen part de l'Univers més antic.

Matèria fosca[modifica | modifica el codi]

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 a 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.[45]

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 pesants i partícules neutres d'interacció feble o WIMPS (weakly interactive massive particles), i s'estan duent a terme diversos projectes per detectar-la.[46]

Energia fosca[modifica | modifica el codi]

Les mesures de la relació de magnitud del desplaçament cap al roig pel que fa a supernoves de tipus Ia han mostrat que l'expansió de l'Univers s'ha estat accelerant des de fa uns 7.000 milions d'anys. Per explicar aquesta acceleració, la relativitat general exigeix que hi hagi un component energètic amb una gran pressió negativa, component anomenat "energia fosca". L'existència d'aquesta energia fosca ve corroborada per altres proves.

Les mesures de la radiació còsmica de fons indiquen que l'Univers és molt a prop de ser pla i, per tant, d'acord amb la relativitat general, l'Univers ha de tenir la mateixa densitat crítica de massa/energia. Com la densitat massiva de l'Univers es pot mesurar des de la seva acumulació gravitacional, es creu que aquesta representa només al voltant d'un 30% de la densitat,[9] es creu que aquesta energia fosca constitueix aquest 70% restant. Ja que l'energia fosca no s'agrupa de la manera habitual, aquesta sembla la millor teoria per explicar la densitat d'energia "desapareguda".

L'energia fosca també és necessària per dues mesures geomètriques de la curvatura global de l'univers: una que utilitza la freqüència de lents gravitatòries i, l'altre, que utilitza el patró característic de l'estructura a gran escala com a regla còsmica. La pressió negativa és una propietat de l'energia del buit, però la natura exacta d'energia fosca roman com un dels grans misteris del Big Bang. Entre els possibles candidats es proposa una constant cosmològica i una quinta essència, una forma hipotètica d'energia.

Resultats obtinguts per l'equip de WMAP el 2006, amb dades combinades provinents del CMB i d'altres fonts, indiquen que l'Univers avui estaria format per un 74% d'energia fosca, un 22% de matèria fosca, i un 4% de matèria regular.[19]

Cronologia del Big Bang[modifica | modifica el codi]

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

A causa de l'expansió, l'Univers era en el passat més dens i més calent. La cronologia del Big Bang ve essencialment a determinar a l'inrevés l'edat de l'Univers a mesura que sa densitat i sa temperatura augmenten en el passat.

L'Univers d'avui (+ 13.700 milions d'anys)[modifica | modifica el codi]

L'Univers és a hores d'ara extremadament poc dens[47] (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 és degut al fet que la densitat d'estrelles és extremadament feble dins l'univers. De mitjana la distància d'un punt de l'Univers l'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)[modifica | modifica el codi]

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 què l'Univers esdevingué molt poc dens perquè la llum pogués propagar-se, essencialment gràcies al fet que el principal obstacle a la propagació era la presència d'electrons lliures. Després del seu refredament, els electrons es 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 què l'Univers ha permès la propagació de la llum, es parla també de desacoblament entre matèria i radiació.[48] La llum del fons difús cosmològic ha pogut doncs propagar-se fins a nosaltres des d'aquesta època.[49]

La nucleosíntesi primordial (+ 3 minuts)[modifica | modifica el codi]

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 molt elevada, els nuclis atòmics no poden existir per ells mateixos. Estan 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 (entorn de 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 entorn d'un segon després del Big Bang i que dura entorn d'uns tres minuts.[nota 6] 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[modifica | modifica el codi]

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).

Vegeu: Aniquilació de matèria amb antimatèria

El desacoblament dels neutrins[modifica | modifica el codi]

Poc abans d'aquesta època, la temperatura és superior a 1 MeV (deu mil milions de graus), això és 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 no els neutrins, que cessen igualment d'interaccionar entre ells. Semblant al desacoblament esmentat més amunt que afecta els fotons, aquesta 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, car aquest hi tenen un paper indirecte.[nota 7][50] La detecció directe d'aquest fons cosmològic representa un desafiament tecnològic molt difícil,[51] però la seva existència no ha estat rebutjada.

La bariogènesi[modifica | modifica el codi]

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, la 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 és gairebé absent dins l'Univers observable.[nota 8] La presència de matèria és, per tant, un signe que en un moment donat es formà un lleuger excés de matèria amb referència a l'antimatèria. A causa de 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.[52][53][54][55] Aquí s'hauria de fer referència al procés electrofeble de l'esfaleró que alteraria el nombre bariònic.[56] A causa del fet que la matèria ordinària està formada de barions, la fase o aquest excés de matèria formada s'anomena bariogènesi.[57] Es coneixen molt poques coses sobre aquesta fase o sobre el procés que es produí. Per exemple l'escala de temperatures en què es va produir varia, segons els models, de 103 a 1016 GeV (és a dir, entre 1016 i 1029 kèlvins) 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: Bariogènesi

L'era de la gran unificació[modifica | modifica el codi]

Un nombre creixent d'indicis suggereix que les forces electromagnètica, feble i forta no són més que aspectes diferents d'una interacció única. Aquesta teoria s'anomena Teoria de la Gran Unificació (GUT en anglès— Grand Unified Theory), o gran unificació. Es pensa que es manifesta més enllà de temperatures d'aproximadament 1016 GeV (1029 graus). És doncs probable que l'Univers hagi conegut una fase en què la teoria de la gran unificació actuava, essent una prolongació de les lleis actuals de les quals es diferencia únicament, en el rang de temperatures en què actua. Aquesta fase podria ser l'origen de la bariogènesi, així com de la matèria fosca, la naturalesa de la qual resta desconeguda.

Vegeu: Era de la gran unificació.

La inflació còsmica[modifica | modifica el codi]

El Big Bang produeix noves qüestions en cosmologia. Per exemple, se suposa que l'Univers és homogeni i isòtrop (com ho és efectivament almenys dins la regió observable), però no explica pas per què hauria de ser així. En la versió inicial no hi ha un mecanisme pel qual el Big Bang produeixi una homogeneïtzació de l'Univers (vegeu: Problema de l'horitzó). El motiu inicial de postular la inflació era proposar un procés que provocàs l'homogeneïtzació i la isotropització de l'univers.

El primer que proposà la inflació còsmica fou Alan Guth qui proposà una visió realista que descrivia aquest procés. Al seu nom es mereixen ser-hi associats els de François Englert i Alexei Starobinsky, que han treballat també sobre alguns d'aquests problemes a la mateixa època (1980). A partir de 1982 s'explicaria també que la inflació permetia no només explicar perquè l'Univers és homogeni, sinó també que devia presentar petites variacions de l'homogeneïtat, que comportaven els gèrmens de les grans estructures astrofísiques. Es pot demostrar que per què la inflació resolgui tots aquests problemes, ha d'haver tengut lloc a èpoques molt primerenques i escalfades de la història de l'Univers (entre 1014 i 1019 GeV, és a dir, de 1027 a 1032 graus), dit d'una altra manera molt poc temps després de les èpoques de Planck i de la Gran unificació. L'eficàcia de la inflació còsmica per resoldre gairebé la totalitat dels problemes exhibits pel Big Bang li ha donat ràpidament un estatus rellevant dins la cosmologia, per bé que d'altres teories, sovint més complexes i amb menys èxit (Univers previ al Big Bang, defectes topològics, teoria de cordes), han estat proposades per resoldre els mateixos problemes. De l'observació detallada d'anisotropies del fons difús cosmològic, els models d'inflació n'han sortit reforçats.

El seu acord amb el conjunt d'observacions juntament amb l'elegància del concepte fan de la inflació el model més interessant, lluny de qualsevol altre, per les problemàtiques que abasta. La fase d'inflació en ella mateixa es compon d'una expansió extremadament ràpida de l'Univers (que pot durar un temps bastant llarg), a la sortida de la qual la dilució causada per aquesta expansió ràpida és tal que no existeix essencialment cap partícula dins l'univers, sinó que aquest està ple d'una forma d'energia molt homogènia. Aquesta energia és llavors convertida de manera molt eficaç en partícules que molt aviat comencen a interaccionar i encalentir-se. Dues fases tanquen, doncs, la inflació còsmica: una és la creació explosiva de partícules, i l'altre l'escalfament d'aquestes partícules. Per bé que el mecanisme general de la inflació es comprèn perfectament (encara que hi ha nombroses variants), les etapes de creació explosiva de partícules i la d'escalfament són molt menys conegudes i són sempre objecte de nombroses recerques.

Vegeu: Inflació còsmica, Creació explosiva de partícules, Reescalfament (cosmologia).

L'era de Planck — La cosmologia quàntica[modifica | modifica el codi]

Més enllà de la fase d'inflació, i més generalment a temperatures d'aproximadament la temperatura de Planck, s'entra dins els dominis on les teories físiques actuals esdevenen invàlides, car es fa necessari usar la relativitat general incloent-hi els conceptes de la mecànica quàntica. Aquesta teoria de la gravitació quàntica, no formulada fins al dia d'avui podria ser formulada a partir de la teoria de cordes, encara en desenvolupament, que dóna lloc actualment a nombroses especulacions concernents a l'Univers en l'època anomenada era de Planck. Molts d'autors, entre ells Stephen Hawking, han proposat diverses propostes de recerca per provar de descriure l'Univers en aquestes èpoques. Aquest domini de la investigació s'anomena cosmologia quàntica.

El futur segons la teoria del Big Bang[modifica | modifica el codi]

Article principal: Destí final de l'Univers

Abans de les observacions de l'energia fosca, els cosmòlegs van considerar dos escenaris possibles per 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.[58]
  • 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 interestel·lar 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 un 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 -273,15 °C). Per efecte de la radiació de Hawking els forats negres s'evaporarien. L'entropia de l'Univers augmentaria fins al 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 que 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.[59]

Interpretacions filosòfiques i religioses[modifica | modifica el codi]

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. Tanmateix, 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'aquestes 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 dóna suport a antigues visions de la creació, com per exemple la que es pot trobar en el Gènesi (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 postulada per la teoria del Big Bang, la majoria d'aquestes interpretacions són interpretacions literals de textos religiosos.

L'Església Catòlica Romana ha acceptat el Big Bang com una descripció de l'origen de l'Univers. Han suggerit que la teoria és compatible amb les vies de sant Tomàs d'Aquino, en especial amb la primera d'elles sobre el moviment, i 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 l'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). L'Alcorà 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 a 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 té una concepció de l'Univers on no hi ha un succés de creació. Tanmateix, no sembla 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.

Models cosmològics alternatius[modifica | modifica el codi]

Durant tot el segle XX s'han proposat altres models cosmològics que no requereixen l'existència d'una Gran Explosió. La majoria no han estat acceptats per la gran majoria de la comunitat científica. Entre aquests, podem citar:

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Cosmologia
WMAP.jpg
Temes relacionats
modifica

Notes[modifica | modifica el codi]

  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. Es diu popularment que Hoyle intentava ser despectiu. Tanmateix, Hoyle negava i deia que era només una imatge sorprenent pensada per a emfatitzar les diferències entre les dues teories pels oients de la ràdio. See chapter 9 of The Alchemy of the Heavens by Ken Croswell, Anchor Books, 1995.
  3. Si la inflació és veritable, la bariogènesi ha d'haver ocorregut, però no a l'inrevés.
  4. Un objecte d'una edat estimada de 15 mil milions d'anys amb uns 5 mil milions d'anys més o menys es compatible amb un Univers de 13,7 amb 0,2 milers de milions d'anys més o menys. Un objecte d'una edat estimada en 15 amb més o menys mil milions d'anys és "marginalment" incompatible amb un Univers de 13,7 milers de milions d'anys amb 0,2 milers de milions més o menys, però únicament si es considera que l'error de les mesures és tan petit.
  5. 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.
  6. 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.
  7. La presència de neutrins 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 se sintetitzen durant aquest temps.
  8. Si no fos aquest el cas, es podria percebre una radiació gamma molt forta en les proximitats de les regions on matèria i antimatèria

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Chown, Marcus. «Big Bang sounded like a deep hum». New Scientist, 30 d'octubre de 2003.
  2. Stephen Hawking's Universe (en anglès). Basic Books, 1997, p. 75. ISBN 0465081983. 
  3. Slipher, V. M.. «The radial velocity of the Andromeda nebula». Lowell Observatory Bulletin, 1, pàg. 56–57.
  4. 4,0 4,1 Friedman, A. «Über die Krümmung des Raumes». Z. Phys., 10, 1922, pàg. 377–386. (en alemany) (Traducció en anglès a: Friedman, A. «On the Curvature of Space». General Relativity and Gravitation, 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, 47A, 1927, pàg. 41. (en 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, 91, 1931, pàg. 483–490.
  6. Lemaître, G.. «The evolution of the universe: discussion». Nature, 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, 15, 1929, pàg. 168–173.
  8. E. Christianson. Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar Straus & Giroux, 1995. ISBN 0-374-14660-8. 
  9. 9,0 9,1 9,2 P. J. E. Peebles i Bharat Ratra. «The cosmological constant and dark energy». Reviews of Modern Physics, 75, 2003, pàg. 559–606. DOI: 10.1103/RevModPhys.75.559.
  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) Nova 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, 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, 108, 1948, pàg. 372.
  14. R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamow. «The Origin of Chemical Elements». Physical Review, 73, 1948, pàg. 803.
  15. R. A. Alpher i R. Herman. «Evolution of the Universe». Nature, 162, 1948, pàg. 774.
  16. Simon Singh. «Big Bang». [Consulta: 28-05-2007].
  17. 17,0 17,1 A. A. Penzias and R. W. Wilson. «A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s». Astrophysical Journal, 142, 1965, pàg. 419.
  18. 18,0 18,1 Boggess, N.W., et al. (COBE collaboration). «The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch». Astrophysical Journal, 397, 1992, pàg. 420, Preprint No. 92-02. DOI: 10.1086/171797.
  19. 19,0 19,1 19,2 D. N. Spergel et al. (WMAP collaboration). «Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology». Falta indicar la publicació, 2006 [Consulta: 27 maig 2007].
  20. Hawking, S. W.;Ellis, G. F. R.. The large-scale structure of space-time. Cambridge: Cambridge University Press, 1973. ISBN 0-521-20016-4. 
  21. 21,0 21,1 21,2 Spergel, D. N.. «First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters». The Astrophysical Journal Supplement Series, 148, 2003, pàg. 175—194. DOI: 10.1086/377226.
  22. Guth, Alan H. The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage, 1998. ISBN 978-0-09-995950-2. 
  23. Schewe, Phil, and Ben Stein. «An Ocean of Quarks». Physics News Update, American Institute of Physics, 728, #1, 2005 [Consulta: 27 maig 2007].
  24. 24,0 24,1 Kolb; Turner, 1994, p. cap.6.
  25. Kolb; Turner, 1994, p. cap.7.
  26. 26,0 26,1 26,2 Kolb; Turner, 1994, p. cap.4.
  27. Peacock (1999), cap. 9
  28. Ivanchik, A. V.. «The fine-structure constant: a new observational limit on its cosmological variation and some theoretical consequences». Astronomy and Astrophysics, 343, 1999, pàg. 459.
  29. Goodman, J.. «Geocentrism reexamined». Physical Review D, 52, 1995, pàg. 1821. DOI: 10.1103/PhysRevD.52.1821.
  30. Els astrònoms van 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.
  31. E. Bertschinger. «Cosmological perturbation theory and structure formation». Falta indicar la publicació, 2001.
    Edmund Bertschinger. «Simulations of structure formation in the universe». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 1998, pàg. 599–654.
  32. Barrau A. «Tres hipótesis para un Big Bang». Le Monde diplomatique en español, XVI, 197, Marzo 2012, pàg. 16-17.
  33. Riess AG et al.. «Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant». Astron J, 112, 1998, pàg. 1009-1038. DOI: 10.1086/300499.
  34. The Nobel Prize in Physics 2011 Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt, Adam G. Riess
  35. Lévy-Leblond J-M. Conceptos contrarios o el oficio del científico. Barcelona: Tusquets editores, 2002, pàg. 169
  36. Lévy-Leblond JM. Dictionnaire d'histoire et philosophie des sciences, Ch. Quantique, PUF, pàg. 785-789, 1999.
  37. Universidad de Navarra. «Ciencia y fe: el origen del universo». [Consulta: 23-02-2008].
  38. (en anglès) Robert Woodrow Wilson, « Discovery of the cosmic microwave background », a Modern cosmology in retrospect, ed. B. Bertotti et al., Cambridge University Press (1990), pàg. 291-307
  39. Vegeu la lliste de publicacions sobre aquest tema.
  40. Vegeu la plana professional d'Edward L. Wright, « Errors in the Steady State and Quasi-SS Models ».
  41. 41,0 41,1 41,2 Kolb; Turner, 1994, p. cap.8.
  42. 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.  
  43. A. D., Sakharov. «Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe». Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz., 5, 1967, pàg. 32. (rus) Traduït a l'anglès a JETP Lett. 5, 24 (1967).
  44. Navabi, A. A.. «Is the Age Problem Resolved?». Journal of Astrophysics and Astronomy, 24, 2003, pàg. 3.
  45. Keel, Bill. «Galaxies and the Universe lecture notes - Dark Matter». University of Alabama Astronomy. [Consulta: 28-05-2007].
  46. Yao, W. M.. «Review of Particle Physics». J. Phys. G: Nucl. Part. Phys., 33, 2006, pàg. 1–1232. DOI: 10.1088/0954-3899/33/1/001. Cap. 22: Dark matterPDF (152 KiB)
  47. «Un Atlas de l'Univers». Richard Powell. [Consulta: 06-01-2008].
  48. «DEL BIG BANG A L'HOME: L'EVOLUCIÓ DE LA MATÈRIA». UIB. [Consulta: 2008-01-07].
  49. «Fòssils cosmològics». Vicent J. Martínez. Arxivat de l'original el 2005-02-11. [Consulta: 2008-01-06].
  50. «Cours de Cosmologie». F.-Xavier Désert. [Consulta: 2008-01-12].
  51. Vegeu per exemple (en 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.
  52. «Col·lecció Oberta». Àngel Sanmartín, ed. Ajuntament de Gandia. Universitat de València.. [Consulta: 2008-01-26].
  53. «Baryogenesis by Quantum Gravity». Los Alamos National Laboratory.. [Consulta: 2008-01-26].
  54. «On the origin of the matter-antimatter asymmetry in self-gravitating systems at ultra-high temperatures». Los Alamos National Laboratory.. [Consulta: 2008-01-26].
  55. «Gravity induced neutrino-antineutrino oscillation: CPT and lepton number non-conservation under gravity». Los Alamos National Laboratory. [Consulta: 2008-01-26].
  56. «Gravity induced neutrino-antineutrino oscillation: CPT and lepton number non-conservation under gravity». Los Alamos National Laboratory. A causa del fet que la matèria ordinària està formada de barions, la fase o aquest excés de matèria formada s'anomena bariogènesi.. [Consulta: 2008-01-26].
  57. «(en castellà)Bariogénesis con Campos Magnéticos». Alejandro Ayala, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM.. [Consulta: 2008-02-04].
  58. Kolb; Turner, 1994, p. cap.3.
  59. Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg. «Phantom Energy and Cosmic Doomsday». Phys. Rev. Lett., 91, 2003, pàg. 071301.
  60. Bondi H, Gold T. The Steady-State Theory of the Expanding Universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 108, pàg.252-270 «Enllaç».
  61. Hoyle F. A New Model for the Expanding Universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 108, pàg.372-382 «Enllaç».

Bibliografia[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Big Bang Modifica l'enllaç a Wikidata

En català[modifica | modifica el codi]

En anglès[modifica | modifica el codi]

En altres llengües[modifica | modifica el codi]