Cosmologia física

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Imatge del fons còsmic de microones presa per la sonda WMAP.

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

La cosmologia física, tal com es comprèn actualment, comença al segle XX amb el desenvolupament de la teoria general de la relativitat d'Albert Einstein i la millora en les observacions astronòmiques d'objectes extremadament distants. Aquests avenços feren possible passar de l'especulació a la cerca científica dels orígens de l'univers i permeté als científics establir la teoria del Big Bang que s'ha convertit en el model estàndard majoritàriament acceptat pels cosmòlegs a causa de l'àmplia varietat de fenòmens que abasta i les proves observacionals que el suporten, tot i que encara existeix una minoria d'investigadors que presenten altres punts de vista basats en algun dels models cosmològics alternatius.

La cosmologia física tracta d'entendre les grans estructures de l'univers en el present (galàxies, agrupacions galàctiques i supercúmuls), utilitza els objectes més distants i energètics (quàsars, supernoves i esclats de rajos gamma) per entendre l'evolució de l'univers i estudiar els fenòmens que es produïren a l'univers primigeni prop de la singularitat inicial (inflació còsmica, nucleosíntesi primordial i radiació de fons de microones).

Història de la física cosmològica[modifica | modifica el codi]

La cosmologia física es desenvolupà com a ciència durant la primera meitat del segle XX com a conseqüència dels esdeveniments detallats a continuació:

Àrees d'estudi[modifica | modifica el codi]

A sota es descriuen algunes de les àrees més actives d'investigació en cosmologia, en ordre cronològic. No inclouen tot sobre la cosmologia del Big Bang, que es presenta a la cronologia del Big Bang

Nucleosíntesi del Big Bang[modifica | modifica el codi]

Article principal: Nucleosíntesi primordial

La nucleosíntesis del Big Bang és la teoria de la formación dels elements a l'univers primigeni. Acaba quan l'univers té tres minuts d'edat i la seva temperatura cau prou perquè cessi la fusió nuclear. Aquest temps en què es produí la nucleosíntesi del Big Bang fou tan curt que només s'hi produïren els elements més lleugers, a diferència de la nucleosíntesi estel·lar. Començant des dels ió (àtom)ions d'hidrogen (protons), es produí principalment deuteri, heli i liti. Els altres elements es produïren només en petites quantitats. Mentre que la teoria bàsica de la nucleosíntesi ha sigut acceptada durant dècades (fou desenvolupada per George Gamow, Ralph Asher Alpher i Robert Herman), és una prova física extremadament delicada del Big Bang en l'actualitat, car la teoria de la nucleosíntesi connecta l'abundància dels elements lleugers primordials amb les característiques de l'univers primigeni. Específicament, es pot utilitzar per comprovar el principi d'equivalència, la matèria fosca i la física del neutrí. Alguns cosmòlegs han proposat que la nucleosíntesi del Big Bang suggereix l'existència de quatre espècies "estèrils" de neutrí.

Radiació de fons de microones[modifica | modifica el codi]

El fons còsmic de microones és la radiació sobrant del desacoblament, quan els àtoms es formaren per primera vegada i la radiació produïda en el Big Bang parada per la difusió de Thomson d'ions carregats. La radiació observada per primera vegada el 1965 per Arno Penzias i Robert Woodrow Wilson, tenia un espectre de cos negre tèrmic perfecte. Té una temperatura de 2,7 kèlvins i és anisòtrop en una part de 105. La teoria pertorbacional cosmològica, que descriu l'evolució de lleugeres inhomogeneïtats a l'univers primigeni, ha permès als cosmòlegs calcular de manera precisa la densitat espectral angular de la radiació i ha estat mesurada pels recents satèl·lits de experimentació (COBE i WMAP) i molts assumptes i experiments basats en globus (com el DASI, el CBI i l'experiment BOOMERanG). Un dels objectius d'aquests esforços és mesurar els paràmetres del model Lambda-CDM amb un increment de precisió, a més de comprovar les prediccions del model del Big Bang i les cerques dels nous físics. Els mesuraments recents fets per WMAP, per exemple, han acotat la massa del neutrí.

Els nous experiments, com els del Telescopi Cosmològic d'Atacama estan intentant mesurar la polarització del fons còsmic de microones, que proporcionarà més confirmacions de la teoria així com informació sobre la inflació còsmica i les conegudes com anisotropies secundàries, com l'efecte Siuniàiev-Zeldòvitx i l'efecte Sachs-Wolfe, que són causats per la interacció entre galàxies i agrupacions galàctiques amb el fons còsmic de microones.

Formació i evolució d'estructures a gran escala[modifica | modifica el codi]

Comprendre la formació i evolució de les estructures més grans i primigènies (ex. quàsar, galàxies, agrupacions galàctiques i supercúmuls) és un dels majors esforços en cosmologia. Els cosmòlegs estudien un model de formació jeràrquica estructural en el que les estructures es formen des del fons, amb els petits objectes primer i després els grans objectes, com els supercúmuls, se segueixen formant. El camí més senzill per estudiar l'estructura de l'univers és observar les galàxies visibles, per construir un dibuix tridimensional de les galàxies de l'univers i mesurar la densitat espectral de la matèria. Aquesta és l'aproximació de l'Sloan Digital Sky Survey i del 2dF Galaxy Redshift Survey.

Una eina important per comprendre la formació estructural són les simulacions, que els cosmòlegs utilitzen per estudiar les sumes gravitacional de matèria a l'univers, com s'agrupen en filaments, supercúmuls i buits. Moltes simulacions contenen només matèria fosca freda, no bariònica, que hauria de ser suficient per comprendre l'univers a les escales més grans, car hi ha molta més matèria fosca a l'univers que matèria visible bariònica. Moltes simulacions avançades estan començant a incloure barions i estudiar la formació de galàxies individuals. Els cosmòlegs estudien aquestes simulacions per veure si concorden amb les seves investigacions i comprenen qualsevol discrepància.

Altres tècniques complementàries permetran als cosmòlegs mesurar la distribució de matèria a l'univers distant i demostrar la reionització. Aquestes tècniques són:

  • El bosc Lyman-alfa, que permet als cosmòlegs mesurar la distribució d'un àtom de gas hidrogen neutre a l'univers primigeni, mesurant l'absorció de llum des de quàsars distants a causa del gas.
  • La línia d'adsorció de 21 centímetres d'àtoms d'hidrogen neutres també proporciona una prova sensible en cosmologia.
  • Lents dèbils, la distorsió d'una imatge distant per lents gravitacionals a causa de la matèria fosca.

Això ajudarà els cosmòlegs a decidir la pregunta de quan es formà el primer quàsar.

Matèria fosca[modifica | modifica el codi]

Article principal: Matèria fosca

Les proves de la nucleosíntesi del Big Bang, la radiació de fons de microones i les formacions estructurals suggereixen que el 23% de la massa de l'univers consisteix en matèria fosca no bariònica, on només el 4% és matèria bariònica visible. Els efectes gravitacionals de la matèria fosca estan ben compresos, car es comporta com el pols fred no radiant que es forma al voltant d'halos al voltant de galàxies. La matèria fosca mai no ha sigut detectada al laboratori: la naturalesa de la física de partícules de la matèria fosca és completament desconeguda. Tanmateix, hi ha diversos candidats, com una partícula supersimètrica, una WIMP, un axió, un MACHO o fins i tot una modificació de la gravetat amb petites acceleracions (MOND) o un efecte de la cosmologia de branes.

La física al centre de les galàxies (vegeu Galàxia activa i forat negre supermassiu) pot donar algunes pistes sobre la naturalesa de la matèria fosca.

Energia fosca[modifica | modifica el codi]

Article principal: Energia fosca

Si l'univers fos pla, hauria d'haver-hi un component addicional formant el 73% (a més del 23% de matèria fosca i el 4% de bariònica) de la densitat de l'univers. Aquest component és anomenat energia fosca. Per no interferir amb la nucleosíntesi del Big Bang i la radiació de fons de microones, no pot agrupar-se en halo com els barions i la matèria fosca. Hi ha fortes proves observacionals per l'energia fosca, com la massa total de l'univers és coneguda i es mesura que és pla, però la suma de matèria agrupada és mesura ajustadament i és molt més petita que aquesta. El cas de l'energia fosca fou reforçat el 1999, quan els mesuraments demostraren que l'expansió de l'univers estava accelerant-se més ràpidament que durant la inflació còsmica.

Tanmateix, a part de la seva densitat i les seves propietats d'agrupació, no se sap res sobre l'energia fosca. La teoria quàntica de camps prediu una constant cosmològica juntament amb l'energia fosca, però 120 ordres de magnitud més gran. Steven Weinberg i diversos teòrics de cordes (vegeu paisatge de cordes) han utilitzat aquesta prova pel principi antròpic, que suggereix que la constant cosmològica és tan petita perquè la vida (i d'aquesta manera els físics que fan observacions) no poden existir en un univers amb una gran constant cosmològica, però molta gent troba que aquesta és una explicació insatisfactòria. Altres possibles explicacions per l'energia fosca són la quinta essència o una modificació de la gravetat a escales grans. L'efecte en cosmologia de l'energia fosca que aquests models descriuen és donat per l'equació d'estat de l'energia fosca, que varia depenent de la teoria. La naturalesa de l'energia fosca és un dels problemes més desafiadors en cosmologia.

Una millor comprensió de l'energia fosca és clau per resoldre el problema del destí últim de l'univers. A l'època cosmològica actual, l'expansió accelerada per l'energia fosca evita la formació d'estructures més grans que els supercúmuls. No se sap si l'acceleració continuarà indefinidament, potser fins i tot incrementant-se i causant un Big Rip o si acabarà revertint-se.

Altres àrees d'investigació[modifica | modifica el codi]

Els cosmòlegs també estudien:

Cosmologia física alternativa[modifica | modifica el codi]

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

Referències[modifica | modifica el codi]

Lectures populars[modifica | modifica el codi]

Llibres de text[modifica | modifica el codi]

  • Marc Kutner. Astronomy: A Physical Perspective (en anglès). Cambridge University Press, 2003. ISBN 0-521-52927-1.  Un llibre de text d'introducció a l'astronomia.
  • Edward Kolb i Michael Turner. The Early Universe (en anglès). Addison-Wesley, 1988. ISBN 0-201-11604-9.  Clàssic de referència pels cosmòlegs.

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Cosmologia física Modifica l'enllaç a Wikidata

Grups[modifica | modifica el codi]

En castellà:

En anglès:

Pàgines personals[modifica | modifica el codi]

En anglès:

Pasadena, Califòrnia (EUA).