Univers observable

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Cosmologia
WMAP.jpg
Temes relacionats
modifica
Representació artística de l'univers observable en escala logarítmica, amb el Sistema Solar al centre fins al plasma invisible del Big Bang a la vora, passant pel cinturó de Kuiper, Alfa Centauri, les galàxies properes i la radiació de fons de microones

L'univers observable està format per les galàxies i altra matèria que, en principi, es poden observar en el temps present des de la Terra perquè la llum (i altres senyals) provinents d'aquests objectes han tingut temps d'arribar a la Terra des del començament de l'expansió de l'univers. Assumint que l'univers és isotròpic, la distància a la fi de l'univers observable és aproximadament la mateixa en totes les direccions. Això vol dir que l'univers observable és un bola de volum esfèric centrat en l'observador, sense tenir en compte la forma de l'univers com a totalitat. Cada localització de l'univers té el seu propi univers observable, que pot o not sobreposar-se a l'univers centrat a la Terra.

Aproximació[modifica | modifica el codi]

L'univers observable o horitzó cosmològic constituïx la part visible de l'univers total, sembla tenir un espai-temps geomètricament pla contenint una densitat massa-energia equivalent de 9,9 × 10−30 grams per centímetre cúbic. Els constituents primaris semblen consistir en 73% d'energia fosca, 23% de matèria fosca freda i un 4% d'àtoms. Així, la densitat dels àtoms està en l'ordre del nucli d'hidrogen senzill per a cada quatre metres cúbics.[1] La naturalesa exacta de l'energia fosca i la matèria fosca freda segueix sent un misteri. Actualment s'especula que el neutrí (partícula molt abundant en l'univers) tingui, encara que mínima, una massa, el que significaria, de ser comprovat, que l'energia i la matèria fosca no existeixen.

L'Univers observable (o visible), que consisteix en totes les localitzacions que podien haver afectat des del Big Bang donada la velocitat de la llum finita, és certament finit. La distància comòbil a l'extrem de l'Univers visible és sobre 46.500 milions d'anys llum en totes les direccions des de la Terra, així l'Univers visible es pot considerar com una esfera perfecta amb la Terra en el centre i un diàmetre d'uns 93.000 milions d'anys llum. Cal notar que moltes fonts han publicat una àmplia varietat de xifres incorrectes per a la grandària de l'Univers visible, des de 13.700 fins a 180.000 milions d'anys llum.[2]

La paraula observable usada en aquest sentit no depèn en si la tecnologia moderna permet la detecció de radiació d'un objecte en aquesta regió (o de fet si hi ha radiació a detectar). Només indica que és possible en principi que la llum i altres senyals provinent d'un objecte arribin a l'observador situat a la Terra. En la pràctica, podem vuere la llum només des del temps del disociació del fotó en l'època de la recombinació. Això és quan les partícules pogueren per primera vegada emetre fotons que no foren ràpidament reabserbits per altres partícules. Abans d'això, l'univers estava ple d'un plasma opac als fotons.

La darrera superfície de dispersió és el conjunt de punts de l'espai a la distància exacta en què el fotons del temps de la disociació tot just ens arriben. Aquest són els fotons que detectem avui en dia com radiació còsmica de fons. No obstant, amb tecnologies futures podria ser possible observar l'encara més antic fons còsmic de neutrins, o inclús els esdeveniments més distants via ones gravitatòries (les quals també es mourien a la velocitat de la llum). Algunes vegades els astrofísics distingeixen entre l'univer visible, el qual inclou els senyals des del començament de l'expansió cosmològica (el Big Bang de la cosmologia tradicional, la fi de l'època inflacionària en la cosmologia moderna). Segons alguns càlculs, la distància comòbil a particules de la radiació còsmica de fons, la qual representa el radi de l'univers visible, és d'uns 14.000 milions de parsecs (al voltant de 45.700 milions d'anys llum), mentre la distància comòbil a la fi de l'univers observable és d'uns 14.300 milions de parsecs (sobre els 46.600 milions d'anys llum),[3] un 2% més gran.

La millor estimació de l'edat de l'Univers fins al 2013 és de 13.798 ± 0.037 milions d'anys llum[4] però a causa de l'expansió de l'univers estem observant objectes que estigueren originàriament més a prop però que actualment està considerablement més lluny (com es defineix en termes de distància cosmològica, que és igual a la distància comòbil del moment present) que a una distància estàtica de 13.800 milions d'anys llum.[5] El diàmetre de l'univers observable s'estima en 28.000 milions de parsecs (93.000 milions d'anys llum)[6] posant la fi de l'univers observable a una 46–47 mil milions d'anys llum.[7][8]

L'univers i l'univers observable[modifica | modifica el codi]

Radiació de fons de microones, que abasta tota la volta celeste, va ser captat pel WMAP i consisteix en l'observació més llunyana que es pugui fer de l'univers.

Algunes parts de l'univers poden estar senzillament massa lluny perquè la llum emesa des d'allà al moment del Big Bang hagi tingut prou temps com per arribar a la Terra, per tant aquestes parts de l'univers estarien ara per ara fora de l'univers observable. En un futur, la llum de galàxies distants haurà tingut més temps per viatjar, i per això regions que actualment no són observables seran observables. No obstant, a causa de la constant de Hubble les regions prou distants de nosaltres s'expandeixen allunyant-se de nosaltres molt més ràpid de la velocitat de la llum (la relativitat especial no permet que objectes propers de la mateixa regió local es moguin més ràpid que la velocitat de la llum entre ells, però no hi ha aquesta restricció per als objectes llunyans quan l'espai entre ells s'està expandint), i l'índex d'expansió sembla accelerar-se a causa de l'energia fosca. Assumint que l'energia fosca es manté constant (una constant cosmològica invariable), de manera que l'índex d'expansió de l'univers continua accelerant-se, hi ha un límit de visibilitat futur més enllà del qual els objectes no entrarien mai en el nostre univers observable, perquè la llum emesa pels objectes més enllà d'aquest límit, no ens arribaria mai. (un matís seria que, com el paràmetre de Hubble disminueix amb el temps, podria haver casos en els que una galàxia que s'allunyés de nosaltres només una mica més ràpid que la llum emetria un senyal que ens arribaria de mica en mica.[8][9]) Aquesta visibilitat futura s'ha calculat a una distància comòbil de 19.000 milions de parsecs (62.000 milions d'anys llum) assumint que l'univers seguirà expandint-se per sempre, la qual cosa implica que el nombre de galàxies que podríem observar teòricament en el futur infinit (deixant a part la qüestió que algunes podrien ser impossible d'observar a la pràctica a causa de la desviació cap al roig) seria només més gran que l'univers actualment observable per un factor de 2,36.[10]

Encara que en principi hi haurà més galàxies observables en el futur, a la pràctica un nombre creixent de galàxies tindran una desplaçament cap al roig extrem a causa de l'expansió, tabt és així que semblaran desaparèixer de la vista i tornar-se invisible.[11][12] Una observació addicional és que una galàxia a una distància comòbil determinada és defineix com a estar entre l'univers observable si podem rebre senyals emesos per la galàxia a qualsevol edat de la seva història passada (és a dir, un senyal enviat per la galàxia tan sols 500 milions d'anys després del Big Bang), però a causa de l'expansió de l'univers, podria haver alguna edat posterior a la qual el senyal enviar de la mateixa galàxia mai arribaria a nosaltres en cap punt de l'infinit futur (per això, per exemple, no podríem mai veure com era la galàxia 10.000 milons d'anys després del Big Bang),[13] inclús si romangués a la mateixa distància comòbil (la distància comòbil es defineix com a constant en el temp—a diferèncua de la distància pròpia, la qual s'usa per definir la velocitat de recessió a causa de l'expansió de l'espai), el qual és menor que el radi comòbil de l'univers observable. Aquest fet es pot usar per a definir un tipus d'horitzó d'esdeveniments còsmic en el qual la distància de nosaltres canviaria amb el temps. Per exemple, la distància actual a aquest horitzó és d'uns 16.000 milions d'anys llum, la qual cosa significa que un senyal d'un esdeveniment que pasés al present pot amb el temps arribar-nos en el futur si l'esdeveniment està a menys de 16.000 milions d'anys llum.[8]

És força comú que tant en articles de recerca professional com d'afeccionats sovint s'utilitzi el terme univers referit a univers observable. Això es podria justificar en base a que no podem saber res per experimentació directa sobre cap part de l'univers que estigui Both popular and professional research articles in cosmology often use the term "universe" to mean "observable universe". This can be justified on the grounds that we can never know anything by direct experimentation about any part of the universe that is desconnectat causalment de nosaltres, encara que moltes teories creïbles requereixen un univers total molt més gran que l'univers observable. No existeix cap evidència que suggereixi que la frontera de l'univers observable constitueix una frontera de l'univers com tot, ni tampoc cap dels models cosmològic principals proposen que l'univers té cap frontera física, encara que alguns models proposen que podria ser finit però ilimitat, com un anàleg dimensional més gran de la superfície 2D d'una esfera que és finita en àrea però no té vora. És plausible que les galàxies dins del nostre univers observable representin només una minúscula fracció de les galàxies de l'univers. Segons la teoria de la inflació còsmica, si s'assumeix que la inflació començà a uns 10−37 segons després del Big Bang, llavors amb l'assumpció plausible de que la mida de l'univers en aquell temps era igual a la velocitat de la llum vegades la seva edat, el que suggeriria que al present la mida de l'univers sencer és almenys 1023 vegades més gran que la mida de l'univers observable.[14]

Si l'univers és finit però ilimitat, és també possible que l'univers sigui més petit que l'univers observable. En aquest cas, el que prenem com a galàxies molt distants podrien se de fer imatges duplicades de galàxies properes, formades per la llum que ha circumnavegat l'univers. És difícil provar aquesta hipòtesi experimentalment perquè diferents imatge d'una galàxia mostrarien diferents eres de la seva història, i conseqüentment podrien sembla força diferents. Bielewicz[15] assegura establir un límit inferior de 27,9 gigaparsecs (91.000 milions d'any llum) en el diàmetre de superfície de la radiació còsmica de fons (com que es tracta tan sols d'un límit inferior, es deixa oberta la possibilitat que l'univers sigui molt més gran, inclús infinit). Aquest valor es basa en les dades analítiques durant 7 anys del WMAP, tot i que aquesta aproximació és discutida.[16]

Mida[modifica | modifica el codi]

Visualització de l'univers observable en tres dimensions de 93.000 milions d'anys llum o 28.000 milions de parsec. L'escala és tal que els petits grans representen conjunts de gran nombre de supercúmuls. El cúmul de la Verge, on se situa la Via Làctia, està marcat al centre, però és massa petit per veure'l a la imatge.

La distància comòbil de la Terra a la fí de l'univers observable és d'uns 14 gigaparsecs (46.000 milions d'anys llum o 4,3x1026 metres) en qualsevol direcció. L'univers observable és doncs una esfera amb un diàmetre d'uns 29 gigaparsecs[17] (93 Gal o 8,8x1026 metres).[18] Assumint que l'espai és aproximadament pla, la mida correspon a un volum comòbil d'uns 1,3x10<sup<4 GPC3 ( (4.1×105 Gal3 o 3.5×1080m3)).

Les dades anteriors són distànces actuals (en [[Cronologia del Big Bang |temps cosmològic]]), no distàncies del temps en què la llum fou emesa. Per exemple, el fons de radiació de microones que veiem ara fou emès en el temps de la dissosiació del fotó, que s'estima que es produí fa una 380,000 anys després del Big Bang,[19][20] la qual cosa ocorregué fa una 13.800 milions d'anys. Aquesta radiació fou emesa per la matèria que s'ha, amb el pas del temps, condensat principalment en galàxies, i aquestes galàxies actualment es calcula que estan a uns 46.000 milions d'anys de nosaltres.[3][8] Per estimar la distància a la que la matèria del temps en què la llum fou emesa, hauríem de primer tenir en compte segons la mètrica deFriedmann–Lemaître–Robertson–Walker, que s'usa per modelar l'univers en expansió, si en el temps actual rebem la llum amb un desplaçament cap al roig de z, llavors el factor d'escala del temps en què la llum fou emesa ve donat per la següent equació.[21][22]

\! a(t) = \frac{1}{1 + z}

Els estudis de la WMAP donen un desplaçament cap al roig de la dissociació del fotó de z=1091.64 ± 0.47[19] la qual cosa implica que el factor d'escala del temps de la dissociació del fotó seria de 11092,64. Per tant, si la matèria que originàriament emeté els fotons de la radiació còsmica de fons més antics té una distància actual de 46.000 milions d'anys llum, llavors en el temps de la dissociació quan els fotosn foren emesos, la distància hauria estat tan sols de 42 milions d'anys llum.

Conceptes erronis[modifica | modifica el codi]

Algunes fonts han proporcionat un nombre considerable de dades incorrectes sobre la mida de l'univers observable. Algunes d'aquestes dades errònies es descriuen tot seguit:

13.8000 milions d'anys llum
Com és àmpliament conegut que res no pot accelerar a velocitats iguals o superiors a la de la llum, hi ha l'error comú que el radi de l'univers observable ha de ser de 13.800 milions d'anys llum. Aquest raonament seria cert si la concepció estàtica i plana de l'espai-temps de Minkowski sota la relativitat especial fos correcta. En l'univers real, l'espai-temps és curb de manera que s'adiu a la expansió de l'univers, com evindencia la llei de Hubble. Les distàncies obtingudes com a velocitat de la llum multiplicada per l'interval de temps cosmològic no té una significat físic directe.[23]
15.8000 milions d'anys llum
Aquesta xifra s'obté d'igual forma a la 13.800 milions d'anys llum, però començant per una edat errònia que fou publicada per la premsa a mitjans del 2006.[24][25]
78.000 milions d'anys llum
Al 2003, Cornish i el seu equip[26] trobà aquest límit inferior per al diàmetre de tot l'univers (no només la part observable), si postulem que l'univers és finit en mida a causa de tenir una topologia no banal,[27][28] amb aquest límit inferior basat en la distància actual estimada entre punts que podem veure a ambdós costats de la radiació còsmica de fons. Si l'univers total és més petit que aquesta esfera, llavors la llum hagués tingut temps de circumnavegar-lo des del Big Bang, produint múltiples imatges de punts distants en la radiació còsmica de fons, la qual cosa es mostraria com a patrons de cercles repetits.[29] Cornish investigà escales fins a 24 gigaparsecs (78 Gal o 7,4×1026 m)) i fracasà a trobar-lo, suggerí que si pogués estendre la seva recerca a totes les orientacions possibles, podria llavors poder excloure la possibilitat que vívim en un univers més petit de 24 Gpc de diàmetre. També estimaren que amb un soroll més baix i una major resolució dels mapes de radiació còsmica de fons podrien cercar cercles més petits i estendre el límit fins ~28 Gpc."[26] Aquesta estimcaicó del límit inferior màxim que pot establir-se en futures observacions correspon a un radi de gigaparsecs, o al voltant de 46.000 milions d'anys llum, aproximadament la mateixa quantitat que el radi de l'univers visible (el radi del qual està definit per l'esfera de radicació còsmica de fons). Una preimpressió del 2012 feta per la majoria d'autors de l'equip de Cornish va estendre l'actual límit inferior a un diàmetre del 98.5% del diàmetre de l'esfera de radiació còsmica de fons, sobre els 26 Gpc.[30]

Estructures a gran escala[modifica | modifica el codi]

Els estudis sobre el desplaçament cap al roig i la cartografia d'algunes bades de longitud d'ona de la radiació electromagnètica (en particular l'emissió de 21 cm) ha proporcionat molta informació sobre el contingut i el caràcter de l'estructua de l'uniers. L'organització de l'estructura sembla seguir un model jeràrquic amb organitzacions fins a l'escala de supercúmul o filaments galàctics. Sembla que estructures contínues més grans que aquestes no existirien, aquest fenomen se'l coneix com a Fi de la Grandesa.

Barreres, filaments, i buits[modifica | modifica el codi]

Reconstrucció del DTFE de les parts interior del 2dF Galaxy Redshift Survey (sondeig del desplaçament cap al roig de 2 graus)

L'organització de l'estructura començaria a nivell estel·lar, tot i que això és controvertit, la majoria dels cosmòlegs rarament dirigeixen l'astrofísica a aquesta escala. Les estrelles s'organitzen en galàxies, les quals s'organitzen en grups de galàxies, cúmuls de galàxies, supercúmuls, barreres i filaments, les quals estan separades per un immens buit, creant una vasta estructura semblant a l'escuma que a vegades s'anomena xarxa còsmica. Abans del 1989, s'assumia que cúmuls de galàxies virialitzats eren les estructures més grans que existien, i que estaven distribuïts més o menys uniformement en l'univers en totes les direccions. No obstant, basant-se en les dades de l'estudi sobre el desplaçament cap al roig, el 1989 Margaret Geller i John Huchra descobriren la "Gran Barrera CfA2",[31] una agrupació de galàxies de més de 500 milions d'anys llum de llarg i 200 milions d'ample, però només 15 milions de gruix. L'existència d'aquesta estructura no fou descoberta durant molt temps perquè calia localitzar la posició de les galàxies en tres dimensions, la qual cosa implica combinar la informació sobre la localització de las galàxies amb la informació sobre la distància del desplaçament cap al roig. Dos anys després, els astrònoms Roger G. Clowes i Luis E. Campusano descobriren el CQ Clowes-Campusano, un cúmul de quàsars que mesura dos mil milions d'anys llum en el seu punt més ampla, i que fou l'estrutura més gran de l'univers conegut en el seu moment. A l'abril de 2003, una altra estructura a gran escal fou descoberta, la Gran Barrera Sloan. A l'agost del 2007, és destectà un possible superbuit en la constel·lació d'Eridà.[32] Coincideix amb el punt fred de la radiació còsmica de fons, una regió freda que és altament improbable d'acord amb els models cosmològics actuals. Aquest superbuit el podria causar el punt fred, però per causar això hauria de ser improbablement gran, possiblement mil milions d'anys llum de diàmetre.

Una alta estructura a gran escala és l'emissor Lyman-Alpha Himiko, un conjunt de galàxies i enormes bombolles de gas que mesura sobre els 200.000 milions d'anys.

En estudies més recents l'univers apareix com un conjunt de buits en forma de bombolles gegants superats per barreres i filaments de galàxies, on apareixen els supercúmuls como nòdols ocasionals relativament densos. Aquesta xarxa és clarament visible en el 2dF Galaxy Redshift Survey. En la imatge, es mostra una reconstrucció tridimensional de la part interior de l'estudi, revelant una impressionant vista de les estructures còsmiques de l'univers proper. Alguns supercúmuls hi queden fora, com la gran barrera Sloan.

El 2011, un cúmul de quàsars fou descobert, U1.11, que mesura sobre els 2.500 milions d'anys. L'11 de juny de 2013, un altre cúmul de quàsars fou descobert, l'Enorme-CQ que amb 4.000 milions d'anys llum fou considerat com l'estructura més gran de l'univers fins aquell moment.[33] Al novembre del 2013 es descobrí la Gran Barrera d'Hèrcules-Corona Boreal,[34] una estructura el doble de gran que l'anterior. Es definí gràcies a cartografiar esclats de raigs gamma.[34][35]

Fi de la grandesa[modifica | modifica el codi]

La Fi de la Grandesa és una escala observacional d'aproximadament 100 Mpc (uns 300 milions d'anys llum) on la granulació vista en les estructures a gran escala de l'univers està homogeneïtzada i isotropitzada en concordança amb el principi cosmològic. A aquesta escala, no hi ha cap fractalitat pseudo-aleatòria aparent..[36] Els supercúmuls i filaments que es poden veure en estudis més petits són aleatoris fins al punt que la distribució de la uniformitat de l'univers és aparent visualment. No fou fins que es completà l'estudi de desplaçament cap al roig als anys 90 que es pogué observar acuradament.[37]

Observacions[modifica | modifica el codi]

"La vista panoràmica del tot el cel en prop infraroig revela la distribució de les galàxies més enllà de la Via Làctia. La imatge deriva de la 2MASS Extended Source Catalog (XSC)—més d'1,5 milions de galàxies, i el Point Source Catalog (PSC)--prop de 500 milions d'estrelles a la Via Làctia. Les galàxies presenten un codi de color segons el desplaçament cap al roig obtingut a partir dels estudis de UGC, CfA, Tully NBGC, LCRS, 2dF, 6dFGS, i la SDSS (i de diverses observacions compilades per NASA Extragalactic Database), o deduïdes fotomètricament del Banda K (2,2 um). El blau són les fonts més properes a (z < 0.01); els verds són de distàncies moderades (0.01 < z < 0.04) i el vermell són les fonts més distants que resol el 2MASS (0.04 < z < 0.1). El mapa es projecte amb una àrea igual Aitoff al sistèma galàctic (Centre de la Via Làctia).[38]

Un altre indicador d'estructura a gran escala és el bosc de Lyman-Alpha. Es tracta d'un conjunt de línies d'absorció que apareixen en l'espectre de llum de quàsars, les quals s'interpreten com indicadors de l'existència d'enormes làmines de gas intergalàctiques (principalment hidrogen). Sembla que aquestes làmines estiguin associades a la formació de noves galàxies.

No obstant, cal precaució en descriure estructures a una escala còsmica perquè les coses són sovint diferents del que semblen. Una lent gravitatòria (curvatura de la llum per la gravetat) pot fer que una imatge sembli originar-se en una direcció diferent de la font real. Això succeeix quan objectes de fons (com galàxies) corben l'espai-temps (com prediu la relativitat general), i desvien els raigs de llum. Una lent gravitatòria forta pot a vegades ampliar galàxies distants, fent-les més fàcil de detectar. Una lent gravitatòria febles (tall gravitacional) també canvia subtilment les estructures a gran escala. Fins al 2004, les mesures sobre aquest tall subtil es mostraren com a prometedors tests de models cosmològics.

Les estructures a gran escala de l'univers també es mostren diferents si només s'usa el desplaçament cap al roig per mesurar les distàncies a les galàxies. Per exemple, un cúmul de galàxies atreu les galàxies qui hi ha al darrere, i per tal cauen cap a el cúmul, per la qual cosa estan lleugerament desviades cap al blau (comparades amb com serien si no hi hagués cap cúmul) i a la cara més propera estan una mica desviades cap al roig. Per tant, el medi del cúmul sembla una mica aixafat si utilitzem el desplaçament cap al roig per mesurar la distància. L'efecte oposat succeeix en galàxies que es troben dins d'un cúmul: les galàxies tenen un cert moviment aleatori al voltant del centre del cúmul, i quan aquests moviments aleatoris en converteixen en desplaçaments cap al roig, el cúmul apareix allargat. Aquest fet crea un 'dit de Déu'—la il·lusió d'una cadena llarga de galàxies apuntant a la Terra.

Cosmografia del nostre veïnatge còsmic[modifica | modifica el codi]

Al centre del supercúmul d'Hidra-Centaure, una anomalia gravitàtoria anomenada el Gran Atractor afecta el moviment de les galàxies sobre una regió de milions d'anys llum. Aquestes galàxies estan totes desplaçades cap al roig, segons la llei de Hubble. Això indica que retrocedeixen de nosaltres i entre elles, però les variacions en el seu desplaçament cap al roig són prou com per revelar l'existència d'una concentració de massa equivalent a desenes de milers de galàxies.

El Gran Atractor, descobert el 1986, es troba a una distància d'entre 150 i 250 milions d'anys llum (250 milions d'anys és l'estimació més recent), en la direcció de les constel·lacions d'Hidra Femella i la Centaure. En el seu veïnatge hi ha una preponderància de grans galàxies velles, moltes de les quals xocant amb les seves veïnes, i/o irradiant grans quantitats d'ones de ràdio.

El 1987 l'astrònom R. Brent Tully de l'institut d'astronomia de la Universitat de Hawaii identificaren el que anomenaren complex de supercúmuls Peixos-Balena, una estructura de mil milions d'anys llum de llarg i 150 milions d'anys llum d'ample on el supercúmul estave embedit.[39][40]

Massa de la matèria ordinària[modifica | modifica el codi]

La massa de l'univers sovint es postula en 1050 tones o 1053 kg.[41] En aquest context, la massa es refereix a la matèria ordinària i inclou el medi interestel·lar i el medi intergalàctic. No obstant, s'exclou la matèria fosca i l'energia fosca. Tres càlculs sostenen aquestes dades de massa de la matèria ordinària en l'univers: estimacions basades en la densitat crítica, extrapolacions del nombre d'estrelles, i estimacions basades en l'estadi estacionari. Els càlculs, òbviament, assumeixen un univers finit.

Estimacions basades en la densitat crítica[modifica | modifica el codi]

La densitat crítica és la densitat d'energia on l'expansió de l'univers està en equilibri entre l'expansió contínua i el col·lapse.[42] Observacions del fons còsmic de microones de la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe suggereixen que la curvatura espacial de l'univers és molt propera a zero, la qual cosa en els actuals models cosmològics implica que el valor del paràmetre de densitat ha de ser molt proper a un valor de densitat crític. En aquest cas, el càlcul per la densitat crítica \rho_c, és:[43]

\rho_c = \frac{3H_0^2}{8 \pi G}

on G és la constant de la gravitació. Des del telescopi Planck de l'agència espacial europea resulta que: H_0, és 67,15 quilòmetres per segon per mega parsec. Això dóna una densitat crítica de 0,85×10−26
 kg/m3
(normalment coneguda com 5 àtoms/m3 d'hidrogen). Aquesta densitat inclou quatre tipus d'energia/massa significatius: matèria ordinària (4.8%), neutrins (0.1%), matèria fosca freda (26.8%), i energia fosca (68.3%).[4] S'ha de fer notar que encara que els neutrins es defineixen com a partícules com electrons, estan llistat separadament perquè són difícils de detectar i són diferents de la matèria ordinària. Per tant, la densitat de la matèria ordinària és 4,8% vegades la densitat crítica total calculada o 4,08×10−28
 kg/m3
. Per convertir aquesta densitat en massa hem de multiplicar-la pel volum, un valor basat en el radi de l'univers observable. Com que l'univers s'ha estat expandint durant 13.700 milions d'anys, la distància comòbil (radi) actualment és d'uns 46.600 milions d'anys. Per tant, el volum (4/3 π r3) és igual a 3,58×1080
 m3
i la massa de la matèria ordinària iguala la densitat (4,08×10−28
 kg/m3
) vegades volum (3,58×1080
 m3
) o 1,46×1053
 kg
.

Extrapolació del nombre d'estrelles[modifica | modifica el codi]

Actualment no hi ha manera de saber amb exactitud el nombre d'estrelles, però de les dades conegudes, es pot deduir que hi entre 1022 i 1024.[44][45][46][47] Una forma de corroborar aquesta interval és estimar el nombre de galàxies i multiplicar-lo pel nombre d'estrelles que hi ha de promig en una galàxia.[48] L'àrea d'aquest espai és de 3,4 minuts d'arc a cada banda. Com a comparació, caldria unes 50 d'aquestes imatges per cobrir la lluna plena. Si es considera aquesta àrea com representativa de tot el cel, hi hagué llavors sobre els 100.000 milions de galàxies en l'univers.[49] El 2012 els científics del Hubble produïren la imatge Hubble Extreme Deep Field que mostrava una quantitat una mica major de galàxies en una àrea comparable.[50] No obstant, per comptar el nombre d'estrelles basant-se en aquestes imatges, calen assumpcions addicionals: el percentatge tant de grans galàxies com de galàxies nanes; i el nombre mitjà d'estrelles de cada una. Llavors, una opció raonable és assumir un terme mitjà de 100.000 milions de galàxies, la qual cosa donaria 10 22 estrelles. A més, necessitaríem la massa mitjana de les estrelles, la qual es pot calcular amb la distribució d'estrelles de la Via Làctia. A la Via Làctia, si un gran nombre d'estrelles es compten per la classe espectral, 73% són estrelles de classe M que només contenen un 30% de la massa solar. Considerant la massa i el nombre d'estrelles de cada classe espectral, les estrelles tindrien una mitjana del 51,5% de la massa solar.[51] La massa solar és de 2×1030
 kg
, per tant, un nombre raonable per la d'una estrella mitjana de l'univers seria de 1030 kg. Llavors, la massa de totes les estrelles iguala el nombre d'estrelles (1022) vegades una massa mitjana d'una estrella (1030 kg) o 1052 kg. El següent càlcul s'ajusta al medi interestel·lar i el medi intergalàctic. El medi interestel·lar és el material entre les estrelles: gas (majoritàriament hidroogen) i pols, i el medi intergalàctic majoritàriament hidrogen. La matèria ordinària (protons, neutrons i electrons) existeisen en el dos medis així com en les estrelles. El percentatge de cada part és: estrelles - 5.9%, medi interestel·lar – 1.7%,i medi intergalàctic - 92.4%.[52] En conseqüència, per extrapolar la massa de l'univers de la massa de les estrelles, es divideix la massa calculada per les estrelles 1052 kg entre 5,9%. El resultat és 1,7×1053
 kg
per a tota la matèria ordinària.

Estimacions basades en un univers en estat estacionari[modifica | modifica el codi]

Fred Hoyle calculà la massa d'un univers observable en estat estacionari usant la fórmula:[53]

\frac{4}{3}\pi\rho\left(\frac{c}{H}\right)^3

que també es pot expressar com[54]

\frac{c^3}{2GH} \

On H = Constant de Hubble, ρ = Valor de Hoyle per la densitat, G = constant de la gravitació, i c = velocitat de la llum. Aquest càlcul dóna aproximadament 0,92×1053
 kg
; No obstant, això representat 'tota l'energia/matèria i està basat en el volum de Hubble (el volum d'una esfera amb un radi igual a la longitud de Hubble d'uns 13.700 milions d'anys llum). El càlcul de la densitat crítica anterior es basa en el radi de distància comòbil de 46.600 milions d'anys. Per tant, el resultat de l'equació de Hoyle massa/energia s'hauria d'ajustar per l'increment de volum. El radi de distància comòbil dóna un volum unes 39 vegades superior (46,7 al cub dividit per 13,7 al cub). No obstant, com s'incrementa el volum, la matèria ordinària i la matèria fosca no s'incrementen; només l'energia fosca incrementa el seu volum. Per tant, assumint que l'energia ordinària i l'energia fosca són el 27,9% del total de la massa/energia, i l'energia fosca és el 72,1% el càlcul de la quantitat total de massa/energia de l'estat estacionari seria: massa de la matèria ordinària i la matèria fosca (27,9% vegades 0,92×1053
 kg
) més la massa de l'energia fosca ((72,1% vegades 0,92×1053
 kg
) vegades el volum incrementat (39)). Això és: 2,61×1054
 kg
. Com s'indica abans el mètode de la densitat crítica, la matèria ordinària és 4,8% de tota l'energia/matèria. Si el resultat de Hoyle es multiplica per aquest percentatge, el resultat de la matèria ordinària és 1,25×1053
 kg
.

Comparació de resultats[modifica | modifica el codi]

Si es comparen els tres càlculs independents, s'obtenen resultats raonablement propers: 1,46×1053
 kg
, 1,7×1053
 kg
, and 1,25×1053
 kg
. The average is 1,47×1053
 kg
.

Les assumpcions clau usant l'extrapolació del mètode de la massa estel·lar era un nombre d'estrelles de (1022) i el percentatge de matèria ordinària en estrelles de (5.9%). Les assumpcions claus en el mètode de densitat crítica eren el radi de la distància comòbil de l'univers (46.600 milions d'anys llum) i el percentatge de matèria ordinària en tota la matèria (4.8%). Les assumpcions clau usant el mètode de l'estat estacionari de Hoyle eren el radi de distància comòbil i el percentatge d'energia fosca en tota la massa (72.1%). Tant el mètode de la densitat crítica com el de l'estat estacionari de Hoyle usen la constant de Hubble (67.15 km/s/Mpc).

Contingut de la matèria — nombre d'àtoms[modifica | modifica el codi]

Assumint que la massa de la matèria ordinària és d'uns 1,47×1053
 kg
(reference previous section) i que tots els àtoms són àtoms d'hidrogen (en realitat representen al voltant de el 74% de tots els àtoms en la nostra galàxia en massa). Es divideix la massa de la matèria ordinària per la massa d'un àtom d'hidrogen (1,47×1053
 kg
dividit per 1,67×10−27
 kg
). El resultat dóna uns 1080 àtoms d'hidrogen.

Els objectes més distants[modifica | modifica el codi]

L'objecte astronòmic més distant fins al gener de 2011 és la protogalàxia UDFj-39546284. El 2009, un gran esclat de raigs gamma, GRB 090423, es trobà que tenia un desplaçament cap al roig de 8,2, la qual cosa indica que l'estrella que el produí explotà quan l'univers tan sols tenia 630 milions d'anys.[55] L'esclat succeí aproximadament fa 13.000 milions d'anys,[56] per tant una distància d'uns 13.000 milions d'anys llum s'ha donat com a objectes més distants (a vegades s'ha precisat fins als 13.035 milions d'anys llum),[55] encara que això seria la distància que la llum ha recorregut. La distància pròpia per a un desplaçament cap al roig de 8,2 seria d'uns 9,2 Gigaparsec,[57] o prop de 30.000 milions d'anys llum. Un altre objecte molt llunyà i localitzat més enllà de Abell 2218 és una galàxia, també amb una distància recorreguda per la llum de 13.000 milions d'anys llum, amb observacions del telescopi Hubble presenta un desplaçament cap al roig de 6,6 i 7,1 i observacions dels telescopis Keck indiquen un desplaçament cap al roig de prop de 7.[58] La llum de la galàxia que ara observem des de la Terra va començar el seu viatge uns 750 milions d'anys després del Big Bang.[59]

Horitzons[modifica | modifica el codi]

El límit de l'observabilitat del nostre univers es basa en un conjunt d'horitzons cosmològics que limiten, basant-se en diverses restriccions físiques, l'extensió sobre la qual podem obtenir informació sobre els esdeveniments de l'univers. L'horitzó més famós és l'horitzó de la partícula que posa un límit a la distància exacta que podem veure a causa de l'edat de l'univers finit. Altres horitzons s'associen amb la possible extensió futura de les observacions (més gran que l'horitzó de la partícula degut a l'expansió de l'espai), un horitzó òptic en la radiació còsmica de fons, i els horitzons associats amb la radiació còsmica de fons de neutrins i les ones gravitatòries de fons.

Diagrama de la localització de la Terra en l'univers observable. (Feu clic aquí per engrandir la imatge.)
Diagrama de la localització de la Terra en l'univers observable. (Feu clic aquí per engrandir la imatge.)

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Gary Hinshaw. «What is the Universe Made Of?». NASA WMAP, 10 de febrer de 2006. [Consulta: 1 de març de 2007].
  2. «Misconceptions about the Big Bang» (en anglès). Scientific American, 2005. [Consulta: 5 de març de 2007].
  3. 3,0 3,1 Gott III, J. Richard. «A Map of the Universe». The Astrophysics Journal, 624, 2005, pàg. 463. arXiv: astro-ph/0310571. Bibcode: 2005ApJ...624..463G. DOI: 10.1086/428890.
  4. 4,0 4,1 Planck collaboration. Submitted to Astronomy & Astrophysics, 2013. arXiv: 1303.5076. Bibcode: 2013arXiv1303.5076P.(anglès)
  5. Davis, Tamara M.. «Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the universe». Publications of the Astronomical Society of Australia, 21, 2004, pàg. 97. arXiv: astro-ph/0310808. Bibcode: 2004PASA...21...97D. DOI: 10.1071/AS03040.(anglès)
  6. «Extra Dimensions in Space and Time». Springer, pàg. 27–.(anglès)
  7. Frequently Asked Questions in Cosmology. Astro.ucla.edu. Retrieved on 2011-05-01.
  8. 8,0 8,1 8,2 8,3 Lineweaver, Charles. «Misconceptions about the Big Bang», 2005.
  9. L'univers s'expandeix més ràpid que la velocitat de la llum?(anglès)
  10. La distància comòbil del límit de visibilitat futura es calcula a la pàgina 8 de l'article de Gott et al. A Map of the Universe en unes 4,50 vegades el radi de Hubble, donat com a 4.220 milions de parsecs (13.76 milions d'anys llum), mentre el radi comòbil actual de l'univers observable es calcula a la pàgina 7 en unes 3,38 vegades el radi de Hubble. El nombre de galàxies en una esfera d'un radi comòbil donat és proporcional al cub del radi, per tant, la ràtio entre el nombre de galàxies observables en el límit de visibilitat futur i el nombre de galàxies observables avui en dia seria de (4.50/3.38)3 = 2.36.
  11. Krauss, Lawrence M.. «The Return of a Static Universe and the End of Cosmology». General Relativity and Gravitation, 39, 2007. arXiv: 0704.0221. Bibcode: 2007GReGr..39.1545K. DOI: 10.1007/s10714-007-0472-9.
  12. Using Tiny Particles To Answer Giant Questions. Science Friday, 3 Apr 2009. According to the transcript, Brian Greene fa el comentari t "i de fet, en un futur llunyà, tot el que ara veiem, excepte la nostra galàxia local desapareixerà. L'univers sencer desapareixerà davant dels nostres ulls, i és un dels meus arguments per fundar la cosmologia. Hem de fer-ho mentre tinguem l'oportunitat."
  13. Loeb, Abraham. «The Long-Term Future of Extragalactic Astronomy». Physical Review D, 65, 2002. arXiv: astro-ph/0107568. Bibcode: 2002PhRvD..65d7301L. DOI: 10.1103/PhysRevD.65.047301.
  14. Alan H. Guth. «The inflationary universe: the quest for a new theory of cosmic origins». Basic Books, 17 de març de1998, pàg. 186–.(anglès)
  15. Constraints on the Topology of the Universe
  16. «Observable circles-in-the-sky in flat universes». IoP Publishing, 2010.
  17. «WolframAlpha».(anglès)
  18. «WolframAlpha».
  19. 19,0 19,1 «Seven-any Wilson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results» (PDF).
  20. Abbott, Brian. «Microwave (WMAP) All-Sky Survey», 30 maig 2007.
  21. Paul Davies. «The new physics». Cambridge University Press, 28 agost 1992.
  22. V. F. Mukhanov. «Physical foundations of cosmology». Cambridge University Press, 2005, pàg. 58–.
  23. Ned Wright, "Why the Light Travel Time Distance should not be used in Press Releases".
  24. Universe Might be Bigger and Older than Expected. Space.com (2006-08-07). Retrieved on 2011-05-01.
  25. Big bang pushed back two billion anys – space – 04 August 2006 – New Scientist. Space.newscientist.com. Retrieved on 2011-05-01.
  26. 26,0 26,1 «Constraining the Topology of the Universe». Phys. Rev. Lett., 92, 2003. arXiv: astro-ph/0310233. Bibcode: 2004PhRvL..92t1302C. DOI: 10.1103/PhysRevLett.92.201302.
  27. Levin, Janna. «In space, do all roads lead to home?».
  28. http://cosmos.phy.tufts.edu/~zirbel/ast21/sciam/IsSpaceFinite.pdf
  29. Bob Gardner's "Topology, Cosmology and Shape of Space" Talk, Section 7. Etsu.edu. Retrieved on 2011-05-01.
  30. «Constraints on the Topology of the Universe: Extension to General Geometries». Cornell University. arXiv: 1206.2939. Bibcode: 2012arXiv1206.2939V.
  31. M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989).
  32. Biggest void in space is 1 billion light anys across – space – 24 August 2007 – New Scientist. Space.newscientist.com. Retrieved on 2011-05-01.
  33. Wall, Mike. «Largest structure in universe discovered», 2013-01-11.
  34. 34,0 34,1 Horvath I., Hakkila J.. «The largest structure of the Universe, defined by Gamma-Ray Bursts». , 2013. arXiv: 1311.1104.
  35. «Universe's Largest Structure is a Cosmic Conundrum», 2013-11-19.
  36. LiveScience.com, "The Universe Isn't a Fractal, Study Finds", Natalie Wolchover,22 August 2012
  37. Robert P Kirshner. «The Extravagant Universe: Exploding Stars, Dark Energy and the Accelerating Cosmos». Princeton University Press, 2002, pàg. 71.
  38. "Large Scale Structure in the Local Universe: The 2MASS Galaxy Catalog", Jarrett, T.H. 2004, PASA, 21, 396
  39. «Massive Clusters of Galaxies Defy Concepts of the Universe», 10 de novembre de 1987.(anglès)
  40. «Map of the Pisces-Cetus Supercluster Complex».(anglès)
  41. Paul Davies. «The Goldilocks Enigma». nom Mariner Books, 2006, pàg. 43–.
  42. Michio Kaku. «Parallel Worlds». Anchor Books, 2005, pàg. 385.
  43. Bernard F. Schutz. «Gravity from the ground up». Cambridge University Press, 2003.
  44. «Astronomers count the stars», 22 juliol 2003.
  45. "trillions-of-earths-could-be-orbiting-300-sextillion-stars"(anglès)
  46. van Dokkum, Pieter G.. «A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies». Nature, 468, 2010, pàg. 940–942. arXiv: 1009.5992. Bibcode: 2010Natur.468..940V. DOI: 10.1038/nature09578. PMID: 21124316.(anglès)
  47. "How many stars?"(anglès)
  48. [url= http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/28/text/]| NASA, Hubble News Release STSci - 2004-7(anglès)
  49. James R Johnson. «Comprehending the Cosmos, a Macro View of the Universe». CreateSpace Independent Publishing Platform, pàg. 36.(anglès)
  50. «Hubble Goes to the eXtreme to Assemble Farthest Ever View of the Universe», 25 setembre 2012.(anglès)
  51. James R Johnson. «Comprehending the Cosmos, a Macro View of the Universe». CreateSpace Independent Publishing Platform, pàg. 34.(anglès)
  52. «"The Cosmic Energy Inventory", Astro Physics Review 18 Aug 2004». Astrophysics Review.(anglès)
  53. Helge Kragh. «Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe». Princeton University Press, 1999-02-22, pàg. 212, Chapter 5.
  54. http://arxiv.org/abs/1004.1035 Valev,Dimitar, L'estimació del total de massa i energia de l'univers, arXiv:1004.1035v [physics. gen-ph] 7 Apr 2010, pàgines= 3-4, Recentment, Valev ha derivat per anàlisi dimensional dels paràmetres c, G, i H l'equació c^3/(GH) que és propera la fórmula de Hoyle.
  55. 55,0 55,1 New Gamma-Ray Burst Smashes Cosmic Distance Record – NASA Science. Science.nasa.gov. Retrieved on 2011-05-01.
  56. More Observations of GRB 090423, the Most Distant Known Object in the Universe. Universetoday.com (2009-10-28). Retrieved on 2011-05-01.
  57. «Impact on cosmology of the celestial anisotropy of the short gamma-ray bursts». Baltic Astronomy, 18, 2009. arXiv: 1005.1558. Bibcode: 2009BaltA..18..293M.
  58. Hubble and Keck team up to find farthest known galaxy in the Universe|Press Releases|ESA/Hubble. Spacetelescope.org (2004-02-15). Retrieved on 2011-05-01.
  59. MSNBC: "Galaxy ranks as most distant object in cosmos"