�ݺ�ߣ

Origen i evolució
de l’Univers

Es pensa que el temps, l’espai, l’energia i la matèria
van néixer fa uns 15000 milions d’anys d’acord amb
el Big Bang, la teoria més acceptada en l’actualitat

Als seus primers instants, l’Univers era
extremadament dens i calent, i contenia energia
pura. Tota la matèria, el temps i l’espai estaven
originàriament condensats en un punt d’enorme
densitat, una singularitat

El Big Bang no va ser una explosió en l’espai,
sinó una expansió del mateix cap a totes
direccions

Durant els primers 300000 anys després del Big Bang, es van formar
primer les partícules subatòmiques i després les atòmiques; era l’era de
la radiació. Passada aquesta, es van començar a formar els primers
àtoms, donant lloc a l’era de la matèria

Durant el primer microsegon (10-6 segons) després del Big Bang, la
temperatura de l’Univers va baixar d’uns 1034 C a tan sols 1013 C i
va expandir-se des d’una singularitat fins a uns 105 milions de km

No se sap que va passar al primer instant després del Big
Bang, l’era de Planck, però després d’ella es pensa que va
haver-hi una inflació o breu expansió per la qual l’Univers
va passar de ser milers de milions de vegades més petit que
un protó a una mida entre una canica i un camp de futbol.
Això passava només 10-35 segons després de la Gran
Explosió; era l’era de la inflació
Ø = 10-26 m – 10 m

1027 C 10-34 s

1022 C 10-36 s

10-32 segons després del Big Bang, l’Univers era una “sopa” de
partícules fonamentals i antipartícules formades a partir de l’energia
en parells de partícula-antipartícula que es trobaven i aniquilaven,
reconvertint-se en energia; es coneix com l’era dels quarks

Algunes partícules d’aquestes existeixen encara com constituents
de la matèria, com els quarks i els leptons i les seves
antipartícules o bé com a partícules portadores de força, com els
gluons. Potser van haver-hi d’altres que ja no existeixen o són
difícils de detectar

Després d’un microsegon, l’Univers es va refredar suficientment com
perquè quarks i antiquarks, units en grups de 2 i 3, formessin partícules
més pesades en un procés anomenat confinament de quarks
Ø = 1011 km - 1012 km

1013 C
1s

1012 C 10-6 s

Els quarks a dalt i els quarks a baix es van combinar amb els gluons,
produint protons i neutrons. Es van formar altres partícules, però
s’aniquilaven ràpidament. Al segon següent, els protons i neutrons
residuals podrien transformar-se uns en altres, emetent i absorbint
electrons i neutrins (leptons)

Un segon després del Big Bang, els neutrons es
van anar convertint en protons a mesura que
l’Univers es refredava. Quan va haver-hi un neutró
per cada set protons, la majoria de neutrons
restants es van combinar amb protons i van produir
nuclis d’heli amb dos protons i dos neutrons
cadascú. Estem a l’era de la nucleosíntesi

Ø = 10 anys llum – 10000 anys llum

1010 C 200s

1s
108 C

Les col·lisions 100 segons després del Big Bang van crear nuclis
d’heli-4 (2 protons i 2 neutrons), així com també petites quantitats
d’altres nuclis atòmics, com heli-3 (2 protons i 1 neutró), liti (3
protons i 4 neutrons) i deuteri o hidrogen-2 (1 protó i 1 neutró).
Aquestes nucleosíntesis van acabar en 2 o 3 minuts i van absorbir tots
els neutrons lliures. En aquest temps s’havia format ja el 98% dels
àtoms d’heli actuals 1H 2H

75% hidrogen

4He

25% heli

<0.01% liti

Durant aquesta dilatada era l’Univers va continuant expandint-se i
refredant-se durant centenars de milers d’anys, però encara tenia
massa energia perquè es formessin àtoms. Els electrons s’unien amb
protons o nuclis d’heli, però els fotons els separaven ràpidament. Al
final d’aquesta era, anomenada era opaca o de recombinació, hi havia
molts més protons lliures que nuclis d’heli i ja es podien formar els
primers àtoms. Així es creaven uns 9 àtoms d’hidrogen per cada àtom
d’heli, a més d’alguns àtoms de liti i deuteri.

Amb aquesta era es va acabar l’era de la radiació o el Big Bang
pròpiament dit; a partir d’aquí fins els nostres dies va venir l’era de la
matèria
Ø = 10000 anys llum – 108 anys llum
300000 anys
108 C

2700 C 200s

Les proves del Big Bang
• Radiació de fons de microones (CMBR). És la prova més sòlida del
Big Bang. L’espectre de la CMBR, descobert per Arno Penzias i Robert
Wilson en 1964, va evidenciar la calor uniforme de l’Univers primitiu.
Penzias i Wilson van tractar de mesurar ones de radi provinents de la
nostra galàxia i van descobrir una enorme quantitat de radiacions que
provenien de tot arreu del cel. Aquestes radiacions provenien d’un gas
que hauria d’estar a una temperatura de 3 K (-270 C). Van rebre el Premi
Nobel per aquest descobriment
300000 anys avui

•Expansió. Si l’Univers s’està expandint, un dia va d’haver ser molt més
petit i calent. Aquesta expansió la va descobrir Edwin Hubble al 1920
mitjançant el desplaçament al vermell de les línees d’absorció dels
espectres electromagnètics produït per l’efecte Doppler: si un objecte
s’apropa, les ones s’escurcen, mentre que si s’allunya s’allarguen.
Hubble va descobrir que hi havia milions de galàxies a l’Univers que no
pertanyien a la nostra galàxia i que s’allunyaven de nosaltres a velocitats
enormes, la qual cosa demostra que l’univers s’està expandint

Hubble també va descobrir que la raó entre la distància i la velocitat
d’una galàxia és constant (la constant de Hubble) que es pensa que és
de 80000 km/h per milió d’anys llum

Si bé la radiació de fons de microones i l’expansió de l’Univers són
les proves més importants del Big Bang, hi ha més observacions que
recolzen aquesta teoria:

•Abundància dels elements. La teoria del Big Bang prediu
exactament la proporció d’elements lleugers (hidrogen, heli i liti)
presents a l’Univers actual

• Relativitat General. Aquesta teoria prediu que l’Univers deu estar
en expansió o contracció, doncs no manté la mateixa mida

• Foscor del cel nocturn. Si l’Univers fos infinit en mida i edat, a la
Terra no es faria mai de nit, doncs rebria llum de tots els costats.
Aquest fet va anomenar-se paradoxa d’Olber, que va ser resolta amb
el Big Bang, que proposa que l’Univers no sempre va existir

El període que va des del naixement dels àtoms, uns 300000 anys
després del Big Bang fins que es van encendre les primeres estrelles,
és l’anomenada edat fosca. Als 350000 anys l’Univers era ple de
fotons que irradiaven en totes direccions i àtoms d’hidrogen i heli i
neutrins i altra matèria fosca

Però malgrat la gran quantitat de radiació, no es veu llum d’aquell
moment. Això és perquè l’expansió de l’Univers ha estirat les
longituds d’ona en un factor de mil. Això fa que els fotons no arriben
a la Terra com llum visible, sinó com fotons de baixa energia de la
radiació de fons (CMBR). La seva longitud d’ona, abans
característica de la bola de foc de l’Univers, és ara la d’un objecte
molt fred, a -270 C

L’Univers acabat de néixer. Aquesta imatge del satèl·lit WMAP de tot
el cel, mostra les minúscules fluctuacions de la temperatura de la
CMBR relacionades amb irregularitats inicials en la densitat de la
matèria. Es tracta, en realitat, d’una imatge de l’Univers acabat de
néixer

Les primeres estrelles, formades tan sols uns 200 milions d’anys
després del Big Bang, consistien pràcticament en hidrogen i heli,
doncs quasi no existia cap altre element químic. Les nebuloses
estel·lars, sense elements pesats, es condensaven en cúmuls de gas
més grans que els actuals. Les estrelles formades en ells, eren
enormes i molt calentes, amb una massa entre 100 i 1000 vegades la
del Sol. Moltes van viure alguns milions d’anys i van morir com
supernoves

Més grans que les Pleiades

No se sap del tot quan van aparèixer les primeres galàxies, però
estudis recents ha rellevat l’existència de galàxies molt febles i amb
un gran desplaçament al vermell, sols 500 milions d’anys després del
Big Bang

En el curs de la seva vida i mort, les primeres estrelles massives van
crear nous elements químics que van dispersar per l’espai. Alguns
elements com el carboni, l’oxigen, el silici i el ferro, es van crear per
fusió nuclear dins dels nuclis de les estrelles; els elements més pesats
que el ferro, com el bari i el plom, es van formar durant les seves morts
violentes. Més tard, estrelles de segona i tercera generació, formades a
partir del medi interestel·lar, van crear més elements pesats i els van
tornar al medi interestel·lar mitjançant vents estel·lars i explosions de
supernoves. Aquests processos de reciclatge i enriquiment del cosmos
continuen en l’actualitat. A la Via Lactea, els nous elements pesats van
ser essencials per la formació d’objectes, des de planetes rocosos a
organismes vius

El destí de l’Univers
És possible que l’Univers duri indefinidament, però és improbable que ho facin els
tipus d’estructures que existeixen en l’actualitat com planetes, estrelles i galàxies. En
algun moment d’un futur llunyà, la nostra Galàxia i la resta s’allunyaran i patiran una
mort lenta i freda, o bé deixaran d’existir en un procés invers al Big Bang. Un destí o
l’altre dependrà en gran mesura de la naturalesa de l’energia fosca: una misteriosa
força contrària a la gravetat descoberta recentment, així com de la densitat mitjana de
l’Univers

Fins fa poc es pensava que el ritme d’expansió de l’Univers decreixia degut a l’efecte
de frenat de la gravetat. Tanmateix es creia que els dos possibles destins de l’Univers
depenien tan sols de la densitat de la massa-energia del mateix. Es va calcular que si
la densitat arribava a superar un valor crític, la gravetat faria que l’Univers deixés
d’expandir-se i es col·lapsés en una gran implosió devastadora: el Big Crunch. Si per
al contrari, la densitat quedava per sota o en el punt exacte d’aquest valor crític,
l’Univers s’expandiria indefinidament, però frenat paulatinament per la gravetat. En
aquest cas, l’agonia de l’Univers seria dilatada i freda: el Big Chill

Els cosmòlegs basen parcialment les seves hipòtesis sobre el destí de l'Univers en
models matemàtics que indiquen que, depenen de la densitat de la seva massa-
energia, té tres possibles geometries, cadascuna amb una curvatura espai-temps
diferent que es representa amb un model bidimensional. Abans del descobriment de
l’energia fosca, hi havia una correspondència entre aquestes geometries i el destí de
l’Univers: es considerava que un univers tancat o corbat positivament acabaria en un
Big Crunch i un univers obert o corbat negativament, en un Big Chill, com també ho
faria un univers pla, malgrat que la seva expansió es desacceleraria fins quasi
paralitzar-se

Univers tancat: la seva densitat supera la
densitat crítica. Univers finit en massa i
extensió. Les línies paral·leles són
convergents.

Univers obert: la seva densitat és inferior a la
densitat crítica. Univers infinit. Les línies
paral·leles són divergents.

Univers pla: la seva densitat és la crítica
exacta; les línies paral·leles mai es trobarien.
Es pensa que l’Univers és pla o quasi pla.

En descobrir-se l’energia fosca, aquestes correspondències van deixar de funcionar. Si
la intensitat de l’energia fosca es manté constant, l’expansió de l’Univers, sigui del
tipus que sigui, serà eterna. Si, per contra, es capaç d’invertir-se, qualsevol tipus
d’Univers acabaria en un Big Crunch. La hipòtesis més acceptada avui és que
l’Univers és pla i que experimentarà una expansió accelerada. La que apunta a que un
increment d’energia fosca produirà un cataclisme o Big Rip és menys probable

Així, es consideren quatre destins possibles de l’Univers en funció de la densitat mitjana i de la
intensitat de l’energia fosca:
• Big Crunch: contempla el col·lapse de tota la matèria i l’energia en una singularitat
infinitament calenta i densa: al contrari que al Big Bang.
• Big Chill: si l’Univers té una densitat de massa-energia propera o lleugerament inferior a la
densitat crítica i els efectes de l’energia fosca disminueixen, l’Univers continuarà expandint-
se, a un ritme cada vegada més lent, però sense parar per complet. Després d’un període de
temps inimaginable, sobrevindrà una mort dilatada i freda: el Big Chill

• Big Chill modificat: si els efectes de l’energia fosca continuen com fins ara, l’Univers
s’expandirà a un ritme creixent, sigui quina sigui la seva densitat. Les estructures que no
estiguin subjectes a la gravetat s’allunyaran a velocitats que acabaran superant a la de la
llum. L’espai pot expandir-se a aquestes velocitats, però la matèria i l’energia no. Aquesta
possibilitat també conduirà a una mort lenta i freda: el Big Chill.
• Big Rip: si la força de l’energia fosca s’incrementés, podria dominar totes les forces
fonamentals i desintegrar l’Univers per complet mitjançant un «Big Rip». Això podria
passar d’aquí a 20 o 30 milions d’anys: es destruirien les galàxies i, després, els sistemes
solars; pocs mesos després, esclatarien les estrelles i els planetes, seguits pels àtoms.
Aleshores el temps s’aturaria. És la hipòtesis menys probable

Una mort glaçada. Si l’Univers acaba en un Big Chill, la seva mort
serà dilatada. En els propers 1012 anys, el gas de les galàxies s’esgotarà
en la formació de noves estrelles. Dintre de 1025 anys, quasi tota la
matèria de l’Univers estarà immobilitzada dins de cadàvers estel·lars,
com forats negres i nanes blanques que cauran en els forats negres
supermassius del centre de les galàxies. Dintre de 1032 anys, els protons
començaran a desintegrar-se en radiació (fotons), electrons, positrons i
neutrins. Tota la matèria fora dels forats negres es desintegrarà. Darrere
d’altres 1067 anys, els forats negres s’evaporitzaran emetent partícules i
radiació, i després de 10100 anys, fins i tot els forats negres
supermassius s’evaporitzaran. El gèlid i fosc Univers serà un mar difús
de fotons i partícules fonamentals. Aquesta hipòtesis és la més
acceptada

�ݺ�ߣ

Origen i evolució de l'univers

Recommended

More Related Content

What's hot (20)

Viewers also liked (20)

Similar to Origen i evolució de l'univers (20)

Origen i evolució de l'univers