609 76 52 51 -- ASSOCIACIÓ ASTRONÒMICA SANT CUGAT-VALLDOREIX astronomia-junta@astronomia.cat

RESSENYA CONFERÈNCIA  PROFESSORA CARME JORDI

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.  La primera fase densa i calorosa, es coneix com el Big Bang i és considerat el “naixement” del nostre Univers. No hi ha consens sobre quant temps va durar: per a alguns especialistes, es fa referència només a la singularitat gravitatòria inicial, però per a d’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.

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

  • de l’expansió de l’univers a partir d’observacions de supernovestipus Ia,
  • de la variació de la radiació còsmica de fons, i
  • de la llei de Hubble (recessió de les galàxies).

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 o model de concordança del big bang, que descriu de manera detallada la natura 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 qual l’Univers va créixer de manera exponencial. En acabar aquesta fase, s’aturà l’expansió, i el material que formava l’univers va quedar amb forma d’un plasma de quarks-gluons, i altres partícules elementals.

A aquestes temperatures tan altes, els moviments aleatoris de partícules i antipartícules de tota classe 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.

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. 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.

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 passava, amb els electrons i positrons. Després d’aquestes grans anihilacions, els protons, neutrons i electrons que quedaren ja no es movien 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 a formar nuclis de deuteri i heli, en un procés que s’anomena nucleosíntesi primordial o nucleosíntesi del big bang.  Com l’Univers continuava refredant-se, la matèria va deixar de moure’s gradualment i la gravitació de la matèria en repòs passà a predominar per damunt de 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”.

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, formant núvols de gas, estrellesgalàxies 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 en l’Univers és la matèria fosca freda. Els altres dos tipus de matèria constitueixen menys d’un 20% de la matèria de l’Univers.

L’Univers actual sembla estar dominat per una forma misteriosa d’energia coneguda com a energia fosca. Aproximadament, el 70% de la densitat d’energia de l’univers actual està en aquesta forma. Aquesta energia provoca l’expansió de l’Univers els detalls de la seva composició són desconeguts. En física, un dels problemes més grans, encara sense resoldre, és entendre aquest període de la història de l’univers.

 

 

Aquest lloc web utilitza cookies perquè vostè tingui la millor experiència d'usuari. Si continua navegant està donant el seu consentiment per a l'acceptació de les esmentades cookies i l'acceptació de la nostra política de cookies, punxi l'enllaç per a major informació.plugin cookies

ACEPTAR
Aviso de cookies
Translate »