Web Analytics Made Easy - Statcounter

[HOME PAGE] [STORES] [CLASSICISTRANIERI.COM] [FOTO] [YOUTUBE CHANNEL]

Big Bang - Viquip??dia

Big Bang

De Viquip??dia

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 m??s lluny els uns dels altres.
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 m??s lluny els uns dels altres.

Taula de continguts

El Big Bang [1]("Gran Explosi??") ??s el model cosmol??gic de l'Univers que considera que aquest s'ha expandit fins al seu estat actual a partir d'una condici?? primig??nia en la que existien unes condicions d'una infinita densitat i temperatura.

Aquesta paraula que designa el principi de la dilataci?? i l'expansi?? de l'univers, comparada abusivament amb una explosi??, fou proposada per primera vegada, de forma bastant desdenyosa, pel f??sic angl??s Fred Hoyle en un programa de r??dio de la BBC, The Nature of Things (??La natura de les coses??), el text del qual fou publicat en el 1950. Hoyle no explicava la teoria, sin?? que se'n reia del concepte, doncs 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 expressi?? ha perdut la seva connotaci?? pejorativa i ir??nica i ha esdevingut un nom cient??fic i vulgaritzat de l'??poca en que va apar??ixer l'univers que coneixem. ??s un model dins de la teoria de la relativitat general que descriu el desenvolupament de l'Univers primerenc. Tamb?? es parla de Big Bang en un sentit m??s concret, per descriure la bola de foc gegant que va esclatar, en una explosi?? gegantina, a l'inici de la hist??ria del nostre espai-temps.[2]. Per tant, el terme "Big Bang" s'utilitza tant per referir-se espec??ficament al moment en qu?? es va iniciar l'expansi?? observable de l'Univers, quantificada en la llei de Hubble, com en un sentit m??s general per a referir-se al paradigma cosmol??gic que explica l'origen i l'evoluci?? del mateix Univers.

El suport te??ric per al Big Bang prov?? d'uns models matem??tics, l'anomenada m??trica FLRW o models de Friedmann, que mostren que un fenomen com el Big Bang ??s coherent amb la teoria general de la relativitat i amb el principi cosmol??gic, que manifesta que les propietats de l'univers haurien de ser independents de la posici?? o de l'orientaci??.

Les evidencies observades que confirmen la teoria inclouen l'an??lisi de l'espectre de llum de les gal??xies, que mostren un despla??ament cap a longituds d'ona m??s llargues en proporci?? a la dist??ncia de cada gal??xia i en una relaci?? descrita per la llei de Hubble.

Si aquestes evid??ncies s'afegeixen a la que es despr??n del principi de Cop??rnic, que considera que observadors situats a qualsevol lloc de l'univers poden fer observacions similars, permet afirmar que l'espai s'est?? expandint. Una altra evid??ncia encara m??s important prov?? del descobriment, l'any 1964, de la radiaci?? c??smica de fons o fons c??smic de microones.

Aquest fenomen s'havia pronosticat com una rel??quia del proc??s en el que el plasma ionitzat calent de l'univers primigeni es refredava de manera suficient com per formar hidrogen neutre i fer possible que l'espai fos transparent a la llum, i aquesta descoberta ha afavorit que entre els f??sics s'accepti de manera general que el Big Bang ??s el millor model per a explicar l'origen i l'evoluci?? de l'univers. Altres dades que tamb?? en donen suport provenen de la proporci?? relativa d'elements qu??mics lleugers existents a l'univers; la sorprenent coincid??ncia entre els valors predits i les abund??ncies de aquests elements inferides a partir de les observacions es pot considerar un complert ??xit de la teoria de la nucleos??ntesi del Big Bang.

[edita] Big Bang o estat estacionari

El descobriment de l'expansi?? de l'univers prova que no ??s est??tic, per?? obre el cam?? a moltes interpretacions possibles:

  • Conservaci?? de la mat??ria (la hip??tesi a priori m??s realista), i per tant diluci?? d'aquesta pel moviment d'expansi??, en aquest cas l'univers era m??s dens en el passat: aix?? ??s el Big Bang;
  • Es pot imaginar que l'expansi?? va acompanyada de la creaci?? de mat??ria. Dins aquest marc la hip??tesi m??s est??tica ??s imaginar un fenomen de creaci?? cont??nua de mat??ria contrabalan??ant exactament la seva diluci?? per l'expansi??. Un univers com aquest seria per tant estacionari.

En els primers temps la segona hip??tesi fou la m??s popular, si b?? el fenomen de la creaci?? de mat??ria no estava justificada per consideracions f??siques. Un dels motius d'aquest ??xit d'aquest model, anomenat teoria de l'estat estacionari, ??s la consideraci?? de que l'univers ??s etern. No hi pot haver, per tant, conflicte entre l'edat de l'univers i l'edat d'un objecte celeste qualsevol.

A la inversa, dins la hip??tesi del Big Bang, l'univers t?? una edat finita, que es pot deduir directament de la seva taxa d'expansi?? (vegeu: equacions de Friedmann). En els anys de la d??cada de 1940, la taxa d'expansi?? de l'univers se subestimava en un grau molt alt, la qual cosa esdevenia en una estimaci?? molt baixa de l'edat de l'univers. Alguns m??todes de dataci?? de la Terra indicaven que era m??s vella que l'edat de l'univers estimat a partir de la seva taxa d'expansi??. Els models del tipus Big Bang tenien dificultats degut per causa d'aquestes observacions. Aquestes dificultats desaparegueren amb una nova avaluaci?? m??s precisa de la taxa d'expansi?? de l'univers.

[edita] Hist??ria

Dibuix de la Via L??ctia
Dibuix de la Via L??ctia
Vegeu tamb??: Cronologia de la cosmologia i Hist??ria 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 aven??os te??rics. El 1912 el nord-americ?? Vesto Slipher va mesurar el primer efecte Doppler d'una "nebulosa espiral", i aviat van descobrir que gaireb?? totes les nebuloses espirals s'allunyaven de la terra. No s'adonaren que aquestes suposades nebuloses eren en realitat gal??xies espirals m??s allunyades de la Via L??ctia. Ni tampoc entenien les implicacions cosmol??giques d'aquella observaci??, ja que en aquella ??poca existia una controv??rsia important sobre si aquelles nebuloses eren "universos illa" m??s llunyans que la Via L??ctia.[3]

A la primera meitat del segle XX, la teoria de la relativitat d'Albert Einstein no admetia solucions est??tiques que era un resultat que el propi Einstein va considerar erroni, corregint-lo amb l'addici?? de la constant cosmol??gica. Va ser el 1922 quan el cosm??leg i matem??tic rus Alexander Friedmann va obtenir les equacions de Friedmann aplicant formalment la relativitat a la cosmologia sense utilitzar la constant cosmol??gica. Les seves equacions descriuen l'univers Friedman-Lema??tre-Robertson-Walker que pot expandir-se i contraure's.[4]

El 1924, Edwin Hubble calcula la gran dist??ncia que hi havia entre la nebulosa espiral m??s propera que mostrava que aquests sistemes eren en efecte gal??xies. Independentment de l'obtenci?? de les equacions de Friedman, el 1927, el sacerdot belga cat??lic rom?? Georges Lema??tre va proposar que la recessi?? de les nebuloses era a causa de l'expansi?? de l'univers.[5] El mateix Lema??tre l'any 1931 va anar m??s enll?? afegint que l'univers havia estat originat a causa d'un "??tom primigeni" simple, possiblement repetint les especulacions pr??vies que proposaven l'exist??ncia d'un ou c??smic com a origen de l'univers. Aquest ??tom primigeni va ser posteriorment anomenat Big Bang.[6]

Hubble va comen??ar el 1924 ha desenvolupar de forma molt laboriosa una s??rie d'indicadors de dist??ncia, sent el precursor de l'escala de dist??ncies c??smiques, utilitzant el telescopi de 100 polsades (2.500 mm) de Hooker de l'observatori de Mount Wilson. Aix?? va poder estimar la dist??ncia que hi havia entre les diferents gal??xies encara que ja havien estat mesurades a trav??s del despla??ament cap al roig, principalment per Slipher. L'any 1929 Hubble va descobrir la correlaci?? entre la dist??ncia i la velocitat de recessi??, actualment coneguda com la llei de Hubble.[7][8]Lema??tre propos?? el principi cosmol??gic.[9]

Descripci?? art??stica del sat??l??lit WMAP. Recull dades que ajuden als cient??fics a la comprensi?? del Big Bang
Descripci?? art??stica del sat??l??lit WMAP. Recull dades que ajuden als cient??fics a la comprensi?? del Big Bang

Durant els anys 1930 es van proposar altres idees, com poden ser les cosmologies no est??ndards, per a 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, per?? defensat per Einstein i Richard Tolman.[11] Fritz Zwicky tamb?? propos?? la hip??tesi de la llum cansada.[12]

Despr??s 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 mat??ria. En aquest model, l'univers ??s aproximadament el mateix al llarg del temps[13]. L'altre va ser la teoria del Big Bang de Lema??tre que va ser defensada i desenvolupada per George Gamow, qui va introduir la nucleos??ntesi primordial[14] del big bang, mentre els seus associats, Ralph Alpher i Robert Herman van pronosticar la radiaci?? c??smica de fons (RCF) [15] . ??s ir??nic que fos Hoyle qui va encunyar el nom que havia estat aplicat en la teoria de Lema??tre, referint-se amb el terme "aquesta idea del Big Bang" durant una emissi?? de radio per a la BBC l'any 1950.[16][17] Durant una curt temps, el suport estava dividit entre aquestes dues teories. Finalment, l'evid??ncia observacional es va fer important, particularment amb el descobriment de les fonts de r??dio, i comen???? a afavorir a l'??ltima. El descobriment de la radiaci?? c??smica de fons el 1964[18] va assegurar el Big Bang com a la millor te??ria per explicar l'origen i l'evoluci?? del cosmos. Molta de la feina actual en cosmologia inclou l'enteniment de com es formen les gal??xies en el context del Big Bang, entenent la f??sica de l'univers "a l'inici dels temps", i reprenent les observacions amb la teoria b??sica.

Els pasos de gegant que s'han fet en la cosmologia del Big Bang des dels anys 1990 s??n gr??cies als grans aven??os en la tecnologia dels telescopis, aix?? com l'analisi de dades copioses des de sat??l??lits com el COBE,[19] el Telescopi espacial Hubble i el WMAP.[20] Pr??cticament, tots els treball te??rics actuals en la cosmologia intenten estendre o matisar els elements de la teoria del Big Bang. Molts dels treballs actuals en cosmologia inclouen una explicaci?? de com es formen les gal??xies en el context del Big Bang, i analitzar les observacions amb la teoria b??sica. Els Cosm??legs actualment tenen una mesura bastant precisa de molts dels par??metres del model del Big Bang, i han fet la descoberta inesperada que diu que l'expansi?? de l'univers est?? accelerant.

[edita] Visi?? de conjunt

Si es fa una extrapolaci?? de l'expansi?? de l'univers basada en la relativitat general ens trobem en el passat amb una densitat i una temperatura infinita en un temps finit.[21] Hi ha un debat obert per posar-se d'acord en la mesura en que pot ser precisa aquesta extrapolaci?? i naturalment, en el temps, que no ??s anterior a l'??poca de Planck. La primera fase densa i calorosa, es coneix com "el Big Bang" i ??s considerat el "naixement" del nostre univers. No hi ha consens sobre quant temps va durar: per a alguns especialistes es fa refer??ncia nom??s a la singularitat gravitat??ria inicial, per?? per a altres compr??n tota la hist??ria de l'univers; normalment s'ent??n que, com a m??nim, ens referim als primers minuts durant els quals se sintetitza l'heli.

Univers il??lustrat en 4 dimensions.
Univers il??lustrat en 4 dimensions.

Es calcula que l'edat de l'univers ??s de 13,7 ??0,2 milers de milions d'anys.[22]. Aquesta estimaci?? s'ha fet basant-se en mesures:

??s notable el fet que els tres tipus de mesures, que s??n independents, siguin consistents i coincidents, per la qual cosa es consideren que s??n una clara evid??ncia de l'anomenat model Lambda-CDM (model ??CDM) o model de concordan??a del Big Bang, que descriu de forma detallada la naturalesa de l'univers.

Les primeres fases del Big Bang estan subjectes a molta especulaci??. En els models m??s acceptats, l'univers, en els seus primers moments, era homogeni i is??trop, amb una densitat de l'energia incre??blement alta, i amb temperatures i pressions elevad??ssimes; i en un proc??s molt r??pid, s'anava expandint i alhora es refredava. Es va expandir i es va refredar, experimentant uns canvis de fase an??legs a la condensaci?? de vapor o la congelaci?? d'aigua, per?? en la dimensi?? de les part??cules elementals. Aproximadament entre 10 i 35 segons despr??s, una fase de transici?? provoc?? una inflaci?? c??smica, en la que l'univers va cr??ixer de manera exponencial[23]. En acabar aquesta fase, s'atur?? l'expansi??, i el material que formava l'univers van quedar amb forma d'un plasma de quarks-gluons, i altres part??cules elementals.[24].

A aquestes temperatures tan altes, els moviments aleatoris de part??cules i antipart??cules de tot tipus, provocava constants col??lisions, en un proc??s continu de creaci?? i destrucci??. En algun moment, es va produir una reacci?? desconeguda anomenada bariog??nesi que no complia amb la conservaci?? del nombre de barions, provocant un exc??s molt petit de quarks i leptons davant els antiquarks i antileptons de l'ordre d'1 part en 30 milions. Aquest resultat ocasion??, d'alguna manera, l'asimetria observada entre mat??ria i antimat??ria, el predomini de la mat??ria sobre l'antimat??ria que existeix en l'univers actual.[25]

L'univers va continuar augmentant de volum i disminuint de temperatura, i l'energia t??pica de cada part??cula tamb?? va anar disminuint. Aix?? va comportar nous canvis que consolidaren la ruptura de la simetria fent possible la forma actual de les forces fonamentals de la f??sica i els par??metres de les part??cules elementals.[26]. Uns 10 minuts i 11 segons m??s tard la representaci?? comen??a a ser menys especulativa ja que les part??cules assoleixen uns nivells d'energia que es poden reproduir en experiments de laboratori de la f??sica de part??cules.

Als 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 haguessin una mica m??s de quarks que d'antiquarks va produir una major pres??ncia de barions que de antibarions. La temperatura ara ja no era prou elevada perqu?? es poguessin crear nous parells de protons-antiprotons, i de neutrons-antineutrons; a continuaci?? esdevenia una anihilaci?? massiva impressionant i. com a conseq????ncia, quedaren nom??s un 1010 dels protons i neutrons originals, i cap de les seves antipart??cules. Un proc??s similar succe??a, aproximadament en 1 segon, amb els electrons i positrons. Despr??s d'aquestes grans anihilacions, els protons, neutrons i electrons que quedaren ja no es movien de manera relativista i la densitat energ??tica de l'univers ara era dominada pels fotons, amb una contribuci?? menor dels neutrins.

Quan la temperatura era de mil milions de graus Kelvin 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 proc??s que s'anomena nucleos??ntesi primordial o nucleos??ntesi del Big Bang.[27]. La majoria dels protons romanien sense combinar en forma de nuclis d'hidrogen. Com l'univers seguia refredant-se, la mat??ria va deixar de moure-se gradualment de forma relativista i la gravitaci?? de la mat??ria en rep??s pass?? a predominar per damunt la radiaci?? (fotons). Despr??s d'uns 380.000 anys els electrons i els nuclis es combinaren per formar ??toms, fonamentalment d'hidrogen; llavors la radiaci?? es va desacoblar de la mat??ria i va continuar per l'espai pr??cticament sense obstacles. Aquesta radiaci??, rel??quia del passat, es coneix com la radiaci?? c??smica de fons.[28]

El camp ultraprofund del Hubble mostra gal??xies de fa molt temps, de quan l'univers era m??s jove, m??s dens, i m??s c??lid d'acord amb la teoria del Big Bang.
El camp ultraprofund del Hubble mostra gal??xies de fa molt temps, de quan l'univers era m??s jove, m??s dens, i m??s c??lid d'acord amb la teoria del Big Bang.

En passar el temps, algunes regions lleugerament m??s denses, amb la mat??ria uniformement distribu??da, van cr??ixer atraient m??s mat??ria per l'acci?? de la gravetat, i aix?? es feren m??s denses, formant n??vols de gas, estrelles, gal??xies i d'altres estructures astron??miques que actualment s'observen. Els detalls d'aquest proc??s depenen de la quantitat i tipus de mat??ria de l'univers. Els tres tipus possibles que es coneixen s??n: la mat??ria fosca freda, la mat??ria fosca calenta i la mat??ria bari??nica. Els millors c??lculs disponibles, provinents del WMAP, mostren que la forma m??s comuna de mat??ria a l'univers ??s la mat??ria fosca freda. Els altres dos tipus de mat??ria constitueixen menys d'un 20% de la mat??ria de l'univers.[20]

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 est?? en aquesta forma. Aquesta energia provoca l'expansi?? de l'univers, la qual s'observa que ??s m??s lenta del que s'esperava a dist??ncies molt grans; ??s a dir, varia amb una relaci?? lineal entre velocitat i dist??ncia, i produeix que l'espai-temps s'expandeixi m??s r??pidament que l'esperat a grans dist??ncies. L'energia fosca pren la forma d'una constant cosmol??gica en les equacions de camp d'Einstein, dins la teoria de la relativitat general, per?? els detalls de la seva composici?? s??n desconeguts i la seva relaci?? amb el model est??ndard de la f??sica de part??cules continua sent investigada tant de forma te??rica com per mitj?? d'observacions.[9]

Totes aquestes observacions poden ser explicades pel model ??CDM de cosmologia, que ??s un model matem??tic del Big Bang amb sis par??metres lliures. Com ja s'ha comentat, no hi ha cap model f??sic convincent per als 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 s??n infinites. Per resoldre la paradoxa de la singularitat inicial, es necessita una teoria de la gravitaci?? del qu??ntum. En f??sica, un dels problemes m??s grans, encara sense resoldre, ??s entendre aquest per??ode de la hist??ria de l'univers.

[edita] Base te??rica

La teoria de Big Bang dep??n de dues grans suposicions essencials:

  1. La universalitat de les lleis f??sics.
  2. El principi cosmol??gic, que estableix que a grans escales l'univers ??s homogeni i is??trop.

Aquestes idees es consideraven inicialment com a postulats, per?? avui hi ha esfor??os per intentar demostrar-les. Per exemple, la primera suposici?? ha estat provada per observacions que mostren que la desviaci?? m??s gran possible de la constant de l'estructura fina sobre l'edat de l'univers ??s de l'ordre 10???5.[29] Tamb??, la teoria de la relativitat general ha passat proves estrictes dins l'escala del sistema solar i d'estrelles bin??ries i, d'altra banda, l'extrapolaci?? a escales cosmol??giques ha estat validada pels ??xits emp??rics en relaci?? a diversos aspectes de la teoria del Big Bang.

Si l'univers a gran escala sembla is??trop com aix?? es veu des de Terra, el principi cosmol??gic es pot obtenir simplement a partir del principi de Cop??rnic. Finalment, el principi cosmol??gic s'ha confirmat a un nivell de 10???5 mitjan??ant les observacions del CMB. S'ha calculat que l'univers ??s homogeni, en les grans escales, a un nivell del 10%.[30]

La teoria del Big Bang utilitza el postulat de Weyl per mesurar, sense ambig??itat, el temps en qualsevol moment del passat a partir del l'??poca de Planck. Les mesures en aquest sistema depenen de coordenades conformals en les quals les anomenades dist??ncies codespla??ants i els temps conformals permeten no considerar l'expansi?? de l'univers per a les mesures d'espai-temps. En aquest sistema de coordenades, els objectes que es mouen dins el flux cosmol??gic mantenen sempre la mateixa dist??ncia codespla??ant i l'horitz?? o l??mit de l'univers queda fixat pel temps codespla??ant.

Vist aix??, el Big Bang no ??s una explosi?? de mat??ria que s'allunya per omplir un univers buit, sin?? que ??s l'espai-temps el que s'expandeix. I la seva expansi?? ??s la que causa de l'augment de la dist??ncia entre dos punts fixos del nostre univers. Quan els objectes estan lligats entre ells, per exemple en una gal??xia, no s'allunyen amb l'expansi?? de l'espai-temps a causa que s'assumeix que les lleis de la f??sica que els governen s??n uniformes i independents de l'espai m??tric. I encara m??s, l'expansi?? de l'univers en les escales actuals locals ??s tan petita que, en l'expansi??, qualsevol depend??ncia de les lleis f??siques no seria mesurable amb les t??cniques actuals.

[edita] Proves

En general, es consideren tres grans tipus de proves emp??riques que recolzen la teoria cosmol??gica del Big Bang:

  1. L'expansi?? de l'univers que s'expressa en la llei de Hubble i que es pot apreciar en el despla??ament cap el vermell de les gal??xies.
  2. Les mesures detallades de la radiaci?? c??smica de fons.
  3. L'abund??ncia d'elements lleugers, com s'exposa a la teoria de la nucleos??ntesi del Big Bang.

A m??s, la funci?? de correlaci?? de l'estructura a gran escala en l'univers encaixa amb la teoria del Big Bang.

[edita] L'expansi?? d'acord amb la llei de Hubble

Article principal: Llei de Hubble

De l'observaci?? de gal??xies i qu??sars llunyans es despr??n que aquests objectes pateixen un despla??ament cap al vermell, la qual cosa vol dir que la llum que emeten s'ha despla??at proporcionalment cap a longituds d'ona m??s llargues. Aix?? es comprova recollint dades de l'espectre de freq????ncies dels objectes i despr??s comparant el patr?? espectrosc??pic de les l??nies d'emissi?? o absorci?? corresponents als ??toms dels elements que interactuen amb la llum; s??n uniformement is??trops, distribu??ts uniformement entre els objectes observats en totes les direccions. En aquesta an??lisi, es pot apreciar un cert despla??ament cap al vermell, el que s'explica per una velocitat recessional corresponent a l'efecte Doppler en la radiaci??.

En representar aquestes velocitats recessionals d'acord a les dist??ncies als objectes, apareix una relaci?? lineal coneguda com la Llei de Hubble:[7]

v = H_0 D \,

on

v ??s la velocitat recessional de la gal??xia o un altre objecte distant
D ??s la dist??ncia a l'objecte, i
H0 ??s la constant de Hubble, mesurada en (70 +2.4/-3.2) (km/s)/Mpc per la prova del WMAP .[22]

La llei de Hubble t?? dues explicacions possibles. O som en el centre d'una explosi?? de gal??xies ???la qual cosa ??s insostenible d'acord al principi de Cop??rnic???, o l'univers s'est?? expandint de manera uniformem a totes direccions. Aquesta expansi?? universal va ser pronosticada a la teoria de la relativitat general per Friedman [4] el 1922 i per Lema??tre [5] el 1927, abans que Hubble fes els seus an??lisis i observacions el 1929, i suposes la pedra angular de la teoria del Big Bang, desenvolupada per Friedmann, Lema??tre, Robertson i Walker.

Que l'espai s'est?? expandint es demostra, juntament amb la llei de Hubble, amb l'evid??ncia observacional directa del Principi Cosmol??gic i del Principi de Cop??rnic. El despla??ament astron??mic cap el vermell ??s extremadament is??trop i homogeni[7], i aquest fet d??na suport al Principi Cosmol??gic.

Les mesures realitzades l'any 2000 dels efectes de la radiaci?? c??smica de fons sobre la din??mica de diversos sistemes astrof??siques distants demostren el principi de Cop??rnic que la Terra no est?? en una posici?? central, dins una escala cosmol??gica[31]. El refredament uniforme de la radiaci?? c??smica de fons durant milers de milions d'anys ??s explicable nom??s si l'univers est?? experimentant una expansi?? m??trica, i exclou la possibilitat que siguem prop de l'??nic centre d'una gran explosi??.

[edita] Radiaci?? c??smica de fons

Article principal: Radiaci?? c??smica de fons
Imatge de WMAP de la Radiaci?? c??smica de fons
Imatge de WMAP de la Radiaci?? c??smica de fons

Una de les caracter??stiques de la teoria del Big Bang ??s la predicci?? de la radiaci?? c??smica de fons o fons c??smic de microones (CMB o Cosmic microwave background). Durant els primers dies de l'univers, l'univers era dins un gran equilibri t??rmic, amb fotons que eren emesos i absorbits cont??nuament, que donava una radiaci?? pr??pia d'un espectre de cos negre. Com l'univers s'expandia, es refredava i assolia una temperatura a la qu?? ja no es podrien crear o destruir fotons. Mentre l'univers es refredava a causa de l'expansi??, la seva temperatura hauria caigut per sota de 3.000 graus K. Per sobre d'aquesta temperatura, els electrons i protons estan separats, solts; i a causa d'aquesta dispersi?? l'univers era opac a la llum. Per sota dels 3.000 graus K, es formen els ??toms, en un proc??s conegut com a recombinaci??, i que permet el pas de la llum a trav??s del gas de l'univers. Aix?? ??s el que es coneix com a dissociaci?? de fotons.

En 1964, Arno Penzias i Robert Wilson, mentre desenvolupaven una s??rie d'observacions de diagn??stic amb un receptor de microones propietat dels Laboratoris Bell van descobrir accidentalment la radiaci?? c??smica de fons[18]. El seu descobriment va proporcionar una confirmaci?? substancial de les prediccions generals respecte al CMB ???la radiaci?? va resultar ser is??tropa i constant, amb un espectre del cos negre de prop de 3 K??? i va inclinar la balan??a cap a la hip??tesi del Big Bang. Penzias i Wilson van rebre el Premi Nobel pel seu descobriment.

El 1989, la NASA va llan??ar el COBE (Cosmic background Explorer), i els resultats inicials, fets p??blics 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[19]. Es va atorgar els premis Nobel a John C. Mather i a George Smoot per les seves investigacions en aquest ??mbit. Durant la d??cada dels 90 es va estudiar m??s extensament l'anisotropia en el CMB mitjan??ant un gran nombre d'experiments des de bases terrestres i des de globus. El 2000 i 2001, diversos experiments, especialment el BOOMERang, mesurant la dist??ncia angular t??pica de les anisotropies, es va concloure que l'univers era geom??tricament pla. (Vegeu l'article sobre la Forma de l'univers)

A comen??aments de 2003 es van donar a con??ixer els resultats del sat??l??lit Wilkinson Microwave Anisotropy, o WMAP, que va aportar les dades m??s precises conegudes fins a l'actualitat d'alguns par??metres cosmol??gics. Les dades que aport?? aquest sat??l??lit tamb?? refut?? determinats models d'inflaci?? c??smica, per?? els resultats han sigut, en general, coherents amb la teoria d'inflaci??[22]; aquest sat??l??lit encara segueix recollint dades. Est?? programat el llan??ament d'un altre sat??l??lit, el Planck Surveyor, que recollir?? dades m??s acurades de les anisotropies del CMB, als que s'afegeixen les dades d'altres experiments realitzats des de la Terra.

[edita] Abund??ncia d'elements primordials

Article principal: Nucleos??ntesi primordial

Utilitzant el model de Big Bang ??s possible comptar la concentraci?? a l'univers d'heli-4, heli-3, deuteri i liti-7, de manera proporcional a la quantitat d'hidrogen (H).[27]. Les quantitats depenen d'un ??nic par??metre: la proporci?? 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 sin?? per massa??? s??n d'un 0,25 per 4He/H, d'un 10???3 per a ??H/H, d'un 10???9 per a 7Li/H.[27]

Aquestes quantitats mesurades concorden amb les predites a partir d'un ??nic valor de la proporci?? entre barions i fotons, i es considera una evid??ncia clara a favor de la teoria del Big Bang, ja que ??s l'??nica que explica l'abund??ncia relativa d'elements lleugers.

[edita] Evoluci?? i distribuci?? de les gal??xies

Les observacions detallades de la morfologia i estructura de gal??xies i qu??sars han proporcionat un bon suport a la teoria del Big-Bang. La combinaci?? de les observacions amb la teoria suggereix que els primers qu??sars i gal??xies es van formar uns mil milions d'anys despr??s del Big Bang, i des d'aquell moment s'han estat formant estructures m??s grans, com els c??muls de gal??xies i superc??muls. Les poblacions d'estrelles han anat envellint i evolucionant, de manera que les gal??xies distants ???que s'observen tal com eren al principi de l'univers??? s??n molt diferents de les gal??xies m??s properes ???que s'observen en un estat m??s recent???. D'altra banda, les gal??xies formades fa relativament poc s??n molt diferents de les gal??xies que es van formar a dist??ncies similars per?? poc despr??s del Big Bang.

Aquestes observacions s??n arguments s??lids en contra de la teoria de l'estat estacionari. Les observacions de la formaci?? d'estrelles, la distribuci?? de qu??sars, gal??xies i estructures m??s grans concorden amb les simulacions obtingudes sobre la formaci?? de l'estructura en l'univers a partir del Big Bang, i estan ajudant a completar detalls de la teoria.[32]

[edita] Punts febles de la teoria

Hist??ricament, han sorgit un cert nombre de problemes dins de la teoria del Big Bang. Amb el consens aclaparador de la comunitat cient??fica que avui sost?? el model de Big Bang, molts d'aquests problemes s'estudien des d'una perspectiva hist??rica; els punts febles s'han anat superant, ja sigui per mitj?? de modificacions a la teoria, o com a resultat d'observacions m??s precises. Altres aspectes, com el problema de la penombra en c??spide i el problema de les gal??xies nanes de mat??ria fosca freda, no s??n considerades q??estions greus ja que poden ser resoltes amb el reajustament de la teoria.

Les idees b??siques del Big Bang ???l'expansi??, el primer estat calent, la formaci?? d'heli, la formaci?? de gal??xies???, s??n conseq????ncia de moltes observacions independents que inclouen la nucleos??ntesi del Big Bang, la radiaci?? c??smica de fons, l'estructura a gran escala de l'Univers, i les supernoves tipus Ia, i actualment no poden ser massa q??estionats com a trets m??s importants del nostre univers.

Els models actuals m??s precisos del Big Bang es basen en diversos fen??mens f??sics ex??tics que no s'han observat en experiments de laboratori, o no han estat incorporats dins el model est??ndard de la f??sica de part??cules. D'aquests fen??mens, l'energia fosca i la mat??ria fosca s??n considerades les m??s segures, mentre que la inflaci?? i la bariog??nesi romanen en l'??mbit de l'especulaci??; proporcionen explicacions satisfact??ries pel que fa als trets m??s importants de l'univers primerenc, per?? podrien ser reempla??ades per idees alternatives sense afectar la resta de la teoria.[33] Explicacions per a tals fen??mens romanen entre els problemes que encara ha de resoldre la f??sica.

[edita] Cr??tiques dels cient??fics

Les conviccions o les retic??ncies dels autors que han participat a l'emerg??ncia del concepte han fet un paper en el proc??s de maduraci??, i s'ha dit sovint que les conviccions religioses de Lema??tre l'havien dut a proposar el model del Big Bang, encara que no hi ha proves tangibles[34]. A la inversa, la idea segons la qual tot l'univers pugui haver estat creat en un sol instant semblava a Fred Hoyle molt m??s criticable que la seva hip??tesi de creaci?? lenta per?? continua de mat??ria segons la teoria de l'estat estacionari, la qual cosa ??s sense cap dubte l'origen del seu rebuig de la teoria del Big Bang. Es coneixen molts m??s exemples de retic??ncies de personalitats del m??n cient??fic, en particular:

  • Hannes Alfv??n, premi Nobel de f??sica 1970 pels seus treballs sobre la f??sica de plasmes, que rebutj?? en bloc el Big Bang, i es va estimar m??s proposar la seva pr??pia teoria, l'univers plasma, basada en la preemin??ncia dels fen??mens electromagn??tics sobre les fen??mens gravitacionals a gran escala, que avui ha estat abandonada completament.
  • Edward Milne, proposa cosmologies newtonianes, i fou a m??s el primer que ho va fer (encara que despr??s de la formulaci?? de la relativitat general), dins les quals l'expansi?? era interpretada com a moviments de gal??xies dins un espai est??tic i minkowki?? (vegeu univers de Milne).
  • Arno Allan Penzias i Robert Woodrow Wilson que reberen el premi Nobel de F??sica per la seva descoberta del fons dif??s de microones (fons dif??s cosmol??gic), aportant aix?? la prova decisiva del Big Bang, reconegueren que ells eren adeptes de la teoria de l'estat estacionari.

Wilson especialment declar?? no haver tingut la certitud [35]de la pertin??ncia de la interpretaci?? cosmol??gica de la seva descoberta:

??Arno i jo, segur, est??vem molt contents de tenir una resposta de qualque natura que fos al nostre problema. Qualsevol explicaci?? raonable ens hauria satisfet. [...] Ens hav??em habituats a la idea d'una cosmologia de l'estat estacionari. [...] Filos??ficament, jo m'estimava m??s la cosmologia de l'estat estacionari. Incl??s jo vaig pensar que hav??em de presentar el nostre resultat com una simple mesura: al menys la mesura podia restar vertadera encara que la cosmologia que hi havia darrera es tingu??s per falsa. ??

Incl??s avui, i malgrat l'??xit innegable, el Big Bang troba encara una oposici?? molt feble d'una part del m??n cient??fic, i entre alguns astr??noms. D'entre aquests es poden destacar els seus oposats hist??rics com a Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle i Jayant Narlikar, qui despr??s d'haver finalment abandonat la teoria de l'estat estacionari, n'han proposat una versi?? modificada, sempre basada en la creaci?? de mat??ria, per?? en una successi?? de fases d'expansi?? i de contracci??, la teoria de l'estat quasi-estacionari[36], que no ha arribat a tenir succ??s degut a la seva incapacitat per fer prediccions precises i compatibles amb les dades observacionals actuals, especialment amb les del fons dif??s cosmol??gic[37]. Una de les cr??tiques recurrents del Big Bang ??s la incoher??ncia entre l'edat de l'univers, m??s jove que aquella que s'atribueix a certs objectes llunyans, com en el cas de les gal??xies Abell 1835 IR1916 o HUDF-JD2, per?? la major part d'aquests problemes d'edat s??n el resultat de males estimacions de l'edat d'aquests objectes (vegeu els articles corresponents), i tamb?? d'una infravaloraci?? de l'error en les mesures[38].

[edita] Problema de l'horitz??

Article principal: Problema de l'horitz??

El problema de l'horitz??, tamb?? anomenat problema de la causalitat, ??s el resultat de la premissa que la informaci?? no pot viatjar m??s r??pida que la llum, de manera que dues regions de l'espai separades per una dist??ncia m??s 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.[39] La isotropia observada de la radiaci?? c??smica de fons (CMB) ??s, en aquest aspecte, problem??tica, ja que la mida de l'horitz?? de part??cules correspon a una mida d'uns dos graus al cel. Si l'univers hagu??s tingut la mateixa l??nia d'expansi?? des de l'??poca de Planck, no hi hauria mecanisme que pogu??s fer que aquestes regions tinguessin la mateixa temperatura.

Aquesta aparent inconsist??ncia es resol amb la teoria inflacionista en la qual un camp d'energia escalar is??trop domina l'univers en transc??rrer un temps de Planck despr??s de l'??poca de Planck. Durant la inflaci??, l'univers pateix una expansi?? exponencial, i regions que interactuen entre elles s'expandeixen m??s enll?? dels seus respectius horitzons.

El principi d'incertesa de Heisenberg prediu que durant la fase inflacionista hi haur?? fluctuacions primordials t??rmiques, que s'amplificarien fins a una escala c??smica. Aquestes fluctuacions serveixen de llavors per a tota l'estructura actual de l'univers. En passar la inflaci??, l'univers s'expandeix seguint la llei d'Hubble i les regions que eren massa lluny per interactuar entre elles tornen a l'horitz??; aix?? explica la isotropia observada de la CMB. La inflaci?? prediu que les fluctuacions primordials s??n gaireb?? invariants segons l'escala i que tenen una distribuci?? normal o gaussiana, que ha estat confirmat amb precisi?? per mesures de la CMB.

El 2003 va apar??ixer 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 equaci?? incloent la constant cosmol??gica per resoldre el problema d'una forma molt efica?? que tamb?? ajuda a solucionar el problema de la planor.

[edita] El problema de la planor

Article principal: Problema de la planor
 La geometria global de l'univers ve determinada pel par??metre cosmol??gic Omega, en funci?? que aquest sigui m??s petit, igual, o m??s gran que 1. De dalt a baix: un univers tancat amb curvatura positiva, un univers hiperb??lic amb curvatura negativa i un univers pla amb curvatura zero.
La geometria global de l'univers ve determinada pel par??metre cosmol??gic Omega, en funci?? que aquest sigui m??s petit, igual, o m??s gran que 1.
De dalt a baix: un univers tancat amb curvatura positiva, un univers hiperb??lic amb curvatura negativa i un univers pla amb curvatura zero.

El problema de la planor, o flatness, tamb?? conegut com el problema de l'antiguitat (en angl??s, oldness), ??s un problema observacional que ??s conseq????ncia de l'aplicaci?? de la m??trica FLRW en els c??lculs de la forma de l'univers.[39] En general, es considera que per al nostre Univers, segons la seva curvatura, existeixen tres tipus de geometries possibles: geometria hiperb??lica, geometria euclidiana o plana, i geometria el??l??ptica. L'esmentada geometria ve determinada per la quantitat total de densitat d'energia de l'univers, mesurada mitjan??ant el tensor de tensi??-energia. Si ?? ??s la densitat d'energia mesurada de manera observacional i ??c la densitat cr??tica, s'obt?? que per a les diferents geometries les relacions entre ambd??s par??metres han de ser les seg??ents:

  • Hiperb??lic --> ?? < ??c
  • Pla --> ?? = ??c :
  • El??l??ptic -->?? > ??c

L'univers pot tenir una curvatura espacial positiva, negativa o zero segons quina sigui la densitat d'energia total; la curvatura ??s negativa si la seva densitat ??s menor que la densitat cr??tica, positiva si m??s gran, i zero si ??s igual, i en aquest cas es diu que l'espai ??s pla. El problema ??s que la densitat cr??tica augmenta amb temps, i tanmateix l'univers avui roman molt a la vora de flat.[40] Donat que a una escala natural dels temps la sortida de la planor podria ser el temps de Planck, 10???43 segons, el fet que despr??s de milers de milions d'anys l'Univers no hagi arribat ni a una mort t??rmica, ni a un estat de Big Crunch, exigeix alguna explicaci??. S'ha mesurat que en els primers moments de l'univers la seva densitat va haver de ser 10-15 vegades (una mil bilion??sima part) la densitat cr??tica. Qualsevol desviaci?? major hagu??s condu??t a una mort t??rmica o un Big Crunch i l'univers no seria el que tenim actualment. Per exemple, fins i tot en el moment de la nucleos??ntesi primordial, l'univers hauria estat dins d'una part entre 1014 de la densitat cr??tica, o no existiria en la forma que el coneixem.[41]

La soluci?? a aquest problema prov??, de nou, de la teoria de l'univers inflacionari. Durant el per??ode de la inflaci?? de l'univers, l'espai-temps es va expandir de manera tan r??pida que va provocar una esp??cie d'estirada de l'univers acabant amb qualsevol curvatura residual que hi pogu??s haver. Aix?? la inflaci?? va conduir a que l'univers fos molt a prop de l'estat pla, amb un valor gaireb?? igual al de la densitat cr??tica.

[edita] Monopols magn??tics

Article principal: Monopol magn??tic

L'objecci?? dels monopols magn??tics va ser proposada a finals de la d??cada de 1970. Les teories de la gran unificaci?? prediuen defectes topol??gics a l'espai que es manifestarien com a monopols magn??tics, i que es trobarien amb una densitat molt m??s gran de l'observada. De fet, fins ara, no s'ha trobat cap monopol.

De tota manera, aquest problema tamb?? queda resolt mitjan??ant la inflaci?? c??smica, ja que aquesta elimina tots el punts defectuosos de l'univers observable de la mateixa forma que condueix la geometria cap a la forma plana.[39] ??s possible que, tot i aix??, puguin existir monopols, per?? s'ha calculat que amb prou feines n'hi hauria un per a cada univers visible; en tot cas, una quantitat ??nfima i no observable.

[edita] Asimetria de barions

Article principal: Asimetria de barions

Encara no s'acaba de comprendre el per qu?? l'univers t?? m??s mat??ria que antimat??ria.[25] Existeix la creen??a generalitzada que, quan l'univers era jove i estava molt calent, romania en un l'equilibri estad??stic tot contenint el mateix nombre de barions i antibarions. Tot i aix??, les observacions suggereixen que l'univers, incloent-hi les seves parts m??s distants, tot ell est?? fet de mat??ria. Un proc??s desconegut anomenat "bariog??nesi" va generar l'asimetria. Perqu?? es pugui produir la bariog??nesi s'han de complir les condicions de S??kharov, que determinen que el n??mero de barions no ??s conserva, que no es compleixin ni la simetria C i ni la CP, i que l'univers tendeix a un equilibri termodin??mic.[42] Totes aquestes condicions s??n possibles en el model est??ndard, per?? l'efecte no ??s prou fort com per explicar l'asimetria de barions.

[edita] Edat dels c??muls globulars

A mitjans de la d??cada dels 90, les observacions de c??muls globulars mostraven determinades discrep??ncies amb la teoria del Big Bang. Simulacions inform??tiques en relaci?? a les observacions de poblacions dels estels dels c??muls 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 ??s l'edat de l'univers. Aquesta q??esti?? es va resoldre a finals dels 90 quan es realitzaren noves simulacions inform??tiques, que tenien en compte els efectes de la p??rdua massiva a causa del vent estel??lar, i les noves dades indicaven una edat molt m??s jove per als c??mul globulars.[43] Encara existeixen algunes q??estions per resoldre pel que fa a la precisi?? en les mesures de les edats dels aquests tipus de c??muls, per?? est?? clar que aquests objectes formen part de l'univers m??s antic.

[edita] Mat??ria fosca

Article principal: Mat??ria fosca
Gr??fic que indica les proporcions dels diferents components segons la densitat energ??tica de l'univers, d'acord amb el model Lambda-CDM. Aproximadament un 95% ??s mat??ria fosca i energia fosca.
Gr??fic que indica les proporcions dels diferents components segons la densitat energ??tica de l'univers, d'acord amb el model Lambda-CDM. Aproximadament un 95% ??s mat??ria fosca i energia fosca.

En les diverses observacions realitzades els anys 1970 i 1980, especialment en relaci?? a les corbes de rotaci?? de les gal??xies, es va mostrar que a l'univers no hi havia suficient mat??ria visible per explicar la intensitat aparent de les forces gravitacionals que es donen en i entre les gal??xies. Aix?? va impulsar la idea que fins un 90% de la mat??ria de l'univers no ??s mat??ria comuna o bari??nica sin?? mat??ria fosca; ??s a dir, mat??ria que no emet llum o que no interacciona amb mat??ria bari??nica normal. A m??s, l'assumpci?? que l'univers estigu??s compost principalment per mat??ria comuna va portar a prediccions que eren molt inconsistents amb les dades recollides. En particular, l'univers ??s molt menys "inhomogeni" i cont?? molt menys deuteri del que es pot considerar sense la pres??ncia de mat??ria fosca.

Tot i que, en els seus inicis, l'exist??ncia de la mat??ria fosca va ser una q??esti?? pol??mica, ara est?? clarament acceptada per la comunitat cient??fica i forma part de la cosmologia est??ndard. El suport a la seva exist??ncia prov?? de les observacions de les anisotropies al CMB, de la dispersi?? de velocitats dels c??muls de gal??xies, de les distribucions de l'estructura a gran escala, dels estudis de les lents gravitat??ries, i de les mesures amb raigs x dels c??muls de gal??xies.[44]

La mat??ria fosca s'ha detectat ??nicament a trav??s de la seva empremta gravitacional; al laboratori, no s'ha observat cap part??cula que li pugui correspondre. Tanmateix, hi ha molts candidats a formar part de la mat??ria fosca en la f??sica de part??cules com, per exemple, les part??cules pesades i part??cules neutres d'interacci?? feble o WIMPS (Weakly interactive massive particles), i s'estan duent a terme diversos projectes per a detectar-la.[45]

[edita] Energia fosca

Article principal: Energia fosca

Les mesures de la relaci?? de magnitud del despla??ament cap al roig pel que fa a supernoves de tipus Ia han mostrat que l'expansi?? de l'univers s'ha estat accelerant des de fa uns 7.000 milions d'anys. Per explicar aquesta acceleraci??, la relativitat general exigeix que hi hagi un component energ??tic amb una gran pressi?? negativa, component anomenat "energia fosca". L'exist??ncia d'aquesta energia fosca ve recolzada per altres evid??ncies.

Les mesures de la radiaci?? c??smica de fons indiquen que l'univers ??s molt a prop de ser pla i, per tant, d'acord amb la relativitat general, l'univers ha de tenir la mateixa densitat cr??tica de massa/energia. Com la densitat massiva de l'univers es pot mesurar des de la seva acumulaci?? gravitacional, es creu que aquesta representa nom??s 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 ser la millor teoria per explicar la densitat d'energia "desapareguda".

L'energia fosca tamb?? ??s necess??ria per a dues mesures geom??triques de la curvatura global de l'univers: una que utilitza la freq????ncia de lents gravitat??ries i, l'altre, que utilitza el patr?? caracter??stic de l'estructura a gran escala com a regla c??smica. La pressi?? negativa ??s una propietat de l'energia del buit, per?? la natura exacta d'energia fosca roman com un dels grans misteris del Big Bang. Entre els possibles candidats es proposa una constant cosmol??gica i una quinta ess??ncia, una forma hipot??tica 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 mat??ria fosca, i un 4% de mat??ria regular.[20]

[edita] Cronologia del Big Bang

Article principal: Cronologia del Big Bang
External Timeline
Hi ha un gr??fic cronol??gic disponible relatiu a:

Degut a l'expansi??, l'univers era en el passat m??s dens i m??s calent. La cronologia del Big Bang ve essencialment a determinar al reves l'edat de l'univers a mesura que sa densitat i sa temperatura augmenten en el passat.

[edita] L'univers d'avui (+ 13,7 milers de milions d'anys)

L'univers ??s a hores d'ara extremadament poc dens [46] (alguns ??toms per metre c??bic, vegeu l'article densitat cr??tica) i fred. En efecte, encara que hi ha objectes astrof??sics molt calents (les estrelles, la radiaci?? ambient que banya l'univers ??s molt feble. Aix?? ??s degut al fet de que la densitat d'estrelles ??s extremadament feble dins l'univers. De mitjana la dist??ncia d'un punt de l'univers l'estrella m??s pr??xima ??s immensa. L'observaci?? astron??mica ens ensenya que les estrelles han existit molt prest en la hist??ria de l'univers: menys d'un miler de milions d'anys despr??s del Big Bang, ja hi havia estrelles i gal??xies en gran nombre. Per b?? que, en ??poques m??s antigues no existien encara. Si aquest fos el cas el fons dif??s cosmol??gic portaria les traces de la seva pres??ncia.

[edita] La recombinaci?? (+ 380.000 anys)

380.000 anys despr??s del Big Bang, quan l'univers era mil vegades m??s c??lid i mil milions de vegades m??s dens, les estrelles i les gal??xies encara no existien. Aquest moment marca l'??poca en que l'univers esdevingu?? abastament poc dens per que la llum pogu??s propagar-se, essencialment gr??cies al fet que el principal obstacle a sa propagaci?? era la pres??ncia d'electrons lliures. Despr??s del seu refredament, els electrons en poden combinar amb els nuclis at??mics per formar ??toms. Aquesta ??poca porta per aix?? el nom de recombinaci??. Com que correspon tamb?? al moment en que l'univers a perm??s la propagaci?? de la llum, es parla tamb?? de desacoblament entre mat??ria i radiaci??[47]. La llum del fons dif??s cosmol??gic a pogut doncs propagar-se fins a nosaltres des de aquesta ??poca [48].

[edita] La nucleos??ntesi primordial (+ 3 minuts)

Menys de 380.000 anys despr??s del Big Bang, l'univers estava compost d'un plasma d'electrons i de nuclis at??mics. Quan la temperatura ??s abastament elevada, els nuclis at??mics no poden existir per ells mateixos. Estam llavors en pres??ncia d'una mescla de protons, neutrons i electrons. En les condicions de l'univers primordial, no ??s fins que la temperatura baixa per davall 0,1 MeV (en torn a mil milions de graus) que els nucleons es poden combinar per formar nuclis at??mics. No ??s possible nogensmenys que es formin d'aquesta manera nuclis at??mics m??s pesants que el liti. Per tant, nom??s els nuclis d'hidrogen, d'heli i de liti es formen en aquesta fase que comen??a en torn a un segon despr??s del Big Bang i que dura en torn a uns tres minuts [49]. Aix?? ??s l'anomenada nucleos??ntesi primordial, la seva predicci??, comprensi?? i observaci??, i les seves conseq????ncies representen un dels assoliments m??s importants de la cosmologia moderna.

[edita] L'aniquilaci?? electrons-positrons

Poc abans de la nucleos??ntesi primordial (que comen??a 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. M??s enll?? d'aquesta temperatura, les interaccions entre els electrons i els fotons poden crear de forma espont??nia parells electr??-positr??. Aquests parells s'aniquilen espont??niament, per?? 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 exc??s d'electrons provinents de la bariog??nesi (vegeu m??s avall).

Vegeu: Aniquilaci?? de mat??ria amb antimat??ria

[edita] El desacoblament dels neutrins

Poc abans d'aquesta ??poca, la temperatura ??s superior a 1 MeV (deu mil milions de graus), aix?? ??s suficient per fer que els electrons, fotons i neutrins interaccionin intensament entre ells. Per damunt aquesta temperatura les tres esp??cies de part??cules estan en equilibri t??rmic. Quan l'univers es refreda, electrons i fotons continuen interaccionant, per?? no els neutrins, que cessen igualment d'interaccionar entre ells. Semblant al desacoblament esmentat m??s amunt que afecta als fotons, aquesta ??poca correspon al desacoblament dels neutrins. Hi ha un fons cosmol??gic de neutrins que presenta caracter??stiques semblants a les del fons dif??s cosmol??gic. L'exist??ncia d'aquest fons cosmol??gic de neutrins es demostra indirectament pels resultats de la nucleos??ntesi primordial, doncs aquest hi juguen un paper indirecte[50] [51]. La detecci?? directe d'aquest fons cosmol??gic representa un desafiament tecnol??gic molt dif??cil[52], per?? la seva exist??ncia no ha estat rebutjada.

[edita] La bariog??nesi

La f??sica de part??cules reposa sobre la idea general, establerta per l'experi??ncia, que les diverses part??cules elementals i les interaccions fonamentals no s??n m??s que aspectes diferents d'entitats m??s elementals (per exemple l'electromagnetisme i la for??a nuclear feble poden ser descrits com a dos aspectes d'una sola interacci??, l'interacci?? electrofeble). De forma m??s general, es presumeix que les lleis de la f??sica i per tant l'univers en conjunt estan en un estat m??s ??sim??tric?? a m??s alta temperatura. Tamb?? es considera que en el passat, mat??ria i antimat??ria existien en quantitats estrictament id??ntiques en l'univers. Les observacions actuals indiquen que l'antimat??ria ??s gaire b?? absent dins l'univers observable [53]. La pres??ncia de mat??ria ??s, per tant, un signe de que en un moment donat es form?? un lleuger exc??s de mat??ria amb refer??ncia a l'antimat??ria. Degut a l'evoluci?? posterior de l'univers, la mat??ria i l'antimat??ria s'han aniquilades en quantitats estrictament iguals, deixant un lleuger exc??s de mat??ria que s'havia format[54] [55] [56] [57]. Aqu?? s'hauria de fer refer??ncia al proc??s electrofeble de l'esfaler?? que alteraria el nombre bari??nic [58]. Degut a que la mat??ria ordin??ria est?? formada de barions, la fase o aquest exc??s de mat??ria formada s'anomena bariog??nesi [59]. Es coneixen molt poques coses sobre aquesta fase o sobre el proc??s que es produ??. Per exemple l'escala de temperatures en que es va produir varia, segons els models, de 103 a 1016 GeV (es a dir, entre 1016 i 1029 kelvins) Les condicions necess??ries per qu?? es produeixi la bariog??nesi s'anomenen condicions de S??kharov, degut als treballs del f??sic rus Andrei Dm??trievitx S??kharov de l'any 1967.


Vegeu: Bariog??nesi

[edita] L'era de la gran unificaci??

Un nombre creixent d'indicis suggereix que les forces electromagn??tica, feble i forta no s??n m??s que aspectes diferents d'una interacci?? ??nica. Aquesta teoria s'anomena Teoria de la Gran Unificaci?? (GUT en angl??s??? Grand Unified Theory), o gran unificaci??. Es pensa que es manifesta m??s enll?? de temperatures de l'ordre de 1016 GeV (1029 graus). Es doncs probable que l'univers hagi conegut una fase en la que la teoria de la gran unificaci?? actuava, essent una prolongaci?? de les lleis actuals de les que es diferencia ??nicament, en el rang de temperatures en que actua. Aquesta fase podria ser l'origen de la bariog??nesi, aix?? com de la mat??ria fosca, la naturalesa de la qual resta desconeguda.

Vegeu: Era de la gran unificaci??.


[edita] La inflaci?? c??smica

El Big Bang produeix noves q??estions en cosmologia. Per exemple, se suposa que l'univers ??s homogeni i is??trop (com ho ??s efectivament al menys dins la regi?? observable), per?? no explica pas per qu?? hauria de ser aix??. En la versi?? inicial no hi ha un mecanisme pel qual el Big Bang produeixi una homogene??tzaci?? de l'univers (vegeu: Problema de l'horitz??). El motiu inicial de postular la inflaci?? era proposar un proc??s que provoc??s l'homogene??tzaci?? i la isotropitzaci?? de l'univers.

El primer que propos?? la inflaci?? c??smica fou Alan Guth qui propos?? una visi?? realista que descrivia aquest proc??s. Al seu nom es mereixen ser-hi associats els de Fran??ois Englert i Alexei Starobinsky, que han treballat tamb?? sobre alguns d'aquests problemes a la mateixa ??poca (1980). A partir de 1982 s'explicaria tamb?? que la inflaci?? permetia no nom??s explicar perqu?? l'univers ??s homogeni, sin?? tamb?? que devia presentar petits variacions de l'homogene??tat, que comportaven els g??rmens de les grans estructures astrof??siques. Es pot demostrar que per qu?? la inflaci?? resolgui tots aquests problemes, ha d'haver tengut lloc a ??poques molt primerenques i escalfades de la hist??ria de l'univers (entre 1014 i 1019 GeV, ??s a dir, de 1027 a 1032 graus), dit d'una altra manera molt poc temps despr??s de les ??poques de Planck i de la Gran unificaci??. L'efic??cia de la inflaci?? c??smica per resoldre gaireb?? la totalitat del problemes exhibits pel Big Bang li ha donat r??pidament un estatus rellevant dins la cosmologia, per b?? que d'altres teories, sovint m??s complexes i amb menys ??xit (Univers previ al Big Bang, defectes topol??gics, teoria de cordes), han estat proposades per resoldre els mateixos problemes. De l'observaci?? detallada d'anisotropies del fons dif??s cosmol??gic, els models d'inflaci?? n'han sortit refor??ats.

El seu acord amb el conjunt d'observacions juntament amb l'eleg??ncia del concepte fan de la inflaci?? el model m??s interessant, lluny de qualsevol altre, per les problem??tiques que abasta. La fase d'inflaci?? en ella mateixa es composa d'una expansi?? extremadament r??pida de l'univers (que pot durar un temps bastant llarg), a la sortida de la qual la diluci?? causada per aquesta expansi?? r??pida ??s tal que no existeix essencialment cap part??cula dins l'univers, sin?? que aquest est?? ple d'una forma d'energia molt homog??nia. Aquesta energia ??s llavors convertida de manera molt efica?? en part??cules que molt aviat comencen a interaccionar i encalentir-se. Dues fases tanquen, doncs, la inflaci?? c??smica: una ??s la creaci?? explosiva de part??cules, i l'altre l'escalfament d'aquestes part??cules. Per b?? que el mecanisme general de la inflaci?? es compr??n perfectament (encara que hi ha nombroses variants), les etapes de creaci?? explosiva de part??cules i la d'escalfament s??n molt menys conegudes i s??n sempre objecte de nombroses recerques.

Vegeu: Inflaci?? c??smica, Creaci?? explosiva de part??cules, Reescalfament (cosmologia).

[edita] L'era de Planck ??? La cosmologia qu??ntica

M??s enll?? de la fase d'inflaci??,i m??s generalment a temperatures de l'ordre de la temperatura de Planck, s'entra dins els dominis on les teories f??siques actuals esdevenen inv??lides, car es fa necessari usar la relativitat general incloent els conceptes de la mec??nica qu??ntica. Aquesta teoria de la gravitaci?? qu??ntica, no formulada fin al dia d'avui podria ser formulada a partir de la teoria de cordes, encara en desenvolupament, que dona lloc actualment a nombroses especulacions concernents a l'univers en l'??poca anomenada era de Planck. Molts d'autors, entre ells Stephen Hawking, han proposat diverses propostes de recerca par provar de descriure l'univers en aquestes ??poques. Aquest domini de la investigaci?? s'anomena cosmologia qu??ntica.

[edita] El futur segons la teoria del Big Bang

Article principal: Dest?? final de l'Univers

Abans de les observacions de l'energia fosca, els cosm??legs van considerar dos escenaris possibles per a un possible futur de l'Univers.

  • Si la densitat de la massa de l'Univers es troba per sobre de la densitat cr??tica, llavors l'Univers assoliria una mida m??xima i, despr??s, comen??aria a col??lapsar-se. Aquest es tornaria, un altre cop, m??s dens i m??s calent, assolint un estat similar al dels inicis del proc??s, que s'ha anomenat Big Crunch[60].
  • De manera alternativa, si la densitat de l'Univers ??s igual o menor a la densitat cr??tica, l'expansi?? s'alentiria, per?? mai no s'aturaria. La formaci?? d'estrelles cessaria, tot el gas interestelar de cada gal??xia 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 una c??mul de massa que donaria lloc a forats negres cada cop m??s grans.

L'Univers en creixement es faria cada vegada menys dens, i la mitjana de la temperatura podria apropar-se asimpt??ticament al zero absolut (0 K o -273,15??C). Per efecte de la radiaci?? de Hawking els forats negres s'evaporarien. L'entropia de l'univers augmentaria fins el punt on no podria existir cap tipus de forma organitzada d'energia; un escenari conegut com la mort t??rmica. I encara m??s; si es produeix la descomposici?? del prot??, proc??s pel qual un prot?? es transformaria en part??cules menys massives, tot emetent radiaci?? en el proc??s, llavors tot l'hidrogen, la forma predominant de la mat??ria bari??nica de l'actual Univers, desapareixeria, quedant-ne nom??s la radiaci??.

Les observacions modernes de l'expansi?? accelerada impliquen que, progressivament, un major part de l'univers visible quedar?? m??s enll?? del nostre horitz?? d'esdeveniments. El model Lambda-CDM de l'univers contempla l'energia fosca mitjan??ant la incorporaci?? d'una constant cosmol??gica, en algun sentit, similar a la qu?? havia incl??s Einstein en la seva primera versi?? de les equacions de camp. Aquesta teoria suggereix que nom??s els sistemes que es mantinguin per l'acci?? de la gravetat, com les gal??xies, es mantindrien junts, i ells tamb?? estarien subjectes a la mort t??rmica a mesura que l'univers es refred??s i s'expand??s. Unes altres explicacions basades en l'energia fosca, anomenades teories de l'energia fantasma, suggereixen qu?? els c??muls de gal??xies, estrelles, planetes, ??toms, nuclis i la mateixa mat??ria, finalment, s'esquin??aran com a conseq????ncia de l'eterna expansi?? de l'univers, en l'anomenat Big Rip.[61]

[edita] Interpretacions filos??fiques i religioses

El Big Bang ??s una teoria cient??fica, i com a tal s'ha de mantenir o ha de ser rebutjada d'acord amb les observacions. Per?? com que ??s una teoria que sembla que est?? dirigida o s'acosta als or??gens de la realitat, sempre ha quedat entortolligada amb implicacions teol??giques i filos??fiques. Existeix un gran nombre d'interpretacions sobre la teoria del Big Bang que s??n completament especulatives o extra-cient??fiques. Algunes d'aquesta idees tracten d'explicar les causes mateixes del Big Bang (primera causa), i van ser criticades per alguns fil??sofs naturalistes per ser ??nicament noves versions de la creaci??. Algunes persones creuen que la teoria del Big Bang dona suport a antigues visions de la creaci??, com per exemple la que es pot trobar en el G??nesis (veure creacionisme), mentre altres creuen que totes les teories del Big Bang s??n inconsistents amb aquestes visions.

El Big Bang com a teoria cient??fica no es troba associada amb cap religi??. Mentre que algunes interpretacions fonamentalistes de les religions entren en conflicte amb la hist??ria de l'univers postulades per la teoria del Big Bang, la majoria d'aquestes interpretacions s??n interpretacions literals de textos religiosos.

L'Esgl??sia Cat??lica Romana ha acceptat el Big Bang com una descripci?? de l'origen de l'Univers. Han suggerit que la teoria ??s compatible amb les vies de sant Tom??s d'Aquino, en especial amb la primera d'elles sobre el moviment, aix?? com tamb?? amb la cinquena.

Alguns estudiants de la C??bala, el deisme i altres fes no antropom??rfiques, concorden amb la teoria del Big Bang, connectant-ho per exemple amb la teoria de la "retracci?? divina" (tzimtzum) com s'explica pel Jueu Mois??s Maim??nides.

Alguns musulmans moderns creuen que l'Alcor?? fa un paral??lel amb el Big Bang en el seu relat sobre la creaci??, descrita aix??: "??No veuen els no creient que els cels i la terra van ser units en una sola unitat de creaci??, abans que nosaltres els separ??ssim a la for??a? Hem creat tots els ??ssers vius a partir de l'aigua." (Cap:21,Ver:30). Al-Cor?? tamb?? sembla descriure l'univers en expansi??. "Hem constru??t 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 creaci?? com exemples narrats en el tercer llibre de la Bhagavata Purana. Principalment en els cap??tols 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 mat??ria ("prakriti").

En el budisme posseeix una concepci?? de l'univers on no hi ha un succ??s de creaci??. Tanmateix, no sembla ser que la teoria del Big Bang entr??s en conflicte amb la mateixa, ja que existeixen formes d'obtenir l'univers etern segons el paradigma. Un cert nombre de fil??sofs Zen populars van estar interessats, en particular, pel concepte de l'univers oscil??lant.

[edita] Notes i refer??ncies

  1. ??? Aquesta expressi?? anglesa ??s la que s'utilitza habitualment, tant en els mitjans de comunicaci?? com en la literatura cient??fica. Com es comenta m??s endavant, va ser utilitzada per primer cop de manera despectiva, per?? l'expressi?? ha quedat i ha perdut la seva connotaci?? pejorativa i ir??nica per consolidar-se com un nom cient??fic i vulgaritzat.
  2. ??? "Tot i que l'Univers s'ha estat expandint i s'ha refredat des d'aleshores, les ones sonores han deixat la seva empremta com a variacions de la temperatura, restes del resplendor de la bola de foc del Big Bang..." Chown, Marcus (30 d'octubre de 2003). ??Big Bang sounded like a deep hum??. New Scientist.
  3. ??? Vesto Slipher. ??The radial velocity of the Andromeda nebula??. Lowell Observatory Bulletin 1: 56???57.
  4. ??? 4,0 4,1 Alexander Alexandrovich Friedman (1922). ????ber die Kr??mmung des Raumes??. Z. Phys. 10: 377???386. (alemany) (Traducci?? en angl??s a: Friedman, A (1999). ??On the Curvature of Space??. General Relativity and Gravitation 31: 1991???2000. DOI:10.1023/A:1026751225741.)
  5. ??? 5,0 5,1 Lema??tre, G. (1927). ??Un Univers homog??ne de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des n??buleuses extragalactiques??. Annals of the Scientific Society of Brussels 47A: 41. (franc??s) Translated in: (1931)??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: 483???490.
  6. ??? Lema??tre, G. (1931). ??The evolution of the universe: discussion??. Nature 128: suppl.: 704.
  7. ??? 7,0 7,1 7,2 Edwin Hubble (1929). ??A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae??. Proceedings of the National Academy of Sciences 15: 168???173.
  8. ??? E. Christianson (1995). Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae, Farrar Straus & Giroux. ISBN 0374146608. 
  9. ??? 9,0 9,1 9,2 P. J. E. Peebles i Bharat Ratra (2003). ??The cosmological constant and dark energy??. Reviews of Modern Physics 75: 559???606. DOI:10.1103/RevModPhys.75.559. arXiv:astro-ph/0207347.
  10. ??? E. A. Milne (1935). Relativity, Gravitation and World Structure, Oxford University Press. 
  11. ??? R. C. Tolman (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology, Oxford: Clarendon Press. LCCN 340-32023.  Reissued (1987) New York: Dover ISBN 0-486-65383-8.
  12. ??? Zwicky, F (1929). ??On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space??. Proceedings of the National Academy of Sciences 15: 773???779. Full articlePDF (672 KiB).
  13. ??? Fred Hoyle (1948). ??A New Model for the Expanding universe??. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108: 372.
  14. ??? R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamow (1948). ??The Origin of Chemical Elements??. Physical Review 73: 803.
  15. ??? R. A. Alpher i R. Herman (1948). ??Evolution of the Universe??. Nature 162: 774.
  16. ??? Simon Singh. Big Bang. Data d'acc??s: 28-05-2007.
  17. ??? Es diu popularment que Hoyle intentava ser despectiu. Tanmateix, Hoyle negava i deia que era nom??s una imatge sorprenent pensada per emfatitzar les diferencies entre les dues teories per als oients de la r??dio. See chapter 9 of The Alchemy of the Heavens by Ken Croswell, Anchor Books, 1995.
  18. ??? 18,0 18,1 A. A. Penzias and R. W. Wilson (1965). ??A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s??. Astrophysical Journal 142: 419.
  19. ??? 19,0 19,1 Boggess, N.W., et al. (COBE collaboration) (1992). ??The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch??. Astrophysical Journal 397: 420, Preprint No. 92-02. DOI:10.1086/171797.
  20. ??? 20,0 20,1 20,2 D. N. Spergel et al. (WMAP collaboration) (2006). ??Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology??. Data de la consulta 2007-05-27.
  21. ??? Hawking, S. W.;Ellis, G. F. R. (1973). The large-scale structure of space-time, Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-20016-4. 
  22. ??? 22,0 22,1 22,2 Spergel, D. N., et al. (2003). ??First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters??. The Astrophysical Journal Supplement Series 148: 175???194. DOI:10.1086/377226.
  23. ??? Alan Guth (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins, Vintage. ISBN 978-0099959502. 
  24. ??? Schewe, Phil, and Ben Stein (2005). ??An Ocean of Quarks??. Physics News Update, American Institute of Physics 728 (#1). Data de la consulta 27-05-2007.
  25. ??? 25,0 25,1 Kolb and Turner (1988), chapter 6
  26. ??? Kolb and Turner (1988), chapter 7
  27. ??? 27,0 27,1 27,2 Kolb i Turner (1988), cap. 4
  28. ??? Peacock (1999), cap. 9
  29. ??? Ivanchik, A. V., A. Y. Potekhin and D. A. Varshalovich (1999). ??The fine-structure constant: a new observational limit on its cosmological variation and some theoretical consequences??. Astronomy and Astrophysics 343: 459.
  30. ??? Goodman, J. (1995). ??Geocentrism reexamined??. Physical Review D 52: 1821. DOI:10.1103/PhysRevD.52.1821.
  31. ??? Els astr??noms 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 p??bliques aquestes troballes a la p??gina Eso.org]].
  32. ??? E. Bertschinger (2001). ??Cosmological perturbation theory and structure formation??. arXiv:astro-ph/0101009.
    Edmund Bertschinger (1998). ??Simulations of structure formation in the universe??. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 36: 599???654.
  33. ??? Nota: Si la inflaci?? ??s veritable, la bariog??nesi ha d'haver ocorregut, per?? no a l'inrev??s.
  34. ??? Universidad de Navarra. Ciencia y fe: el origen del universo. Data d'acc??s: 23-02-2008.
  35. ??? (angl??s) Robert Woodrow Wilson, ?? Discovery of the cosmic microwave background ??, a Modern cosmology in retrospect, ??d. B. Bertotti et al., Cambridge University Press (1990), pp. 291-307
  36. ??? Vegeu la lliste de publicacions sobre aquest tema.
  37. ??? Vegeu la plana professional d'Edward L. Wright, ?? Errors in the Steady State and Quasi-SS Models ??.
  38. ??? Un objecte d'una edat estimada de 15 mil milions d'anys amb uns 5 mil milions d'anys m??s o menys es compatible amb un univers de 13,7 amb 0,2 milers de milions d'anys m??s o menys. Un objecte d'una edat estimada en 15 amb m??s o menys mil milions d'anys ??s ???marginalment??? incompatible amb un univers de 13,7 milers de milions d'anys amb 0,2 milers de milions m??s o menys, per?? ??nicament si es considera que l'error de les mesures ??s tan petit.
  39. ??? 39,0 39,1 39,2 Kolb i Turner (1988), cap. 8
  40. ??? Nota: En un sentit estricte, l'energia fosca, en la forma d'una constant cosmol??gica, condueix l'univers cap a un estat pla; per?? el nostre univers ha rom??s a la vora de l'estat pla durant uns quants milers de milions d'anys, abans que la densitat d'energia fosca fos significativa.
  41. ??? 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. 
  42. ??? A. D., Sakharov (1967). ??Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe??. Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 5: 32. (rus) Tradu??t a l'angl??s a JETP Lett. 5, 24 (1967).
  43. ??? Navabi, A. A., N. Riazi (2003). ??Is the Age Problem Resolved???. Journal of Astrophysics and Astronomy 24: 3.
  44. ??? Keel, Bill. Galaxies and the Universe lecture notes - Dark Matter. University of Alabama Astronomy. Data d'acc??s: 28-05-2007.
  45. ??? Yao, W. M., et al. (2006). ??Review of Particle Physics??. J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 33: 1???1232. DOI:10.1088/0954-3899/33/1/001. Cap. 22: Dark matterPDF (152 KiB).
  46. ??? Un Atlas de l'Univers. Richard Powell. Data d'acc??s: 06-01-2008.
  47. ??? DEL BIG BANG A L'HOME: L'EVOLUCI?? DE LA MAT??RIA. UIB. Data d'acc??s: 2008-01-07.
  48. ??? F??ssils cosmol??gics. Vicent J. Mart??nez. Data d'acc??s: 2008-01-06.
  49. ??? D'aqu?? els t??tols 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 premi??re seconde Le Seuil, collection ?? Science ouverte ??, septembre 1995, ??dition de poche dans la collection ?? Points Sciences ??, f??vrier 2000.
  50. ??? La pres??ncia d'aquest neutrinos influeix sobre la taxa d'expansi?? de l'univers (vegeu equacions de Friedmann), i per conseg??ent que per ella mateixa determina en part l'abund??ncia d'elements que se sintetitzen durant aquest temps.
  51. ??? Cours de Cosmologie. F.-Xavier D??sert. Data d'acc??s: 2008-01-12.
  52. ??? Vegeu per exemple (angl??s) Leo Stodolsky, Some neutrino events of the 21st century, a Neutrino astrophysics, comptes rendus du quatri??me atelier SFB-375, ch??teau de Ringberg, Alemanya, 20-24 octubre 1997, page 178-181, astro-ph/9801320 Es pot trobar a internet.
  53. ??? Si no fos aquest el cas, es podria percebre una radiaci?? gamma molt forta en les proximitats de les regions on mat??ria i antimat??ria
  54. ??? Col??lecci?? Oberta. ??ngel Sanmart??n, ed. Ajuntament de Gandia. Universitat de Val??ncia.. Data d'acc??s: 2008-01-26.
  55. ??? Baryogenesis by Quantum Gravity. Los Alamos National Laboratory.. Data d'acc??s: 2008-01-26.
  56. ??? On the origin of the matter-antimatter asymmetry in self-gravitating systems at ultra-high temperatures. Los Alamos National Laboratory.. Data d'acc??s: 2008-01-26.
  57. ??? Gravity induced neutrino-antineutrino oscillation: CPT and lepton number non-conservation under gravity. Los Alamos National Laboratory.. Data d'acc??s: 2008-01-26.
  58. ??? Gravity induced neutrino-antineutrino oscillation: CPT and lepton number non-conservation under gravity. Los Alamos National Laboratory. Degut a que la mat??ria ordin??ria est?? formada de barions, la fase o aquest exc??s de mat??ria formada s'anomena bariog??nesi.. Data d'acc??s: 2008-01-26.
  59. ??? (castell??)Bariog??nesis con Campos Magn??ticos. Alejandro Ayala, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM.. Data d'acc??s: 2008-02-04.
  60. ??? Kolb and Turner, 1988, chapter 3
  61. ??? (2003). ??Phantom Energy and Cosmic Doomsday??. Phys. Rev. Lett. 91: 071301. arXiv:astro-ph/0302506.

[edita] Vegeu tamb??

Cosmologia
Temes relacionats
edita

[edita] Enlla??os externs

A Wikimedia Commons hi ha contingut multim??dia relatiu a:
Big Bang

[edita] En catal??

[edita] En angl??s

[edita] En altres lleng??es