origen i evolució de l'univers

30
Origen i evolució de l’Univers

Upload: slapafrasla

Post on 01-Jul-2015

520 views

Category:

Education


0 download

TRANSCRIPT

Page 1: Origen i evolució de l'univers

Origen i evolució de l’Univers

Page 2: 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

Page 3: Origen i evolució de l'univers

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

Page 4: Origen i evolució de l'univers

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

Page 5: Origen i evolució de l'univers

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

Page 6: Origen i evolució de l'univers

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

10-36 s

10-34 s

Ø = 10-26 m – 10 m

1027 °C

1022 °C

Page 7: Origen i evolució de l'univers

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

Page 8: Origen i evolució de l'univers

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

Page 9: Origen i evolució de l'univers

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

10-6 s

1s

Ø = 1011 km - 1012 km

1013 °C

1012 °C

Page 10: Origen i evolució de l'univers

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)

Page 11: Origen i evolució de l'univers

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

1s

200s

108 °C

Page 12: Origen i evolució de l'univers

75% hidrogen

25% heli

<0.01% liti

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

4He

Page 13: Origen i evolució de l'univers

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

200s

300000 anys108 °C

2700 °C

Ø = 10000 anys llum – 108 anys llum

Page 14: Origen i evolució de l'univers

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

Page 15: Origen i evolució de l'univers

•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

Page 16: Origen i evolució de l'univers

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

Page 17: Origen i evolució de l'univers

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

Page 18: Origen i evolució de l'univers

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

Page 19: Origen i evolució de l'univers

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

Page 20: Origen i evolució de l'univers

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

Page 21: Origen i evolució de l'univers

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

Page 22: Origen i evolució de l'univers

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

Page 23: Origen i evolució de l'univers

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

Page 24: Origen i evolució de l'univers

El destí de l’UniversÉs 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

Page 25: Origen i evolució 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

Page 26: Origen i evolució de l'univers

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.

Page 27: Origen i evolució de l'univers

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

Page 28: Origen i evolució de l'univers

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

Page 29: Origen i evolució de l'univers

• 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

Page 30: Origen i evolució de l'univers

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