sábado, 17 de diciembre de 2011

El Big-Bang

      Fa uns 13.700.000.000 (tretze mil set-cents milions)  d'anys és va produir el Big-Bang.

      Insistisc: demane disculpes per endavant pel que faré en les pròximes entrades. Sense tindre coneixements sobre el tema, he escrit sobre el Big-Bang i la formació de la matèria. Per descomptat, qui vullga corregir-me és lliure de fer-ho i, a més, li expresse el meu agraïment amb antelació. Escric en el blog per a intentar comprendre allò que no sé.



Gràfic de la web El Regreso del Tiempo

Abans del Big Bang

      No existia el temps i per això alguns l'anomenen Era Pre Augustiniana, rememorant el sant i filòsof Agustí qui creia que Déu havia creat el temps com una propietat de l'univers. Amb això els astrofísicos volen significar la singularitat gravitacional d'un “punt geomètric” en l'instant “Zero” del Big Bang perquè la paraula “abans” deixaria de tindre sentit.  

L'univers primigeni

1. La era Planck: 10–43 segons

       La teoria del Big Bang planteja la hipòtesi que el temps 'entra en escena' en l'origen de l'univers. La primera etapa és coneguda com la era Planck que fou breu en extrem (el temps Planck és una unitat de temps, considerada com l'interval temporal mes xicotet que pot ser mesurat). Durant aquest període, les quatre forces de l'univers (Gravetat, Energia Electromagnètica i les Forces Nuclears: Dèbil i Fort) eren teòricament iguals i estaven unides unes a les altres. En 10 a la -35 d'un segon, la gravetat comença a separarse de les forces fortes i dèbil, i és posen de manifest les irregularitats de l'univers. La major part de l'antimatèria s'ha desintegrat ja.. 10 a la -23 d'un segon és el temps que tarda la llum a recórrer l'última distància amb sentit: el ràdio d'una partícula elemental; l'univers era tan xicotet que  no podien existir partícules elementals, perquè aquestes sorgeixen de la llum, i la llum encara no estava en condicions de recórrer tanta distància com per a engendrar una partícula.




La revista Molt Interessant de gener de 1989, incloïa un article de Meter Ripota sobre el tema que ens ocupa.

2. L'Època de la Gran Unificació: 10–33  segons

      Com l'univers s’expandeix i es refreda des de l'època de Planck, la gravetat es comença a separar de les forces de l'electromagnetisme i de les interaccions nuclears dèbil i fort. La ruptura de les forces primitives produïx les forces de la Naturalesa observables actualment. En 10 a la -32 l'univers té un diàmetre de pocs centímetres. 1 as = 10-18 s és la fracció de temps anomenada  attosegon, durant la qual la llum recorre el diàmetre de tres àtoms d'hidrogen.

3. Inflació còsmica

     Es dóna aquest nom a l'expansió ultraràpida de l'univers en els instants inicials. La partícula elemental o camp hipotètic que es pensa que es responsable de la inflació s'anomena inflatón. Es desconeix la temperatura de les fases anteriors, però es pensa que abans de la inflació còsmica, l'univers estava buit i era fred. L’immens calor i energia associada amb els primers estats del Big Bang es crearien en el canvi de fase associat a fi de la inflació. Este període durarà un microsegon (la milionèsima part d'un segon) durant el qual la llum cobreix una distància de 300 metres.

    Després de passar les primeres xifres d'un temps incommensurable, terriblement curt, apleguem al punt que comença una mil·lèsima de segon, i llavors, comença l'univers a expandir-se des d'un diàmetre de 10 a la -13 centímetres fins a la seua dimensió actual.

4. Rescalfament

      Durant la rescalfament, l'expansió potencial que va ocórrer durant la inflació cessa i l'energia potencial del camp inflatón es descompon en calor, sorgint un plasma de partícules energètiques. Al mateix instant, part de l'energia dels fotons es converteix en quarks virtuals i hiperions, però estes partícules desapareixen ràpidament. Es formen els nucleóns, els protons i neutrons. Moments després, l'univers està dominat per la radiació i surten els quarks, els electrons i els neutrins.

5. Bariogénesis

      A continuació es produeix la bariogéneis, fenomen que ocasiona que en l'univers actual hagen molts més bariassos que antibariassos. Aquesta asimetria només pot explicar-se acceptant algun tipus de violació de la simetria CP, llavors una partícula i la seua corresponent antipartícula no es comportarien de mode simètricament equivalent en l'evolució temporal de l'univers. La simetria CPT és un principi fonamental d'invariança de les lleis físiques que estableix que baix transformacions simultànies que involucren la inversió de la càrrega elèctrica (el canvi dreta i esquerra del spin de les partícules), es produirà també que totes les partícules siguin substituïdes per les seues corresponents antipartícules, al mateix temps que es produirà una inversió del sentit del temps. Ja que l'univers té simetria CPT, la violació CP només és possible si existeix també violació T (temporal). D’aquest raonament es conclou que en aquesta etapa del Big-Bang és va produir una inversió del temps que va permetre la bariogénsis.

6. L'època electrodèbil: 10–12 S

      Ara tenim un univers farcit d'un plasma de quarks-gluons, però, espontàniament ocurreix la ruptura de simetria de la força electrofèble i totes les partícules fonamentals adquirixen massa. Els neutrìns es desemparellen i comencen a viatjar lliurement a través de l'espai. Aquest fons còsmic de neutrins és anàleg al fons còsmic de microones que va ser emès molt després.

      Al cap d'una deumillonésima de segon després del Big Bang, se separaran les forces electromagnètica i la dèbil, a continuació es separen la gravitació i la força nuclear forta que unió protons i neutrons en els nuclis atòmics. Un àtom de cesi 133 oscil·la en este temps quasi una vegada des del seu estat d'excitació fins al seu punt d'equilibri, esta oscil·lació ha sigut presa com a patró per a definir el segon, perquè, al contrari que la rotació de la terra (la velocitat de què va decreixent) no s'ha detectat la més mínima variació del seu ritme.

"Un segon és la duració de 9 192 631 770 oscil·lacions de la radiació emesa en la transició entre els dos nivells hiperfins de l'estat fonamental de l'isòtop 133 de l'àtom de cesi, a una temperatura de 0 K." 




7. Ruptura de la Supersimetria

       S'anomena supersimetria a una simetria hipotètica proposta per relacionar les propietats dels bosones i els fermiassos. Segons el model estàndard de la física, la matèria està formada per fermiassos (dividits en quarks i leptones) que estan units per les partícules que transmeten les dos interaccions fonamentals de la naturalesa (interacció forta i interacció nuclear electrofeble) que són els bosones. Així, a cada fermiàs li correspon el seu bosón i viceversa. Les súper companyes dels fermiassos són bosones i rebenn noms que comencen amb la lletra s; així, l'electró té com a súper companya el selectrón, i els quarks, els squarks. Les súper companyes dels bosones són fermiassos amb noms que acaben en -ino, així la del fotó és el fotino i la del gravitón (si s'inclou la gravetat en el model), el gravitino.

      Així, doncs, en aquest moment es va trencar la supersimetría, la qual cosa explicaria per què no s'han observat supercompanys de les partícules conegudes.



8. L'època de hadrón: 10–6 - 10–2 S

     En aquest moment, el plasma quark-gluon que forma l'univers es refreda fins a formar hadróns, compostos de fermiassos (protons i neutrons) i bosones (gluons, fotons).

9. Nucleosíntesis: 1 s - 3 minuts

      En aquesta etapa l'univers s'ha refredat i comencen a formar-se els nuclis atòmics. Els protons (ions d'hidrogen) i neutrons es combinen en nuclis atòmics. Al final de la nucleosíntesis, uns tres minuts després del Big Bang,  l'univers s'havia refredat fins al punt que la fusió nuclear va parar. En aquest moment, hi ha unes tres vegades més ions d'hidrogen que nuclis de 4He i només escasses quantitats d'altres nuclis.

   Quasi tot l'heli 4 de l'univers s'origina durant el Big-Bang. L'heli 4 representa ¼ part de la matèria de l'univers i la resta es d'hidrogen. No obstant això, aquest heli primordial està absent de la Terra, després d'escapar-se durant la fase d'altes temperatures durant la formació de la Terra, deixant a la desintegració radioactiva la tasca de produir la majoria de l'heli de la Terra, després que el planeta es va refredar i solidificar.

      A un segon d'edat, l'univers consistia d'energia i partícules subatòmiques com quarks, electrons, fotons i altres partícules menys familiars. Per a les pesades, encara feia massa calor.

       El procés de nucleosíntesis va començar al voltant de tres segons després del Big Bang i va durar aproximadament 100,000 anys, on els protons i neutrons començaren a formar els nuclis de diversos elements, predominant l'hidrogen i l'heli, els elements més lleugers i més comuns en l'univers. La matèria encara no existia tal com la coneixem i l'univers estava compost de radiació en forma de llum, ones de ràdio i rajos X. Aquest període és conegut com la "Era de la Radiació", va arribar a un final gradual a mesura que els nuclis atòmics s’adheriren amb electrons per a produir la matèria.

10. Període de la Recombinació o radiació còsmica de microones.

     Al formar-se els àtoms d'hidrogen i heli  la densitat de l'univers disminuïx. Durant la recombinació ocorre un desemparadament que causa que els fotons evolucionen independentment de la matèria. Açò significa en gran manera, que els fotons que componen el fons còsmic de microones són un dibuix de l'univers d'eixa etapa.



Les dades del WMAP mostren les variacions del fons de radiació de microones a través de l'univers des de la nostra perspectiva, encara que les variacions actuals són més suaus que el que suggereix el diagrama.




 La Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) s'unisca sonda de la NASA la missió de què s'estudiar el cel i mesurar les diferències de temperatura que s'observen en la radiació de fondo de microones, un romanent del Big Bang. Va ser llançada per un coet delta II el 30 de juny del 2001 des de cap Canaveral, Florida, Estats Units.

11. La formació d'estructures

     En el model del Big Bang les estructures avancen jeràrquicament: les petites es formen abans que les grans. Les primeres estructures que es formaren van ser els quasars que són brillants, les primeres galàxies actives i les esteles de la població III. Els primers quasars es formaren del col·lapse gravitacional, es a dir, quan un núvol còsmic no posseeix suficient pressió gasosa per a contrarestar la força de gravetat, comença un procés de contracció i tot s'atrau cap on està la força de gravetat, cap al centre.

      Un cuásar o quásar és una font astronòmica d'energia electromagnètica, que inclou intenses emissions de radiofrecuencies i llum visible. Estos efectes s'atribuïxen a partícules de gas que es mouen a gran velocitat. Tenen un grandària d'un a dos anys llum, però són 1.000 vegades més lluminosos que les galàxies gegants. La immensa brillantor permet que siguin observats a una distància de 10.000 milions d'anys llum. Apareixen en el telescopi com els objectes més llunyans i, al mateix temps, com els més lluminosos. Tenen la forma d'una estela. La intensa radiació que emeten, reionitza l'univers circumdant, ocasionant que bona part de l'univers es torni en plasma.



12. Formació estel·lar

      Les primeres esteles, moltes semblants a les de la Població III, començaren el procés d'agafar els elements lluminosos que es van originar en el Big Bang (hidrogen, heli i liti), transformant-los en elements més pesats.

      Les esteles de la població I les va descobrir l'astrònom alemany Walter Baade en la galàxia d'Andròmeda. Estan formades per elements pesats que van ser creats per anteriors generacions d'esteles i disseminats en el mig interestel·lar per explosions de supernoves. El nostre Sol és una estela de població I. Són comuns en els braços espirals de la Via Làctia i de qualsevol altra galàxia espiral. Les esteles de la població II pertanyen a les primeres generacions d'esteles de vida llarga creades després del Big bang, i per tant la majoria amb poca abundància de metalls. Les esteles de població II es troben en cúmuls globulars i en el nucli de la Via Làctia. Són molt més velles que les de la població I. Una tercera -i encara hipotètica població estel·lar- és la població III. Aquestes esteles pertanyen a la primera generació després del Big Bang quan a penes hi havia traces d'elements més pesats que l'heli. Es suposa que estes esteles no tenen cap metalicitat i explicarien els elements pesats observats en l'emissió dels quasars. Així mateix, es creu que estes esteles dispararen el període de la reionització. Per desgràcia encara no s'ha observat cap que confirmo la seua existència. Encara que s'espera que això canviï amb els futurs telescopis de nova generació. Segons els models estel·lars haurien d'haver sigut extremadament grans, calents i per tant de curta vida, possiblement amb la massa de varis centenars de vegades la del Sol.

13. Formació de galàxies, de grups, cúmuls i supercúmuls


      Els grans volums de matèria col·lapsen per a formar una galàxia. Les esteles de la Població II es formaran prompte en este procés i les esteles de la Població I es formaran després. L'atracció gravitacional fa que  les galàxies s’atraguin unes a les altres per a formar grups, cúmuls i supercúmuls.

14. Formació del Sistema Solar, 8.000 milions d'Anys

      Finalment, es formen els objectes del nostre Sistema Solar. El nostre Sol és una estela de generació tardana, incorporant la matèria procedent de les runes de moltes generacions d'esteles primigènies i format fa uns 5.000 milions d'anys o uns 8.000 o 9.000 milions d'anys després del Big Bang.

15. Avui i ara.

      Les millors estimacions actuals de l'edat de l'univers diuen que han passat 13.700 milions d'anys des del Big Bang. Com l'expansió de l'univers sembla que s'està accelerant, els supercúmuls són considerats com les estructures més grans que s’han format en l'univers. La present expansió accelerada impedeix a qualsevol estructura inflacionista d'entrar en l'horitzó i prevé la formació de noves estructures gravitacionalment unides.

Destí final de l'univers

     D'ací 1 o 100 bilions d'anys es prevé la mort calenta de l'univers. D'ací un bilió d'anys les esteles existents s'apagaran i la major part de l'univers es tornarà fosc. L'univers s'aproxima a un estat altament entròpic. Molt més avant les galàxies es col·lapsaran en forats negres amb l'evaporació conseqüent via la radiació d'Hawking. En algunes teories de la gran unificació, la descomposició de protons convertirà el gas interestel·lar subjacent en positrons i electrons, que es recombinaran en protons. En aquest cas, l'univers indefinidament consistirà només en una sopa de radiació uniforme que estarà lleugerament correguda cap al roig amb cada vegada menys energia, refredant-se ràpidament.

1. El Big Crunch, 100.000 milions d'anys

     Es preveu que quan s’aplegui a aquest punt, la densitat de l'energia serà fosca o negativa,   llavors l'expansió de l'univers es revertirà i l'univers es contraurà cap a un estat calent i dens. Esta teoria postula que la densitat mitjana de l'univers és suficient per a parar la seua expansió i començar la contracció. El resultat final és desconegut. Açò seria anàleg a una inversió temporal del Big Bang. Sovint es proposa com a part d'un escenari d'univers oscil·lant, com el model cíclic. Les observacions actuals suggereixen que aquest model de l'univers és poc probable que siga correcte i l'expansió continuarà.



2. Big Rip

      Este escenari és possible només si la densitat de l'energia fosca realment s'incrementa sense límit al llarg del temps. Tal energia fosca s'anomena energia fantasma i és diferent de qualsevol tipus d'energia coneguda. En aquest cas, la taxa d'expansió de l'univers s'incrementarà sense límit. Els sistemes vinculats gravitacionalment, com els cúmuls de galàxies, les galàxies i en última instància els sistemes solars es destrossaran. Eventualment l'expansió serà tan ràpida que superarà les forces que sustenten les molècules i els àtoms. Finalment, inclòs els nuclis atòmics es desintegraran i l'univers tal com li coneixem acabarà en un inusual tipus de singularitat espai-temporal. En altres paraules, l'univers s'expandirà tant que la força electromagnètica que manté a les partícules unides cedirà a l'expansió, fent que la matèria es vaig desintegrar. L'estat final de l'univers és una singularitat, ja que la taxa d'expansió és infinita i superior a la velocitat de la llum.


Imatge de ProDiversitas


3. Big Bounce

      Des d'aquest punt de vista, es podria parlar d'un Big Crunch, seguit d'un Big Bang. Açò suggereix que podríem estar vivint en el primer de tots els universos, però és igualment probable que estiguem vivint en qualsevol d'una seqüència infinita d'universos.

Imatge de ProDiversitas



4. Multivers

      És un escenari en què encara que l'univers pot ser de duració finita, és un univers entre molts. A més, la física dels multivers podria permetre’ls existir indefinidament. En particular, altres univers podrien ser objecte de lleis físiques diferents de les que s'apliquen en l'univers conegut.

     Aquesta hipótesis es de Alejandro Jenkins i va ser exposada en un article de portada en l'exemplar de gener del 2010 per a la revista Scientific American. Ell pensa en un mega-univers ple de nombrosos universos menors, incloent el nostre.  


      Ell rebutja la tesis antropocéntrica de que l'Univers ha estat creat per a que l'home coneixca al seu creador. Per a éll, com per a Stephen Hawking, la vida en la Terra es una pura casualitat. “Per exemple, si les forces fonamentals que donen forma a la matèria en el nostre univers s'alteraren només lleugerament, seria concebible que els àtoms mai es formaren, o que l'element carboni, considerat un bloc bàsic per a la vida com la coneixem, no existira. Llavors, com és que hi ha este equilibri tan perfecte? Alguns ho atribuirien a Déu, però per descomptat, açò està fora del domini de la física”. Si les forces fonamentals del nostre Univers, que en un principi estaven unides e indiferenciades, no s'hagueren separat com ho van fer, formant-se una força electromagnètica -per exemple- no hi hauria àtoms ni enllaços químics. I sense gravetat, la matèria no s'agruparia en planetes, estreles i galàxies.

    La teoria de la “inflació còsmica”, que es va desenrotllar en la dècada de 1980 per a resoldre certs problemes sobre l'estructura del nostre univers, prediu que el nostre és només un entre inenarrables universos que sorgixen a partir del buit primordial. Conforme les actuals idees científiques sobre la física d'alta energia, és plausible que eixos altres universos puguen tindre cada un distintes interaccions físiques. 

      Nosaltres, simplement per una casualitat, estem ocupant l'estrany univers en què les condicions són just les adequades per a fer possible la vida.



 5. Metaestabilidad del buit o fals buit


       Si el buit no és l'estat d'energia més baix (un fals buit), l’univers es podria col·lapsar en un estat d'energia menor. Açò s'anomena esdeveniment de metaestabilidad del buit, es dir, si el nostre univers està en un fals buit de llarga vida, és possible que l'univers òbriga un túnel cap a un estat d'energia menor. Si açò ocorregueu, totes les estructures es destruiran instantàniament, sense alertar.

6. Nivells indefinits

     El model cosmològic multi-nivel postula l'existència de nivells indefinits de l'univers. Mentres l'existència del nostre nivell de l'univers és finita, hi ha un número indefinit de nivells de l'univers cada un amb el seu principi i/o el seu fi, però el complet té una existència infinita.

Ací hi ha més informació

http://es.wikipedia.org/wiki/Destino_%C3…


Related Posts Plugin for WordPress, Blogger...