2. INDEX
• Inicis de la teoria.
• Inicis de l’univers (segons la teoria del Big Bang)
• Formació de galàxies, estrelles i planetes.
• Límits de la teoria.
• Teoria del Big Bang (imatge)
• La fi del cosmos
3. INICIS DE LA TEORIA
El model del Big Bang es basa en la teoria de la relativitat d’Albert Einstein. Alexander Friedmann va
proposar al 1922 unes equacions que descrivien l'evolució de l’univers. Aquestes van ser ignorades per la
resta de científics fins que l’any 1927, el sacerdot belga George Lemaître les reutilitza per suggerir que el
cosmos neix d’un “àtom primordial”. En aquest mateix any Edwin Hubble va observar que les galàxies
s’allunyaven unes de les altres com la teoria de Alexander Friedmann havia predit.
Al 1948, George Gamow va fer una teoria de l’univers partint de les anotacions de Lemaître i afegint un
estudi sobre les condicions i reaccions que van tenir lloc als primers instants del cosmos, d’aquesta
manera desenvolupa els principis de l’actual model del Big Bang.
4. INICIS DE L’UNIVERS
El model actual de la teoria del Big Bang explica la evolució de l’univers des de fa 13.700 milions d’anys. En
l’inici tota la matèria, energia, espai físic i temps va començar a expandir-se des de un punt de densitat i
temperatura molt elevat.
En aquest moment l’univers estava format per
partícules, fotons i antipartícules mesclant-se de
forma continua a una temperatura elevada que no
permetia cap tipus de reacció química. A mesura que
l’univers s’expandia la seva temperatura anava
baixant cosa que va permetre les primeres reaccions.
Instants desprès del Big Bang tant partícules com
antipartícules es van anar destruint entre elles
mateixes. En haver-hi mes partícules es poder crear la
matèria que podem observar avui en dia.
5. INICIS DE L’UNIVERS
Al finalitzar el Big Bang, la temperatura era d’uns
1.000 milions de graus centígrads. Els protons i
neutrons van començar a unir-se construint els
nuclis atòmics. La temperatura encara era molt
elevada, per tant els electrons no podien unir-se
amb els protons i neutrons per formar els àtoms.
Quan l’univers va tenir 380.000 anys, la
temperatura va arribar als 3.000 graus centígrads.
En aquest moment va aparèixer la radiació còsmica
de fons, la primera llum en el cosmos.
L’observació de la radiació còsmica de fons ens
mostra que en aquell moment l’univers era
pràcticament homogeni i nomes presentava petites
irregularitats en la distribució de la matèria.
6. FORMACIÓ DE GALÀXIES, ESTRELLES I
PLANETES
Quan el cosmos tenia uns mil milions d'anys es van originar les primeres estructures. Desprès de l'aparició
de la radiació còsmica de fons, l’univers tan sols era un núvol de gas, però presentava en concretes regions
una lleugera densitat degut a les petites irregularitats que comencen a crear-se per l'atracció gravitatòria.
Amb el temps, la contracció de cúmuls de gas va formar les protogalàxies, el que mes endavant seria una
galàxia completa com la Via Làctia. Això també s'estava produint a escales mes petites, el gas es va
compactar fins a reunir les condicions necessàries de densitat i temperatura per iniciar les reaccions de
fusió i formar les primeres estrelles de l’univers.
En els dos casos la forma habitual que van
agafar va ser la de un nucli esfèric amb un
disc de gas i pols al voltant. Aquest disc va
generar en alguna de les galàxies els típics
braços espirals que també posseeix la
nostra. En les estrelles, aquest disc de gas i
pols es va augmentar fins a crear els
planetes com Mart, Júpiter o la Terra.
7. LÍMITS DE LA TEORIA
Les lleis de la física que avui en dia coneixem no poden explicar-nos el que va esdevenir en el principi del
temps. Els científics no han trobat encara una teoria que unifiqui les lleis de la mecànica quàntica, que
controlen l' extremadament petit, amb les lleis de la relativitat general, que controlen l' extremadament
gran. Això no es un problema durant l'evolució del cosmos, però si en els primers instants.
El nostre coneixement sobre l’univers s’atura en l’era de Planck, que representa els 10 -43 segons inicials de
l'origen de l’univers, un temps molt petit però que encara i així es molt important per comprendre que va
arribar a desencadenar l'expansió. La teoria encara te algunes incògnites per descobrir. Com per exemple,
el per què el cosmos es pràcticament homogeni i per què la seva geometria sembla ser plana quan no hi
ha una conclusió.
9. LA FI DEL COSMOS
El destí del cosmos pot tenir dos camins possibles que el conduirien a un final totalment oposat. Amb un,
la actual expansió de l’univers arribaria a aturar-se i el cosmos es començaria a contraure fins a tornar al
punt de densitat i temperatura infinita, el que es coneix com Big Crunsh. Amb l’altre opció es seguiria
expandint-se fins arribar a quedar completament gelat. El segui una o altre destí depèn de la quantitat de
massa i energia que conte l’univers.
En l’any 1998 els científics revolucionen la cosmologia al descobrir que en l’actualitat l’univers s’expandeix
amb una velocitat accelerada. Aquest fet ha originat una nova versió del cosmos en la que es presenta
dominat per una força capaç d’accelerar la seva expansió, aquesta es coneguda per energia fosca, i també
un tipus de matèria anomenada matèria fosca.
Tota la matèria i energia que coneixem nomes representa un 5% de la quantitat total. I segons la nova
visió cosmològica, la expansió del cosmos no podrà aturar-se, el que fa a seguir inevitablement el segon
destí, el de un univers completament gelat.
