Big Bang: diferència entre les revisions

Però la teoria és imperfecta i ensopega amb tres problemes importants,<ref name="ABarrau2012">{{ref-publicació |autor=Barrau A |article=Tres hipótesis para un Big Bang |publicació=Le Monde diplomatique en español |any=2012 |mes=Marzo |volum=XVI |exemplar=197 |pàgines=16-17 |url=http://www.eldiplo.org/notas-web/tres-hipotesis-para-el-big-bang/ }}</ref> el de la [[matèria fosca]], l'acceleració de l'[[expansió de l'univers]] i el problema de l'instant inicial. En primer lloc, molta part de la massa de l'univers és de naturalesa desconeguda (per aquest motiu, s'anomena ''matèria fosca''). Fins i tot, se sap que no està constituïda per les diferents partícules que ha identificat la física. Per tant, el problema és doble: per una part és cosmològic, ja que es desconeix què és la major part de la matèria que existeix en l'univers. Però també és un problema de la física de partícules, ja que es desconeixen les característiques d'una bona part de les partícules de l'univers. El segonssegon problema important és el fet que l'any 1998 es va descobrir que l'expansió de l'univers era cada vegada més ràpida<ref name=" AGRiess1998">{{ref-publicació |autor=Riess AG et al. |article=Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant |publicació=Astron J |any=1998 |volum= 112 |pàgines=1009-1038 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9805201 |doi=10.1086/300499}}</ref> (s'accelera), descobriment que va ser recompensat amb el [[premi Nobel de física]] l'any [[2011]].<ref>[http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/press.html The Nobel Prize in Physics 2011 Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt, Adam G. Riess]</ref> Si l'única força que actua a gran escala és la [[gravetat]], una força d'atracció, com és possible que l'expansió s'acceleri? Finalment, el ''big bang'' mateix, en tant que és el moment en què s'origina l'univers, és fonamentalment incomprensible. El ''big bang'' és una predicció de la teoria de la [[relativitat general]] (una teoria de la gravitació que va substituir la teoria de la [[Llei de la gravitació universal|gravitació universal]] de [[Newton]]). Però, malauradament, a partir d'aquest moment, aquesta teoria de la relativitat general deixa de ser vàlida i s'ha de substituir per la [[mecànica quàntica]]. Segons aquesta mecànica del microcosmos, a petita escala tot és discontinu, les [[partícula elemental|partícules elementals]] "no tenen una extensió fixa"<ref> Lévy-Leblond J-M. Conceptos contrarios o el oficio del científico. Barcelona: Tusquets editores, 2002, pàg. 169 </ref> (i, per tant, "no són pas corpuscles localitzats"<ref>Lévy-Leblond JM. Dictionnaire d'histoire et philosophie des sciences, Ch. Quantique, PUF, pàg. 785-789, 1999.</ref> i no té sentit parlar de quina és la seva posició), i la visió [[determinisme|determinista]] (una causa produeix un efecte segur) és substituïda per una visió probabilística (una causa produeix un efecte probable). Però la mecànica quàntica és una teoria no relativista i, fins al moment, no ha sigutestat possible d'integrar [[Mecànica quàntica#Relativitat i mecànica quàntica|les dues teories]]. En els apartats següents es desenvolupen alguns d'aquests problemes.

Les conviccions o les reticències dels autors que han participat en l'emergència del concepte han tingut un paper en el procés de maduració, i s'ha dit sovint que les conviccions religioses de Lemaître l'havien dut a proposar el model del ''big bang'', encara que no hi hagués proves tangibles.<ref name="Lamaitre">{{ref-web|url=http://www.unav.es/cryf/georgeslemaitreelpadredelbigbang.html|títol=Ciencia y fe: el origen del universo|autor=Universidad de Navarra|consulta=23-02-2008}}</ref> A la inversa, la idea segons la qual tot l'univers pugui haver sigut creat en un sol instant semblava a Fred Hoyle molt més criticable que la seva hipòtesi de creació lenta però continua de matèria segons la teoria de l'estat estacionari, la qual cosa és sense cap dubte l'origen del seu rebuig de la teoria del ''big bang''. Es coneixen molts més exemples de reticències de personalitats del món científic, en particular:

El problema de l'horitzó, també anomenat ''problema de la causalitat'', és el resultat de la premissa que la [[informació]] no pot viatjar més ràpida que la [[llum]], de manera que dues regions de l'espai separades per una distància més 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.{{sfn|Kolb|Turner|1994|p=cap.8}} La [[isotropia]] observada de la radiació còsmica de fons (CMB) és, en aquest aspecte, problemàtica, ja que la mida de l'horitzó de partícules correspon a una mida d'uns dos graus al cel. Si l'univers hagués tingut la mateixa línia d'expansió des de l'època de Planck ençà, no hi hauria mecanisme que pogués fer que aquestes regions tinguessin la mateixa temperatura.

El [[2003]], va aparèixer una altra teoria per a 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 equació incloent-hi la constant cosmològica per a resoldre el problema d'una manera molt eficaç, que també ajuda a solucionarresoldre el problema de la planor.

L'univers pot tenir una curvatura espacial positiva, negativa o zero, segons quina sigui la densitat d'energia total; la curvatura és negativa si la seva densitat és menor que la [[densitat crítica]], positiva si més gran, i zero si és igual, i en aquest cas es diu que l'espai és pla. El problema és que la densitat crítica augmenta amb temps, i tanmateix l'univers avui roman molt a la vora de flatser pla.<ref group="nota">En un sentit estricte, l'energia fosca, en la forma d'una constant cosmològica, condueix l'Univers cap a un estat pla; però el nostre Univers ha romàs a la vora de l'estat pla durant uns quants milers de milions d'anys, abans que la densitat d'energia fosca fos significativa.</ref> Atès que a una escala natural dels temps la sortida de la planor podria ser el [[temps de Planck]], 10⁻⁴³ segons, el fet que després de milers de milions d'anys l'univers no hagi arribat ni a una [[mort tèrmica]], ni a un estat de [[Big Crunch|''big crunch'']], exigeix alguna explicació. S'ha mesurat que en els primers moments de l'univers la seva densitat va haver de ser 10-15 vegades (una mil bilionèsima part) la densitat crítica. Qualsevol desviació major hauria conduït a una mort tèrmica o a un ''big crunch'' i l'univers no seria el que tenim actualment. Per exemple, fins i tot en el moment de la [[nucleosíntesi primordial]], l'univers hauria estat dins d'una part entre 10¹⁴ de la densitat crítica, o no existiria en la forma que el coneixem.<ref>{{cite conference|author = R. H. Dicke and P. J. E. Peebles|title = The big bang cosmology — enigmas and nostrums|booktitle = General Relativity: an Einstein centenary survey|editor = S. W. Hawking and W. Israel (eds)|publisher = Cambridge University Press|pages = 504–517}}</ref>

La solució a aquest problema prové, dealtra nouvegada, de la teoria de l'[[univers inflacionari]]. Durant el període de la inflació de l'univers, l'espai-temps es va expandir de manera tan ràpida que va provocar una espècie d'estirada de l'univers acabant amb qualsevol [[curvatura]] residual que hi pogués haver. Així, la inflació va conduir al fet que l'univers fos molt a prop de l'estat pla, amb un valor gairebé igual al de la densitat crítica.

De tota manera, aquest problema també quedaresta resolt mitjançant la [[Univers inflacionari|inflació còsmica]], ja que aquesta elimina tots els punts defectuosos de l'univers observable, de la mateixa forma que condueix la geometria cap a la forma plana.{{sfn|Kolb|Turner|1994|p=cap.8}} És possible que, tot i així, puguin existir monopols, però s'ha calculat que amb prou feines n'hi hauria un per cada univers visible; en tot cas, una quantitat ínfima i no observable.

Encara no s'acaba de comprendre per què l'univers té més [[matèria]] que [[antimatèria]].{{sfn|Kolb|Turner|1994|p=cap.6}} Existeix la creença generalitzada que, quan l'univers era jove i estava molt calent, romania en un l'equilibri estadístic tot contenint el mateix nombre de [[barions]] i antibarions. Tot i així, les observacions suggereixen que l'univers, incloent-hi les seves parts més distants, tot està fet de matèria. Un procés desconegut anomenat ''[[bariogènesi]]'' va generar l'la asimetria. Perquè es pugui produir la bariogènesi, s'han de complir les [[condicions de Sàkharov]], que determinen que el nombre de barions no es conserva, que no es compleixin ni la [[simetria C]] i ni la [[simetria CP|CP]], i que l'univers tendeix a un [[equilibri termodinàmic]].<ref name="sakharov">{{ref-publicació | cognom=A. D.|nom=Sakharov|article=Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe|publicació=Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz.|volum=5|pàgines=32|any=1967}} {{ru}} Traduït a l'anglès a ''JETP Lett.'' '''5''', 24 (1967).</ref> Totes aquestes condicions són possibles en el model estàndard, però l'efecte no és prou fort per a explicar l'la asimetria de barions.

A mitjan de la [[dècada dels 90]], les observacions de [[cúmuls globulars]] mostraven determinades discrepàncies amb la teoria del ''big bang''. Simulacions informàtiques en relació a les observacions de poblacions dels estels dels cúmuls 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 és l'edat de l'univers. Aquesta qüestió es va resoldre al final dels 90 quan es realitzaren noves simulacions informàtiques, que tenien en compte els efectes de la pèrdua massiva a causa del [[vent estel·lar]], i les noves dades indicaven una edat molt més jove per als cúmuls globulars.<ref>{{ref-publicació|nom=A. A.|cognom=Navabi|coautors=N. Riazi|article=Is the Age Problem Resolved?|publicació=Journal of Astrophysics and Astronomy|volum=24| any=2003|pàgines=3}}</ref> Encara existeixen algunes qüestions per resoldre pel que fa a la precisió en les mesures de les edats d'aquests tipus de cúmuls, però estàés clar que aquests objectes formenfacin part de l'univers més antic.

En les diverses observacions realitzadesfetes els anys 1970 i 1980, especialment en relació a les corbes de rotació de les galàxies, es va mostrar que en l'univers no hi havia suficientprou matèria visible per a explicar la intensitat aparent de les forces gravitacionals que es donen en les galàxies i entre les [[galàxies]]. Això va impulsar la idea que fins a un 90% de la matèria de l'univers no és matèria comuna o [[bariònica]] sinó matèria fosca; és a dir, matèria que no emet llum o que no interacciona amb matèria bariònica normal. A més, l'assumpció que l'univers estigués compost principalment per matèria comuna va portar a prediccions que eren molt inconsistents amb les dades recollidesobtingudes. En particular, l'univers és molt menys "inhomogeni" i conté molt menys [[deuteri]] del que es pot considerar sense la presència de matèria fosca.

Tot i que, en els seus inicis, l'existència de la matèria fosca va ser una qüestió polèmica, ara estàés clarament acceptada per la comunitat científica i forma part de la cosmologia estàndard. El suport a la seva existència prové de les observacions de les anisotropies al CMB, de la dispersió de velocitats dels [[cúmuls de galàxies]], de les distribucions de l'estructura a gran escala, dels estudis de les [[lents gravitatòries]], i de les mesures amb [[raigs xX]] dels cúmuls de galàxies.<ref>{{ref-web| url = http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html| títol = Galaxies and the Universe lecture notes - Dark Matter| consulta = 28-05-2007| cognom = Keel| nom = Bill| editor = University of Alabama Astronomy

La matèria fosca sols s'ha detectat únicament per la seva empremta [[gravitacional]]; al laboratori, no s'ha observat cap partícula que lihi pugui correspondre. Tanmateix, hi ha molts candidats a formarfer part de la matèria fosca en la [[física de partícules]] com, per exemple, les partícules pesants i partícules neutres d'interacció feble o [[WIMPS]] (''weakly interactive massive particles''), i s'estanja duentes a termefan diversos projectes per a detectar-la.<ref name="pdg">{{ref-publicació | cognom=Yao|nom=W. M.|coautors=''et al''.|any=2006|article=Review of Particle Physics|publicació=J. Phys. G: Nucl. Part. Phys.|volum=33|pàgines=1–1232|doi=10.1088/0954-3899/33/1/001}} {{PDFlink|[http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrp.pdf Cap. 22: Dark matter]|152 [[Kibibyte|KiB]]<!-- pdf, 155836 bytes -->}}</ref>

Les mesures de la relació de magnitud del [[desplaçament cap al roig]] pel que fa a [[supernoves]] de tipus Ia han mostrat que l'expansió de l'univers s'ha estat [[Paràmetre de desacceleració|accelerant]] des de fad'ençà uns 7.000 milions d'anys. Per a explicar aquesta acceleració, la [[relativitat general]] exigeix que hi hagi un component energètic amb una gran pressió negativa, component anomenat ''[[energia fosca]]''. L'existència d'aquesta energia fosca ve corroborada per altres proves.

Les mesures de la [[radiació còsmica de fons]] indiquen que l'univers és molt a prop de ser pla i, per tant, d'acord amb la relativitat general, l'univers ha de tenir la mateixa densitat crítica de massa/energia. Com que la densitat massiva de l'univers es pot mesurar despartint de la seva acumulació gravitacional, es creu que aquesta representa només al voltant d'un 30% de la densitat,<ref name="peebles"/> es creu que aquesta energia fosca constitueix aquest 70% restant. Ja que l'energia fosca no s'agrupa de la manera habitual, aquesta sembla la millor teoria per a explicar la densitat d'energia "desapareguda".

L'energia fosca també és necessària per a dues mesures geomètriques de la curvatura global de l'univers: l'una que utilitzafa servir la freqüència de [[lents gravitatòries]] i, l'una altra, que utilitzausa el patró característic de l'[[estructura a gran escala]] com a regla còsmica. La pressió negativa és una propietat de l'[[energia del buit]], però la [[natura]] exacta d'energia fosca roman com un dels grans misteris del ''big bang''. Entre les possibles candidates, es proposa una [[constant cosmològica]] i una [[quinta essència]], una forma hipotètica d'energia.