Canvis

{{artícul destacat}}

{{artícul destacat}}

[[Image:Universe expansion valencià.jpg|thumb|250px|Segons la teoria del Big Bang, l'[[univers]] es va originar en una [[singularitat espai-temporal]] de [[densitat]] infinita [[matemàtica]]ment paradòxica. L'espai s'ha expandit des de llavors, per lo qual els objectes astrofísics s'han alluntat uns respecte dels atres]]

[[Archiu:Universe expansion es.png|thumb|250px|Segons la teoria del Big Bang, l'[[univers]] es va originar en una [[singularitat espai-temporal]] de [[densitat]] infinita [[matemàtica]]ment paradòxica. L'espai s'ha expandit des de llavors, per lo qual els objectes astrofísics s'han alluntat uns respecte dels atres]]

En [[cosmologia física]], la '''teoria del Big Bang''' o teoria de la gran explosió és un [[model científic]] que tracta d'explicar l'orige de l'[[univers]] i el seu desenroll posterior a partir d'una [[singularitat espai-temporal]]. Tècnicament, es tracta del concepte d'expansió de l'univers des d'una singularitat primigènia, a on l'expansió d'este es deduïx d'una colecció de solucions de les equacions de la [[relativitat general]], nomenades [[Mètrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker|models de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker]]. El terme "Big Bang" s'utilisa tant per a referir-se específicament al moment en que es va iniciar l'expansió observable de l'univers (quantificada en la [[llei de Hubble]]), com en un sentit més general per a referir-se al [[paradigma]] cosmològic que explica l'orige i l'[[evolució]] del mateix.  

En [[cosmologia física]], la '''teoria del Big Bang''' o teoria de la gran explosió és un [[model científic]] que tracta d'explicar l'orige de l'[[univers]] i el seu desenroll posterior a partir d'una [[singularitat espai-temporal]]. Tècnicament, es tracta del concepte d'expansió de l'univers des d'una singularitat primigènia, a on l'expansió d'este es deduïx d'una colecció de solucions de les equacions de la [[relativitat general]], nomenades [[Mètrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker|models de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker]]. El terme "Big Bang" s'utilisa tant per a referir-se específicament al moment en que es va iniciar l'expansió observable de l'univers (quantificada en la [[llei de Hubble]]), com en un sentit més general per a referir-se al [[paradigma]] cosmològic que explica l'orige i l'[[evolució]] del mateix.

== Introducció ==

== Introducció ==

Segons el [[principi cosmològic]], l'alluntament de les [[galàxies]] sugeria que l'[[univers]] està en expansió. Esta idea originà dos hipòtesis opostes. La primera era la [[teoria Big Bang de Lemaître]], recolzada i desenrollada per [[George Gamow]]. La segona possibilitat era el model de la [[teoria de l'estat estacionari]] de [[Fred Hoyle]], segons la qual es genera nova [[matèria]] mentres les [[galàxies]] s'allunten entre si. En este model, l'[[univers]] és bàsicament el mateix en un moment donat en el [[temps]]. Durant molts anys va hi hagué un número d'adeptes similar per a cada teoria.

Segons el [[principi cosmològic]], l'alluntament de les [[galàxies]] sugeria que l'[[univers]] està en expansió. Esta idea originà dos hipòtesis opostes. La primera era la [[teoria Big Bang de Lemaître]], recolzada i desenrollada per [[George Gamow]]. La segona possibilitat era el model de la [[teoria de l'estat estacionari]] de [[Fred Hoyle]], segons la qual es genera nova [[matèria]] mentres les [[galàxies]] s'allunten entre si. En este model, l'[[univers]] és bàsicament el mateix en un moment donat en el [[temps]]. Durant molts anys va hi hagué un número d'adeptes similar per a cada teoria.

En el passar dels anys, les [[evidències observacionals]] varen recolzar l'[[idea]] de que l' [[univers]] evolucionà a partir d'un estat dens i calent. Des del descobriment de la [[radiació de fondo]] de [[microones]], en l'any [[1965]], esta ha sigut considerada la millor teoria per a explicar l'orige i evolució del [[cosmos]]. Abans de finals dels [[anys xixanta]], molts [[cosmòlec]]s pensaven que la [[singularitat]] infinitament densa del [[temps]] inicial en el model cosmològic de [[Friedman]] era una sobreidealisació, i que l'univers es contrauria abans de començar a expandir-se novament. Esta és la teoria de [[Richard Tolman]] d'un [[univers oscilant]]. En els anys [[1960]], [[Stephen Hawking]] i atres demostraren que esta idea no era factible, i que la [[singularitat]] és un component essencial de la [[gravetat]] d'[[Éinstein]]. Açò va portar a la majoria dels cosmòlecs a acceptar la teoria del Big Bang, segons la qual l'[[univers]] que observem s'inicià fa un [[temps finit]].

En el passar dels anys, les [[evidències observacionals]] varen recolzar l'[[idea]] de que l' [[univers]] evolucionà a partir d'un estat dens i calent. Des del descobriment de la [[radiació de fondo]] de [[microones]], en l'any [[1965]], esta ha segut considerada la millor teoria per a explicar l'orige i evolució del [[cosmos]]. Abans de finals dels [[anys xixanta]], molts [[cosmòlec]]s pensaven que la [[singularitat]] infinitament densa del [[temps]] inicial en el model cosmològic de [[Friedman]] era una sobreidealisació, i que l'univers es contrauria abans de començar a expandir-se novament. Esta és la teoria de [[Richard Tolman]] d'un [[univers oscilant]]. En els anys [[1960]], [[Stephen Hawking]] i atres demostraren que esta idea no era factible, i que la [[singularitat]] és un component essencial de la [[gravetat]] d'[[Éinstein]]. Açò va portar a la majoria dels cosmòlecs a acceptar la teoria del Big Bang, segons la qual l'[[univers]] que observem s'inicià fa un [[temps finit]].

Pràcticament tots els treballs teòrics actuals en [[cosmologia]] tracten d'ampliar o concretar aspectes de la teoria del Big Bang. Gran part del treball actual en cosmologia tracta d'entendre com es varen formar les galàxies en el context del Big Bang, comprendre lo que allí ocorregué i cotejar noves observacions en la teoria fonamental.

Pràcticament tots els treballs teòrics actuals en [[cosmologia]] tracten d'ampliar o concretar aspectes de la teoria del Big Bang. Gran part del treball actual en cosmologia tracta d'entendre com es varen formar les galàxies en el context del Big Bang, comprendre lo que allí ocorregué i cotejar noves observacions en la teoria fonamental.

== Descripció del Big Bang ==

== Descripció del Big Bang ==

[[Image:800PX-~1.JPG|thumb|350px|L'[[univers]] ilustrat en tres [[dimensió|dimensions]] espacials i una dimensió temporal.]]

[[File:Evolucion Universo CMB Timeline300 no WMAP.jpg|thumb|350px|L'[[univers]] ilustrat en tres [[dimensió|dimensions]] espacials i una dimensió temporal.]]

[[Michio Kaku]] ha senyalat certa paradoxa en la denominació ''Big bang'' (gran explosió): en certa manera no pot haver sigut gran ya que es va produir exactament abans del sorgiment del [[espai-temps]], hauria sigut el mateix Big bang el que hauria generat les [[dimensió|dimensions]] des d'una [[singularitat]]; tampoc és exactament una explosió en el sentit propi del terme ya que no es propagà fora de si mateix.

[[Michio Kaku]] ha senyalat certa paradoxa en la denominació ''Big bang'' (gran explosió): en certa manera no pot haver segut gran ya que es va produir exactament abans del sorgiment del [[espai-temps]], hauria segut el mateix Big bang el que hauria generat les [[dimensió|dimensions]] des d'una [[singularitat]]; tampoc és exactament una explosió en el sentit propi del terme ya que no es propagà fora de si mateix.

Basant-se en mides de l'expansió de l'univers utilisant observacions de les [[Supernova#Tipo Ia|supernoves tipos 1a]], en funció de la variació de la temperatura en diferents escales en la radiació de fondo de microones i en funció de la [[correlació]] de les galàxies, l'[[edat de l'univers]] és d'aproximadament 13,7 ± 0,2 mils de millons d'anys. És notable el fet que tres mides independents siguen consistents, per lo qual es consideren una forta evidència del nomenat [[model Lambda-CDM|model de concordança]] que descriu la naturalea detallada de l'univers.

Basant-se en mides de l'expansió de l'univers utilisant observacions de les [[Supernova#Tipo Ia|supernoves tipos 1a]], en funció de la variació de la temperatura en diferents escales en la radiació de fondo de microones i en funció de la [[correlació]] de les galàxies, l'[[edat de l'univers]] és d'aproximadament 13,7 ± 0,2 mils de millons d'anys. És notable el fet que tres mides independents siguen consistents, per lo qual es consideren una forta evidència del nomenat [[model Lambda-CDM|model de concordança]] que descriu la naturalea detallada de l'univers.

#[[Principi de Copèrnic|El principi de Copèrnic]]

#[[Principi de Copèrnic|El principi de Copèrnic]]

Inicialment, estes tres idees varen ser preses com a postulats, pero actualment s'intenta verificar cada una d'elles. L'universalitat de les lleis de física ha sigut verificada al nivell de les més grans constants físiques, portant el seu marge d'error fins a l'orde de 10^-5. L'[[isotropia]] de l'univers que definix el principi cosmològic ha sigut verificada fins a un orde de 10^-5. Actualment s'intenta verificar el [[principi de Copèrnic]] observant l'interacció entre grups de galàxies i el CMB per mig del [[Sunyaev-Zeldovich effect|efecte Sunyaev-Zeldovich]] en un nivell d'exactitut del 1 per cent.

Inicialment, estes tres idees varen ser preses com a postulats, pero actualment s'intenta verificar cada una d'elles. L'universalitat de les lleis de física ha segut verificada al nivell de les més grans constants físiques, portant el seu marge d'error fins a l'orde de 10^-5. L'[[isotropia]] de l'univers que definix el principi cosmològic ha segut verificada fins a un orde de 10^-5. Actualment s'intenta verificar el [[principi de Copèrnic]] observant l'interacció entre grups de galàxies i el CMB per mig del [[Sunyaev-Zeldovich effect|efecte Sunyaev-Zeldovich]] en un nivell d'exactitut del 1 per cent.

La teoria del Big Bang utilisa el [[postulat de Weyl]] per a medir sense ambigüitat el temps en qualsevol moment en el passat a partir del l'época de Planck. Les mides en este sistema depenen de [[coordenades conformals]], en les quals les cridades [[distància codesplaçant|distancies codesplaçants]] i els [[temps conformal]] permeten no considerar l'expansió de l'univers per a les mides d'espai-temps. En eixe sistema de coordenades, els objectes que es mouen en el fluix cosmològic mantenen sempre la mateixa distància codesplaçant, i l'horisó o llímit de l'univers es fixa pel [[temps codesplaçant]].

La teoria del Big Bang utilisa el [[postulat de Weyl]] per a medir sense ambigüitat el temps en qualsevol moment en el passat a partir del l'época de Planck. Les mides en este sistema depenen de [[coordenades conformals]], en les quals les nomenades [[distància codesplaçant|distancies codesplaçants]] i els [[temps conformal]] permeten no considerar l'expansió de l'univers per a les mides d'espai-temps. En eixe sistema de coordenades, els objectes que es mouen en el fluix cosmològic mantenen sempre la mateixa distància codesplaçant, i l'horisó o llímit de l'univers es fixa pel [[temps codesplaçant]].

Vist aixina, el Big Bang no és una explosió de matèria que s'allunta per a omplir un univers buit; és l'espai-temps el que s'estén. I és la seua expansió la que causa l'increment de la distància física entre dos punts fixos en el nostre univers. Quan els objectes estan lligats entre ells (per eixemple, per una galàxia), no s'allunten en l'expansió de l'espai-temps, pel fet que s'assumix que les lleis de la física que els governeu són uniformes i independents del [[espai mètric]]. Més encara, l'expansió de l'univers en les escales actuals locals és tan chicoteta que qualsevol dependència de les lleis de la física en l'expansió no seria medible en les tècniques actuals.

Vist aixina, el Big Bang no és una explosió de matèria que s'allunta per a omplir un univers buit; és l'espai-temps el que s'estén. I és la seua expansió la que causa l'increment de la distància física entre dos punts fixos en el nostre univers. Quan els objectes estan lligats entre ells (per eixemple, per una galàxia), no s'allunten en l'expansió de l'espai-temps, pel fet que s'assumix que les lleis de la física que els governeu són uniformes i independents del [[espai mètric]]. Més encara, l'expansió de l'univers en les escales actuals locals és tan chicoteta que qualsevol dependència de les lleis de la física en l'expansió no seria medible en les tècniques actuals.

:<math>v=H_0 \cdot D \,</math>

:<math>v=H_0 \cdot D \,</math>

On ''v'' és la [[velocitat recessional]], ''D'' és la distància a l'objecte i ''H''₀ és la [[constant de Hubble]], que el satèlit WMAP estimà en 71 ± 4&nbsp;[[kilómetro|km]]/[[Segon (unitat de temps)|s]]/[[Pàrsec|Mpc]].

On ''v'' és la [[velocitat recessional]], ''D'' és la distància a l'objecte i ''H''₀ és la [[constant de Hubble]], que el satèlit WMAP estimà en 71 ± 4&nbsp;[[quilómetro|km]]/[[Segon (unitat de temps)|s]]/[[Pàrsec|Mpc]].

=== Radiació còsmica de fondo ===

=== Radiació còsmica de fondo ===

[[Image:800px-WMAP.jpg|thumb|250px|Image de la radiació de fondo de microones]]

[[File:Ilc 9yr moll4096.png|thumb|250px|Image de la radiació de fondo de microones]]

Una de les prediccions de la teoria del Big Bang és l'existència de la radiació còsmica de fondo, [[radiació de fondo de microones]] o CMB (''Cosmic microwave background''). L'univers primerenc, a causa de la seua alta temperatura, s'hauria omplit de llum emesa pels seus atres components. Mentres l'univers es gelava a causa de l'expansió, la seua temperatura hauria caigut per davall de 3.000 K. Per damunt d'esta temperatura, els electrons i protons estan separats, fent l'univers opac a la llum. Per davall dels 3.000 K es formen els àtoms, permetent el pas de la llum a través del gas de l'univers. Açò és lo que es coneix com [[dissociació|dissociació de fotons]].

Una de les prediccions de la teoria del Big Bang és l'existència de la radiació còsmica de fondo, [[radiació de fondo de microones]] o CMB (''Cosmic microwave background''). L'univers primerenc, a causa de la seua alta temperatura, s'hauria omplit de llum emesa pels seus atres components. Mentres l'univers es gelava a causa de l'expansió, la seua temperatura hauria caigut per devall de 3.000 K. Per damunt d'esta temperatura, els electrons i protons estan separats, fent l'univers opac a la llum. Per devall dels 3.000 K es formen els àtoms, permetent el pas de la llum a través del gas de l'univers. Açò és lo que es coneix com [[dissociació|dissociació de fotons]].

La radiació en este moment hauria tengut l'espectre del [[cos negre]] i hauria viajat lliurement durant el restant de vida de l'univers, patint un corriment cap al roig com a conseqüència de l'expansió de Hubble. Açò fa variar l'espectre del cos negre de 3.000 K a un espectre del cos negre en una temperatura molt menor. La radiació, vista des de qualsevol punt de l'univers, pareixerà provindre de totes les direccions en l'espai.

La radiació en este moment hauria tengut l'espectre del [[cos negre]] i hauria viajat lliurement durant el restant de vida de l'univers, patint un corriment cap al roig com a conseqüència de l'expansió de Hubble. Açò fa variar l'espectre del cos negre de 3.000 K a un espectre del cos negre en una temperatura molt menor. La radiació, vista des de qualsevol punt de l'univers, pareixerà provindre de totes les direccions en l'espai.

== Problemes comuns ==

== Problemes comuns ==

Històricament, han sorgit diversos problemes dins de la teoria del Big Bang. Alguns d'ells a soles tenen interés històric i han sigut evitats, ya siga per mig de modificacions a la teoria o com a resultat d'observacions més precises. Atres aspectes, com el [[problema de la penombra en cúspide]] i el [[problema de la galàxia nana]] de [[matèria fosca freda]], no es consideren greus, atés que poden resoldre's a través d'un perfeccionament de la teoria.

Històricament, han sorgit diversos problemes dins de la teoria del Big Bang. Alguns d'ells a soles tenen interés històric i han segut evitats, ya siga per mig de modificacions a la teoria o com a resultat d'observacions més precises. Atres aspectes, com el [[problema de la penombra en cúspide]] i el [[problema de la galàxia nana]] de [[matèria fosca freda]], no es consideren greus, atés que poden resoldre's a través d'un perfeccionament de la teoria.

Hi ha un chicotet número de proponents de [[cosmologia no estàndart|cosmologies no estàndart]] que pensen que no hi hagué Big Bang. Afirmen que les solucions als problemes coneguts del Big Bang contenen modificacions [[hipòtesis ad hoc|ad hoc]] i agregats a la teoria. Les parts més atacades de la teoria inclouen lo concernent a la [[matèria fosca]], l'[[energia fosca]] i l'[[inflació còsmica]]. Cada una d'estes característiques de l'univers ha sigut sugerida per mig d'observacions de la [[radiació de fondo de microones]], l'[[estructura a gran escala de l'univers|estructura a gran escala del cosmos]] i les [[supernova|supernoves de tipo IA]], pero es troben en la frontera de la [[física moderna]] (vore [[problemes no resolts de la física]]). Si be els [[gravetat|efectes gravitacionals]] de matèria i energia fosques són ben coneguts de forma observacional i teòrica, encara no han sigut incorporats al [[model estàndart]] de la [[física de partícules]] de forma acceptable. Estos aspectes de la cosmologia estàndart seguixen sense tindre una explicació adequada, pero la majoria dels astrònoms i els físics accepten que la concordança entre la teoria del Big Bang i l'evidència observacional és tan pròxima que permet establir en una certa seguritat casi tots els aspectes bàsics de la teoria.

Hi ha un chicotet número de proponents de [[cosmologia no estàndart|cosmologies no estàndart]] que pensen que no hi hagué Big Bang. Afirmen que les solucions als problemes coneguts del Big Bang contenen modificacions [[hipòtesis ad hoc|ad hoc]] i agregats a la teoria. Les parts més atacades de la teoria inclouen lo concernent a la [[matèria fosca]], l'[[energia fosca]] i l'[[inflació còsmica]]. Cada una d'estes característiques de l'univers ha segut sugerida per mig d'observacions de la [[radiació de fondo de microones]], l'[[estructura a gran escala de l'univers|estructura a gran escala del cosmos]] i les [[supernova|supernoves de tipo IA]], pero es troben en la frontera de la [[física moderna]] (vore [[problemes no resolts de la física]]). Si be els [[gravetat|efectes gravitacionals]] de matèria i energia fosques són ben coneguts de forma observacional i teòrica, encara no han segut incorporats al [[model estàndart]] de la [[física de partícules]] de forma acceptable. Estos aspectes de la cosmologia estàndart seguixen sense tindre una explicació adequada, pero la majoria dels astrònoms i els físics accepten que la concordança entre la teoria del Big Bang i l'evidència observacional és tan pròxima que permet establir en una certa seguritat casi tots els aspectes bàsics de la teoria.

Els següents són alguns dels problemes i enigmes comuns del Big Bang.

Els següents són alguns dels problemes i enigmes comuns del Big Bang.

El problema del segon principi de la termodinàmica resulta del fet que d'este principi es deduïx que l'[[entropia]], el desorde, aumenta si es deixa al sistema (l'[[univers]]) seguir el seu propi rumbo. Una de les conseqüències de l'[[entropia]] és l'aument en la proporció entre radiació i matèria per tant l'univers hauria d'acabar en una mort tèrmica, una vegada que la major part de la matèria es convertixca en fotons i estos es diluïxquen en l'immensitat de l'univers.

El problema del segon principi de la termodinàmica resulta del fet que d'este principi es deduïx que l'[[entropia]], el desorde, aumenta si es deixa al sistema (l'[[univers]]) seguir el seu propi rumbo. Una de les conseqüències de l'[[entropia]] és l'aument en la proporció entre radiació i matèria per tant l'univers hauria d'acabar en una mort tèrmica, una vegada que la major part de la matèria es convertixca en fotons i estos es diluïxquen en l'immensitat de l'univers.

Un atre problema senyalat per [[Roger Penrose]] és que l'entropia pareix haver sigut anormalment chicoteta en l'estat inicial de l'univers. Penrose evalua la provabilitat d'un estat inicial en aproximadament:

Un atre problema senyalat per [[Roger Penrose]] és que l'entropia pareix haver segut anormalment chicoteta en l'estat inicial de l'univers. Penrose evalua la provabilitat d'un estat inicial en aproximadament:

<math>10^{10^{123}}</math>.<ref>[http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.Pdf R. Penrose, 1996, p.309]</ref> d'acort en Penrose i atres, la teoria cosmològica ordinària no explica perqué l'entropia inicial de l'univers és tan anormalment baixa, i propon la hipòtesis de curvatura de Weil en conexió en ella. D'acort en eixa hipòtesis una [[gravetat quàntica|teoria quàntica de la gravetat]] hauria de donar una explicació tant del perqué l'univers es va iniciar en un estat de curvatura de Weil nula i d'una entropia tan baixa. Tot i que encara no s'ha conseguit una teoria de la [[gravetat quàntica]] satisfactòria.

<math>10^{10^{123}}</math>.<ref>[http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.Pdf R. Penrose, 1996, p.309]</ref> d'acort en Penrose i atres, la teoria cosmològica ordinària no explica perqué l'entropia inicial de l'univers és tan anormalment baixa, i propon la hipòtesis de curvatura de Weil en conexió en ella. D'acort en eixa hipòtesis una [[gravetat quàntica|teoria quàntica de la gravetat]] hauria de donar una explicació tant del perqué l'univers es va iniciar en un estat de curvatura de Weil nula i d'una entropia tan baixa. Encara que no s'ha conseguit una teoria de la [[gravetat quàntica]] satisfactòria.

Per un atre costat en la teoria estàndart l'estat entròpic anormalment baix, es considera que és producte d'una "gran casualitat" justificada basant-se en el [[principi antròpic]]. Postura que Penrose i atres consideren filosòficament insatisfactòria.

Per un atre costat en la teoria estàndart l'estat entròpic anormalment baix, es considera que és producte d'una "gran casualitat" justificada basant-se en el [[principi antròpic]]. Postura que Penrose i atres consideren filosòficament insatisfactòria.

El problema de l'horisó, també cridat [[problema de la causalitat]], resulta del fet que l'informació no pot viajar més ràpit que la llum, de manera que dos regions en l'espai separades per una distància major que la velocitat de la llum multiplicada per l'edat de l'univers no poden estar [[causalitat|causalment]] conectades. En este sentit, l'isotropia observada de la radiació de fondo de microones (CMB) resulta problemàtica, pel fet que la grandària de l'[[horisó de partícules]] en eixe temps correspon a un grandària de prop de dos graus en el cel. Si l'univers haguera tengut la mateixa història d'expansió des de l'época de Planck, no hi hauria mecanisme que poguera fer que estes regions tingueren la mateixa temperatura.

El problema de l'horisó, també nomenat [[problema de la causalitat]], resulta del fet que l'informació no pot viajar més ràpit que la llum, de manera que dos regions en l'espai separades per una distància major que la velocitat de la llum multiplicada per l'edat de l'univers no poden estar [[causalitat|causalment]] conectades. En este sentit, l'isotropia observada de la radiació de fondo de microones (CMB) resulta problemàtica, pel fet que la grandària de l'[[horisó de partícules]] en eixe temps correspon a un grandària de prop de dos graus en el cel. Si l'univers haguera tengut la mateixa història d'expansió des de l'época de Planck, no hi hauria mecanisme que poguera fer que estes regions tingueren la mateixa temperatura.

Esta aparent inconsistència es resol en la [[Inflació còsmica|teoria inflacionista]], segons la qual un camp d'energia escalar isòtrop domina l'univers al transcórrer un temps de Planck despuix de l'época de Planck. Durant l'inflació, l'univers patix una expansió exponencial, i regions que s'afecten mútuament s'expandixen més allà dels seus respectius horisons El [[principi d'incertea de Heisenberg]] prediu que durant la fase inflacionista hi haurà [[fluctuació primordial|fluctuacions primordials]], que se simplificaran fins a l'escala còsmica. Estes [[fluctuació|fluctuacions]] servixen de llavor per a tota l'estructura actual de l'univers. Al passar la inflació, l'univers s'expandix seguint la llei de Hubble, i les regions que estaven massa llunt per a afectar-se mútuament tornen a l'horisó Açò explica l'isotropia observada de la CMB. L'inflació prediu que les fluctuacions primordials són casi invariants segons l'escala i que tenen una [[distribució normal]] o gaussiana, lo qual ha sigut confirmat en precisió per mides de la CMB.

Esta aparent inconsistència es resol en la [[Inflació còsmica|teoria inflacionista]], segons la qual un camp d'energia escalar isòtrop domina l'univers al transcórrer un temps de Planck despuix de l'época de Planck. Durant l'inflació, l'univers patix una expansió exponencial, i regions que s'afecten mútuament s'expandixen més allà dels seus respectius horisons El [[principi d'incertea de Heisenberg]] prediu que durant la fase inflacionista hi haurà [[fluctuació primordial|fluctuacions primordials]], que se simplificaran fins a l'escala còsmica. Estes [[fluctuació|fluctuacions]] servixen de llavor per a tota l'estructura actual de l'univers. Al passar la inflació, l'univers s'expandix seguint la llei de Hubble, i les regions que estaven massa llunt per a afectar-se mútuament tornen a l'horisó Açò explica l'isotropia observada de la CMB. L'inflació prediu que les fluctuacions primordials són casi invariants segons l'escala i que tenen una [[distribució normal]] o gaussiana, lo qual ha segut confirmat en precisió per mides de la CMB.

En l'any [[2003]] va aparéixer una atra teoria per a resoldre este problema, [[Velocitat de la llum variable|la velocitat variant de la llum]] de [[Joao Magueijo]], que encara que a la llarga contradiu la relativitat d'Éinstein gasta la seua equació incloent la constant cosmològica per a resoldre el problema d'una forma molt eficaç que també ajuda a solucionar el problema de la planitut.

En l'any [[2003]] va aparéixer una atra teoria per a resoldre este problema, [[Velocitat de la llum variable|la velocitat variant de la llum]] de [[Joao Magueijo]], que encara que a la llarga contradiu la relativitat d'Éinstein gasta la seua equació incloent la constant cosmològica per a resoldre el problema d'una forma molt eficaç que també ajuda a solucionar el problema de la planitut.

Se sap que en el moment despuix del Big Bang les partícules elementals varen aparéixer, els quarks dalt en els protons i els quarks baix en els neutrons, per ser de la mateixa càrrega elèctrica, no es  pogueren unir per l'interacció electromagnètica, és inútil recórrer a l'interacció nuclear forta, puix esta a soles té un abast de la grandària màxima del núcleu i ademés perque l'interacció electromagnètica té un abast jagantí, també l'univers es va engrandir en un segon assoles cent octillons de vegades, en este brevíssim espai de temps l'interacció nuclear forta no podria unir la casi totalitat (si no és la totalitat) dels quarks.

Se sap que en el moment despuix del Big Bang les partícules elementals varen aparéixer, els quarks dalt en els protons i els quarks baix en els neutrons, per ser de la mateixa càrrega elèctrica, no es  pogueren unir per l'interacció electromagnètica, és inútil recórrer a l'interacció nuclear forta, puix esta a soles té un abast de la grandària màxima del núcleu i ademés perque l'interacció electromagnètica té un abast jagantí, també l'univers es va engrandir en un segon assoles cent octillons de vegades, en este brevíssim espai de temps l'interacció nuclear forta no podria unir la casi totalitat (si no és la totalitat) dels quarks.

Encara no ha sigut resolt este problema.

Encara no ha segut resolt este problema.

== El futur d'acort en la teoria del Big Bang ==

== El futur d'acort en la teoria del Big Bang ==

Abans de les observacions de l'energia fosca, els cosmòlecs consideraren dos possibles escenaris per al futur de l'univers. Si la densitat de massa de l'univers es troba sobre la densitat crítica, llavors l'univers conseguiria un grandària màxima i despuix començaria a colapsar-se. Este es faria més dens i més calent novament, acabant en un estat semblant a l'estat en el qual va escomençar en un procés cridat Big Crunch. D'atra banda, si la densitat en l'univers és igual o menor a la densitat crítica, l'expansió disminuiria la seua velocitat, pero mai es detindria. La formació d'estreles cessaria mentres l'univers en creiximent es faria menys dens cada vegada. La mija de la temperatura de l'univers podria acostar-se asintòticament al [[zero absolut]] (0 [[Kelvin|K]] o -273,15ºC). Els forats negres s'evaporarien per efecte de la [[radiació d'Hawking]]. L'[[entropia]] de l'univers s'incrementaria fins al punt en que cap forma d'energia podria ser extreta d'ell, un escenari conegut com [[mort tèrmica]]. Més encara, si n'hi ha  descomposició del protó, procés pel qual un protó decauria a partícules manco massives emetent radiació en el procés, llavors tot l'hidrogen, la forma predominant de la matèria bariònica en l'univers actual, desapareixeria a molt llarc determini, deixant a soles [[radiació]].

Abans de les observacions de l'energia fosca, els cosmòlecs consideraren dos possibles escenaris per al futur de l'univers. Si la densitat de massa de l'univers es troba sobre la densitat crítica, llavors l'univers conseguiria un grandària màxima i despuix començaria a colapsar-se. Este es faria més dens i més calent novament, acabant en un estat semblant a l'estat en el qual va escomençar en un procés nomenat Big Crunch. D'atra banda, si la densitat en l'univers és igual o menor a la densitat crítica, l'expansió disminuiria la seua velocitat, pero mai es detindria. La formació d'estreles cessaria mentres l'univers en creiximent es faria menys dens cada vegada. La mija de la temperatura de l'univers podria acostar-se asintòticament al [[zero absolut]] (0 [[Kelvin|K]] o -273,15ºC). Els forats negres s'evaporarien per efecte de la [[radiació d'Hawking]]. L'[[entropia]] de l'univers s'incrementaria fins al punt en que cap forma d'energia podria ser extreta d'ell, un escenari conegut com [[mort tèrmica]]. Més encara, si n'hi ha  descomposició del protó, procés pel qual un protó decauria a partícules manco massives emetent radiació en el procés, llavors tot l'hidrogen, la forma predominant de la matèria bariònica en l'univers actual, desapareixeria a molt llarc determini, deixant a soles [[radiació]].

Les observacions modernes de l'expansió accelerada impliquen que cada vegada una major part de l'[[univers visible]] en l'actualitat quedarà més allà del nostre [[horisó de successos]] i fora de contacte. Es desconeix quin seria el resultat d'este acontenyiment.  El [[model Lambda-CMD]] de l'univers conté energia fosca en la forma d'una [[constant cosmològica]] (d'alguna manera semblant a la que havia inclòs Éinstein en la seua primera versió de les equacions de camp). Esta teoria sugerix que a soles els sistemes mantenguts gravitacionalment, com les galàxies, es mantindrien junts, i ells també estarien subjectes a la [[mort tèrmica]] a medida que l'univers es gelara i expandira. Atres explicacions de l'energia fosca cridades [[teories de l'energia fantasma]] sugerixen que els cúmuls de galàxies i finalment les galàxies mateixes s'esgarraran per l'eterna expansió de l'univers, en el cridat [[Big Rip]].

Les observacions modernes de l'expansió accelerada impliquen que cada vegada una major part de l'[[univers visible]] en l'actualitat quedarà més allà del nostre [[horisó de successos]] i fora de contacte. Es desconeix quin seria el resultat d'este acontenyiment.  El [[model Lambda-CMD]] de l'univers conté energia fosca en la forma d'una [[constant cosmològica]] (d'alguna manera semblant a la que havia inclòs Éinstein en la seua primera versió de les equacions de camp). Esta teoria sugerix que a soles els sistemes mantenguts gravitacionalment, com les galàxies, es mantindrien junts, i ells també estarien subjectes a la [[mort tèrmica]] a medida que l'univers es gelara i expandira. Atres explicacions de l'energia fosca nomenades [[teories de l'energia fantasma]] sugerixen que els cúmuls de galàxies i finalment les galàxies mateixes s'esgarraran per l'eterna expansió de l'univers, en el nomenat [[Big Rip]].

== Física especulativa més allà del Big Bang ==

== Física especulativa més allà del Big Bang ==

* [[Ylem]]

* [[Ylem]]

 

== Referències ==

== Referència ==

{{listaref|2}}

{{listaref|2}}

=== Bibliografia ===

== Bibliografia ==

*BARROW, JOHN D. ''Las constantes de la naturaleza''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-684-7

* Barrow, John D. ''Las constantes de la naturaleza''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-684-7

*GREEN, BRIAN. ''El tejido del cosmos. Espacio, tiempo y la textura de la realidad''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-737-0.

* Green, Brian. ''El tejido del cosmos. Espacio, tiempo y la textura de la realidad''. Crítica. Barcelona (2006). ISBN 978-84-8432-737-0.

*GRIBBIN, John. ''En busca del Big Bang''. Colección "Ciencia hoy". [[Madrid]]: Ediciones Pirámide, 09/1989. ISBN 84-368-0421-X e ISBN 978-84-368-0421-8.

* Gribbin, John. ''En busca del Big Bang''. Colección "Ciencia hoy". [[Madrid]]: Ediciones Pirámide, 09/1989. ISBN 84-368-0421-X e ISBN 978-84-368-0421-8.

*HAWKING, S. W. ''Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros''. Barcelona: Círculo de Lectores, 09/1991. ISBN 84-226-2715-9 e ISBN 978-84-226-2715-9.

* Hawking, S. W. ''Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros''. Barcelona: Círculo de Lectores, 09/1991. ISBN 84-226-2715-9 e ISBN 978-84-226-2715-9.

*[http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf PENROSE, ROGER, ''La nueva mente del emperador'', Fonde de Cultrua Económica, México D.F. (1996). ISBN 978-968-13-4361-3]

* [http://www.exactas.org/modules/UpDownload/store_folder/Otra_Literatura/Roger.Penrose.-.La.Mente.Nueva.Del.Emperador.pdf PENROSE, ROGER, ''La nueva mente del emperador'', Fonde de Cultrua Económica, México D.F. (1996). ISBN 978-968-13-4361-3]

*RIBÓN SÁNCHEZ, Mariano. ''Causas del big-bang''. [[Barcelona]]: Ribón Sánchez, Mariano, 01/2005. ISBN 84-609-3955-3 e ISBN 978-84-609-3955-9.

* Ribón Sánchez, Mariano. ''Causas del big-bang''. [[Barcelona]]: Ribón Sánchez, Mariano, 01/2005. ISBN 84-609-3955-3 e ISBN 978-84-609-3955-9.

*WEINBERG, STEVEN, ''Los tres primeros minutos del universo'', Alianza, Madrid (1999). ISBN 978-84-206-6730-0.

* Weinberg, Steven, ''Los tres primeros minutos del universo'', Alianza, Madrid (1999). ISBN 978-84-206-6730-0.

==== Introduccions tècniques ====

==== Introduccions tècniques ====

*S. Dodelson, ''Modern Cosmology'', Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook.

* S. Dodelson, ''Modern Cosmology'', Academic Press (2003). Released slightly before the WMAP results, this is the most modern introductory textbook.

*E. W. Kolb and M. S. Turner, ''The Early Universe'', Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for cosmologists.

* E. W. Kolb and M. S. Turner, ''The Early Universe'', Addison-Wesley (1990). This is the classic reference for cosmologists.

*P. J. E. Peebles, ''Principles of Physical Cosmology'', Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong historical focus.

* P. J. E. Peebles, ''Principles of Physical Cosmology'', Princeton University Press (1993). Peebles' book has a strong historical focus.

==== Fonts de primera mà ====

==== Fonts de primera mà ====

*G. Lemaître, "''Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques''" (A homogeneous Universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae), ''Annals of the Scientific Society of Brussels'' '''47A''' (1927):41—General Relativity implies the universe has to be expanding. Einstein brushed him off in the same year. Lemaître's note was translated in ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''91''' (1931): 483–490.

* G. Lemaître, "''Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques''" (A homogeneous Universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae), ''Annals of the Scientific Society of Brussels'' '''47A''' (1927):41—General Relativity implies the universe has to be expanding. Einstein brushed him off in the same year. Lemaître's note was translated in ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''91''' (1931): 483–490.

*G. Lemaître, ''Nature'' '''128''' (1931) suppl.: 704, with a reference to the primeval atom.

* G. Lemaître, ''Nature'' '''128''' (1931) suppl.: 704, with a reference to the primeval atom.

*R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements, "''Physical Review'' '''73''' (1948), 803. The so-called αβγ paper, in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by protons capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry.

* R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements, "''Physical Review'' '''73''' (1948), 803. The so-called αβγ paper, in which Alpher and Gamow suggested that the light elements were created by protons capturing neutrons in the hot, dense early universe. Bethe's name was added for symmetry.

*G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.

* G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 505. These two 1948 papers of Gamow laid the foundation for our present understanding of big-bang nucleosynthesis.

*G. Gamow, ''Nature'' '''162''' (1948), 680.

* G. Gamow, ''Nature'' '''162''' (1948), 680.

*R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1737.

* R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1737.

*R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.

* R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1577. This paper contains the first estimate of the present temperature of the universe.

*R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow ''Nature'' '''162''' (1948), 774.

* R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow ''Nature'' '''162''' (1948), 774.

*A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 419. The paper describing the discovery of the cosmic microwave background.

* A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 419. The paper describing the discovery of the cosmic microwave background.

*R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 414. The theoretical interpretation of Penzias and Wilson's discovery.

*R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 414. The theoretical interpretation of Penzias and Wilson's discovery.

*A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," ''Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz.'' '''5''', 32 (1967), translated in ''JETP Lett.'' '''5''', 24 (1967).

* A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," ''Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz.'' '''5''', 32 (1967), translated in ''JETP Lett.'' '''5''', 24 (1967).

*R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" ''Physics Today'' '''Aug 1988''' 24–34. A review article.

* R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" ''Physics Today'' '''Aug 1988''' 24–34. A review article.

==== Religió i filosofia ====

==== Religió i filosofia ====

* [[Jean-Marc Rouvière]], ''Brèves méditations sur la création du monde'', Ed. L'Harmattan, Paris, 2006.

* [[Jean-Marc Rouvière]], ''Brèves méditations sur la création du monde'', Ed. L'Harmattan, Paris, 2006.

*Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, ''A Dictionary of Creation Myths''. Oxford University Press (1995), ISBN 0-19-510275-4.

* Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, ''A Dictionary of Creation Myths''. Oxford University Press (1995), ISBN 0-19-510275-4.

*Pío XII (1952), "Modern Science and the Existence of God," ''The Catholic Mind'' 49:182–192.

*Pío XII (1952), "Modern Science and the Existence of God," ''The Catholic Mind'' 49:182–192.

==== Artículs d'investigació ====

==== Artículs d'investigació ====

La majoria dels artículs científics sobre cosmologia estan disponibles com preimpresos en [http://arxiv.org/arxiv.org]. Generalment són molt tècnics, pero algunes vegades tenen una introducció clara en anglés. Els archius més rellevants, que cobrixen experiments i teoria estan en l'archiu de [http://arxiv.org/archive/astro-ph astrofísica], on es posen a disposició artículs estretament basats en observacions, i l'archiu de [http://arxiv.Org/arxive/gr-qc relativitat general i cosmologia quàntica], el qual cobrix terreny més especulatiu. Els artículs d'interés per als cosmòlecs també apareixen ben a sovint en l'archiu sobre [http://arxiv.Org/arxive/hep-th Fenòmens d'alta energia] i sobre [http://arxiv.org/archive/hep-th teoria d'alta energia].

La majoria dels artículs científics sobre cosmologia estan disponibles com preimpresos en [http://arxiv.org/arxiv.org]. Generalment són molt tècnics, pero algunes vegades tenen una introducció clara en anglés. Els archius més rellevants, que cobrixen experiments i teoria estan en l'archiu de [http://arxiv.org/archive/astro-ph astrofísica], on es posen a disposició artículs estretament basats en observacions, i l'archiu de [http://arxiv.Org/arxive/gr-qc relativitat general i cosmologia quàntica], el qual cobrix terreny més especulatiu. Els artículs d'interés per als cosmòlecs també apareixen ben a sovint en l'archiu sobre [http://arxiv.Org/arxive/hep-th Fenòmens d'alta energia] i sobre [http://arxiv.org/archive/hep-th teoria d'alta energia].

=== Enllaços externs ===

== Enllaços externs ==

*[[Open Directory Project]]: [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ Cosmology]

* [[Open Directory Project]]: [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Cosmology/ Cosmology]

*[[PBS]].org, [http://www.pbs.org/deepspace/timeline/ "From the Big Bang to the End of the Universe. The Mysteries of Deep Space Timeline"]

* [[PBS]].org, [http://www.pbs.org/deepspace/timeline/ "From the Big Bang to the End of the Universe. The Mysteries of Deep Space Timeline"]

*[http://www.historyoftheuniverse.com/ "Welcome to the History of the Universe"]. Penny Press Ltd.

* [http://www.historyoftheuniverse.com/ "Welcome to the History of the Universe"]. Penny Press Ltd.

*[[Cambridge University]] Cosmology, "[http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bb_home.html The Hot Big Bang Model]". Includes a discussion of the problems with the big bang.

* [[Cambridge University]] Cosmology, "[http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bb_home.html The Hot Big Bang Model]". Includes a discussion of the problems with the big bang.

*[[Smithsonian Institution]], "[http://cfa-www.harvard.edu/seuforum/bigbanglanding.htm UNIVERSE! - The Big Bang and what came before]".

* [[Smithsonian Institution]], "[http://cfa-www.harvard.edu/seuforum/bigbanglanding.htm UNIVERSE! - The Big Bang and what came before]".

*D'Agnese, Joseph, "[http://www.findarticles.com/p/articles/mi_m1511/is_7_20/ai_55030837 The last Big Bang man left standing, physicist Ralph Alpher devised Big Bang Theory of universe]". ''Discover'', July [[1999]].

* D'Agnese, Joseph, "[http://www.findarticles.com/p/articles/mi_m1511/is_7_20/ai_55030837 The last Big Bang man left standing, physicist Ralph Alpher devised Big Bang Theory of universe]". ''Discover'', July [[1999]].

*Felder, Gary, "[http://www.ncsu.edu/felder-public/kenny/papers/cosmo.html The Expanding Universe]".

* Felder, Gary, "[http://www.ncsu.edu/felder-public/kenny/papers/cosmo.html The Expanding Universe]".

*LaRocco, Chris and Blair Rothstein, [http://www.umich.edu/~gs265/bigbang.htm "THE BIG BANG: It sure was BIG!!"].

* LaRocco, Chris and Blair Rothstein, [http://www.umich.edu/~gs265/bigbang.htm "THE BIG BANG: It sure was BIG!!"].

*Mather, John C., and John Boslough [[1996]], ''The very first light: the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the universe''. ISBN 0-465-01575-1 p.300

* Mather, John C., and John Boslough [[1996]], ''The very first light: the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the universe''. ISBN 0-465-01575-1 p.300

*Shestople, Paul, "[http://cosmology.berkeley.edu/Education/IUP/Big_Bang_Primer.html "Big Bang Primer"].

* Shestople, Paul, "[http://cosmology.berkeley.edu/Education/IUP/Big_Bang_Primer.html "Big Bang Primer"].

*Singh, Simon, ''Big Bang: the origin of the universe'', Fourth Estate (2005). A historical review of the big bang.

* Singh, Simon, ''Big Bang: the origin of the universe'', Fourth Estate (2005). A historical review of the big bang.

*Wright, Edward L., [http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html "Brief History of the Universe"].

* Wright, Edward L., [http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html "Brief History of the Universe"].

*[http://www.cosmologystatement.org Certs científics escriuen sobre el big bang].

* [http://www.cosmologystatement.org Certs científics escriuen sobre el big bang].

*Grant, Ted. Woods Alan. [http://engels.org/libr/razon/raz_2_9a.htm "El big bang"] , capítul del llibre [http://engels.org/libr/razon/raz_0.htm ''Razón y Revolución''], Fundación Federico Engels.

* Grant, Ted. Woods Alan. [http://engels.org/libr/razon/raz_2_9a.htm "El big bang"] , capítul del llibre [http://engels.org/libr/razon/raz_0.htm ''Razón y Revolución''], Fundación Federico Engels.

 

[[Categoria:Física]]

[[Categoria:Física]]