Canvis

== Breu història de la seua génesis i desenroll ==

== Breu història de la seua génesis i desenroll ==

Per a arribar al model del Big Bang, molts científics, en diversos estudis, han anat construint el camí que porta a la génesis d'esta explicació. Els treballs de [[Alexander Friedman]], de l'any [[1922]], i de [[Georges Lemaître]], de [[1927]], utilisaren la teoria de la relativitat per a demostrar que l'univers estava en moviment constant. Poc despuix, en [[1929]], l'astrònom [[Estats Units|estatunidenc]] [[Edwin Hubble]] ([[1889]]-[[1953]]) va descobrir galàxies més allà de la [[Via Làctea]] que s'alluntaven de mosatros, com si l'univers s'expandira constantment. En [[1948]], el físic [[Rússia|rus]] nacionalisat nortamericà, [[George Gamow]] ([[1904]]-[[1968]]), va plantejar que l'univers es creà a partir d'una gran explosió (Big Bang). Recentment, ingenis espacials posats en òrbita ([[COBE]]) han conseguit "sentir" els vestigis d'esta jagantina explosió primigènia.

Per a arribar al model del Big Bang, molts científics, en diversos estudis, han anat construint el camí que porta a la génesis d'esta explicació. Els treballs de [[Alexander Friedman]], de l'any [[1922]], i de [[Georges Lemaître]], de [[1927]], utilisaren la teoria de la relativitat per a demostrar que l'univers estava en moviment constant. Poc despuix, en [[1929]], l'astrònom [[Estats Units|estatunidenc]] [[Edwin Hubble]] ([[1889]]-[[1953]]) va descobrir galàxies més allà de la [[Via Làctea]] que s'alluntaven de mosatros, com si l'univers s'expandira constantment. En l'any [[1948]], el físic [[Rússia|rus]] nacionalisat nortamericà, [[George Gamow]] ([[1904]]-[[1968]]), va plantejar que l'univers es creà a partir d'una gran explosió (Big Bang). Recentment, ingenis espacials posats en òrbita ([[COBE]]) han conseguit "sentir" els vestigis d'esta jagantina explosió primigènia.

Depenent de la cantitat de matèria en l'univers, este pot expandir-se indefinidament o frenar la seua expansió lentament, fins a produir-se una contracció universal. La fi d'eixa contracció es coneix en un terme contrari al Big Bang: el ''[[Big Crunch]] '' o Gran Colapse. Si l'univers es troba en un punt crític, pot mantindre's estable ''[[locucions latinas#A - E|ad eternum]] ''.

Depenent de la cantitat de matèria en l'univers, este pot expandir-se indefinidament o frenar la seua expansió lentament, fins a produir-se una contracció universal. La fi d'eixa contracció es coneix en un terme contrari al Big Bang: el ''[[Big Crunch]] '' o Gran Colapse. Si l'univers es troba en un punt crític, pot mantindre's estable ''[[locucions latinas#A - E|ad eternum]] ''.

La teoria del Big Bang es va desenrollar a partir d'observacions i alvanços teòrics. Per mig d'observacions, en la década de [[1910]], l'astrònom nort-americà [[Vesto Melvin Slipher|Vesto Slipher]] i, despuix d'ell, [[Carl Wilhelm Wirtz]], d'[[Estrasburc]], determinaren que la major part de les [[nebuloses espirals]] s'allunten de la Terra; pero no aplegaren a donar-se conte de les implicacions cosmològiques d'esta observació, ni tampoc del fet que les supostes [[nebulosa|nebuloses]] eren en realitat [[galàxies]] exteriors a la nostra [[Via Làctea]].

La teoria del Big Bang es va desenrollar a partir d'observacions i alvanços teòrics. Per mig d'observacions, en la década de [[1910]], l'astrònom nort-americà [[Vesto Melvin Slipher|Vesto Slipher]] i, despuix d'ell, [[Carl Wilhelm Wirtz]], d'[[Estrasburc]], determinaren que la major part de les [[nebuloses espirals]] s'allunten de la Terra; pero no aplegaren a donar-se conte de les implicacions cosmològiques d'esta observació, ni tampoc del fet que les supostes [[nebulosa|nebuloses]] eren en realitat [[galàxies]] exteriors a la nostra [[Via Làctea]].

Ademés, la teoria d'[[Albert Éinstein]] sobre la [[relativitat general]] (segona década del [[sigle XX]]) no admet solucions estàtiques (és dir, l'univers ha d'estar en expansió o en contracció), resultat que ell mateix va considerar equivocat, i tractà de corregir-ho agregant la [[constant cosmològica]]. El primer a aplicar formalment la [[relativitat]] a la [[cosmologia]], sense considerar la [[constant cosmològica]], fon [[Alexander Friedman]], les l[equació|equacions]] del qual descriuen l'[[univers]] [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]], que pot expandir-se o contraure's.

Ademés, la teoria d'[[Albert Éinstein]] sobre la [[relativitat general]] (segona década del [[sigle XX]]) no admet solucions estàtiques (és dir, l'univers ha d'estar en expansió o en contracció), resultat que ell mateix va considerar equivocat, i tractà de corregir-ho agregant la [[constant cosmològica]]. El primer en aplicar formalment la [[relativitat]] a la [[cosmologia]], sense considerar la [[constant cosmològica]], fon [[Alexander Friedman]], les l[equació|equacions]] del qual descriuen l'[[univers]] [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]], que pot expandir-se o contraure's.

Entre [[1927]] i [[1930]], el pare [[jesuïta]] [[Bèlgica|belga]] [[Georges Lemaître]] va obtindre independentment les equacions [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]] i propongué, sobre la base de la [[recessió]] de les [[nebuloses espirals]], que l'[[univers]] es va iniciar en l'''explosió'' d'un ''[[àtom]] primigeni'', lo qual més tart se denominà "Big Bang".

Entre els anys [[1927]] i [[1930]], el pare [[jesuïta]] [[Bèlgica|belga]] [[Georges Lemaître]] va obtindre independentment les equacions [[Friedman-Lemaître-Robertson-Walker]] i propongué, sobre la base de la [[recessió]] de les [[nebuloses espirals]], que l'[[univers]] es va iniciar en l'''explosió'' d'un ''[[àtom]] primigeni'', lo qual més tart se denominà "Big Bang".

En [[1929]], [[Edwin Hubble]] va realisar observacions que serviren de fonament per a comprovar la [[teoria de Lemaître]]. [[Hubble]] provà que les [[nebuloses espirals]] són [[galàxies]] i va medir les seues distàncies observant les [[estrela variable Ceféida|estreles variables ceféides]] en [[galàxies]] distants. Descobrí que les [[galàxies]] s'allunten unes d'atres a [[velocitat]]s (relatives a la [[Terra]]) directament proporcionals a la seua distància. Este fet es coneix ara com la [[llei de Hubble]] (vore ''Edwin Hubble: Mariner de les nebuloses'', text escrit per [[Edward Christianson]]).

En l'any [[1929]], [[Edwin Hubble]] va realisar observacions que serviren de fonament per a comprovar la [[teoria de Lemaître]]. [[Hubble]] provà que les [[nebuloses espirals]] són [[galàxies]] i va medir les seues distàncies observant les [[estrela variable Ceféida|estreles variables ceféides]] en [[galàxies]] distants. Descobrí que les [[galàxies]] s'allunten unes d'atres a [[velocitat]]s (relatives a la [[Terra]]) directament proporcionals a la seua distància. Este fet es coneix ara com la [[llei de Hubble]] (vore ''Edwin Hubble: Mariner de les nebuloses'', text escrit per [[Edward Christianson]]).

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 [[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 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]].

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.

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.

En [[1965]], [[Arno Penzias]] i [[Robert Woodrow Wilson|Robert  

En l'any [[1965]], [[Arno Penzias]] i [[Robert Woodrow Wilson|Robert  

Brut Wilson]], mentres desenrollaven una série d'observacions de diagnòstic en un receptor de [[radiació microones|microones]] propietat dels [[Laboratoris Bell]], varen descobrir la radiació còsmica de fondo. Això proporcionà una confirmació substancial de les prediccions generals respecte al CMB —La radiació va resultar ser isòtropa i constant, en un espectre del cos negre de prop de 3 K— i inclinà la balança cap a la hipòtesis del Big Bang. Penzias i Wilson varen rebre el [[Premi Nobel]] pel seu descobriment.

Brut Wilson]], mentres desenrollaven una série d'observacions de diagnòstic en un receptor de [[radiació microones|microones]] propietat dels [[Laboratoris Bell]], varen descobrir la radiació còsmica de fondo. Això proporcionà una confirmació substancial de les prediccions generals respecte al CMB —La radiació va resultar ser isòtropa i constant, en un espectre del cos negre de prop de 3 K— i inclinà la balança cap a la hipòtesis del Big Bang. Penzias i Wilson varen rebre el [[Premi Nobel]] pel seu descobriment.

En [[1989]], la [[NASA]]  llançà el COBE (Cosmic background Explorer) i els resultats inicials, proporcionats en [[1990]], varen ser consistents en les prediccions generals de la teoria del Big Bang sobre la CMB. El COBE trobà una temperatura residual de 2.726 K, i va determinar que el CMB era isòtrop entorn d'una de cada 10⁵ parts. Durant la década dels 90 es va investigar més extensament l'anisotropia en el CMB per mig d'un gran número d'experiments en terra i, medint la [[distància angular]] mija (la distància en el cel) de les anisotropies, es viu que l'univers era [[forma de l'univers|geomètricament pla]].

En l'any [[1989]], la [[NASA]]  llançà el COBE (Cosmic background Explorer) i els resultats inicials, proporcionats en [[1990]], varen ser consistents en les prediccions generals de la teoria del Big Bang sobre la CMB. El COBE trobà una temperatura residual de 2.726 K, i va determinar que el CMB era isòtrop entorn d'una de cada 10⁵ parts. Durant la década dels 90 es va investigar més extensament l'anisotropia en el CMB per mig d'un gran número d'experiments en terra i, medint la [[distància angular]] mija (la distància en el cel) de les anisotropies, es viu que l'univers era [[forma de l'univers|geomètricament pla]].

A principis de [[2003]] es donaren a conéixer els resultats de la [[WMAP|Sonda Wilkinson d'Anisotropies del fondo de Microones]] (en anglés ''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe'' o ''WMAP''), millorant els que fins llavors eren els valors més precisos d'alguns paràmetros cosmològics. ''(Vore també [[Fondo còsmic de microones#Experiments|experiments sobre el fondo còsmic de microones]])''. Este satèlit també va refutar diversos [[inflació còsmica|models inflacionistes]] específics, pero els resultats eren constants en la teoria de l'inflació en general.

A principis de l'any [[2003]] es donaren a conéixer els resultats de la [[WMAP|Sonda Wilkinson d'Anisotropies del fondo de Microones]] (en anglés ''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe'' o ''WMAP''), millorant els que fins llavors eren els valors més precisos d'alguns paràmetros cosmològics. ''(Vore també [[Fondo còsmic de microones#Experiments|experiments sobre el fondo còsmic de microones]])''. Este satèlit també va refutar diversos [[inflació còsmica|models inflacionistes]] específics, pero els resultats eren constants en la teoria de l'inflació en general.

=== Abundància d'elements primordials ===

=== Abundància d'elements primordials ===

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 sigut confirmat en precisió per mides de la CMB.

En 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.

=== El problema de la planitut ===

=== El problema de la planitut ===

=== Energia fosca ===

=== Energia fosca ===

En els anys 90, mides detallades de la densitat de [[massa]] de l'univers revelaren que esta sumava en torn al 30% de la [[Big Crunch|densitat crítica]]. Posat que l'univers és pla, com indiquen les mides del fondo còsmic de microones, quedava un 70% de densitat d'energia sense contar. Este misteri apareix ara conectat en un atre: les mides independents de les [[supernova|supernoves]] de [[Supernova#Tipo Ia|tipo Ia]] han revelat que l'expansió de l'univers experimenta una acceleració de tipos no llineal, en conte de seguir estrictament la Llei de Hubble. Per a explicar esta acceleració, la relativitat general necessita que gran part de l'univers consistixca en un component energètic en gran [[equació d'estat|pressió negativa]]. Es creu que esta energia fosca constituïx eixe 70% restant. La seua naturalea contínua sent un dels grans misteris del Big Bang. Els candidats possibles inclouen una [[constant cosmològica]] escalar i una [[quinta essència]]. Actualment s'estan realisant observacions que podrien ajudar a aclarir este punt.

En els [[anys 90]], mides detallades de la densitat de [[massa]] de l'univers revelaren que esta sumava en torn al 30% de la [[Big Crunch|densitat crítica]]. Posat que l'univers és pla, com indiquen les mides del fondo còsmic de microones, quedava un 70% de densitat d'energia sense contar. Este misteri apareix ara conectat en un atre: les mides independents de les [[supernova|supernoves]] de [[Supernova#Tipo Ia|tipo Ia]] han revelat que l'expansió de l'univers experimenta una acceleració de tipos no llineal, en conte de seguir estrictament la Llei de Hubble. Per a explicar esta acceleració, la relativitat general necessita que gran part de l'univers consistixca en un component energètic en gran [[equació d'estat|pressió negativa]]. Es creu que esta energia fosca constituïx eixe 70% restant. La seua naturalea contínua sent un dels grans misteris del Big Bang. Els candidats possibles inclouen una [[constant cosmològica]] escalar i una [[quinta essència]]. Actualment s'estan realisant observacions que podrien ajudar a aclarir este punt.

=== Quarks ===

=== Quarks ===