Gènesi i evolució de l’Univers
El segle XX
Cent anys de descobertes prodigioses
1900 - 1910
Vesto Slipher Carl Wilheilm Wirtz
Descobreixen que l’espectre d’algunes “nebuloses espirals” està desplaçat cap a la banda roja i suggereixen que podrien estar en recessió respecte de la Terra.
Albert Einstein
1907 - 1915
Einstein va entendre que la matèria i l’energia són dues formes de la mateixa cosa i a partir d’aquesta idea elabora la “teoria de la relativitat general”, expressada en la fórmula: e = mc2
Pel fet que aquesta teoria no s’adaptés al concepte dominant “d’univers estable”, va aplicar-hi una variable que va anomenar “constant cosmològica” perquè s'hi ajustés.
Alexander Friedmann
1922
Friedmann prova d’aplicar la teoria de la relativitat general sense la “constant cosmològica” i descobreix que l’univers està en expansió constant.
Cap assaig experimental ha pogut contradir aquesta descoberta.
Georges Lamaître
1927
Proposa la teoria que l’origen de l’Univers es produeix a partir de l’expansió de tota la matèria des d’un punt ínfim. Ho anomena “hipòtesis de l’àtom primitiu”, o també “l’ou còsmic”.
Edwin Hubble
1929
Comproven observacionalment que la proposta d’Alexander Friedmann era correcta, confirmant així la teoria de Lemaître.
Hubble estableix la llei segons la qual, com més gran es la distància entre dues galàxies, més gran és la velocitat relativa de separació. Amb això suggereix que l’Univers s’està expandint.
Milton Humason
1946
A partir dels seus càlculs, arriba a la conclusió que hauria d’existir alguna forma de radiació molt dèbil com a romanent de l’explosió inicial. Aquesta radiació hauria d’arribar des de tot arreu.
George Gamow
Fred Hoiyle
1949
En una emissió radiofònica de la BBC, fa una referència sarcàstica a la teoria de l’esclat inicial: “... aquesta absurda idea del big bang”, afirmant que si s’hagués produït un esclat així, en persistiria encara alguna forma de radiació que no es troba per enlloc.
Robert Wilson i Arno Pencias,
1965
Mentre treballaven pels Laboratoris Bell amb un nou tipus d’antena pel seguiment de satèl·lits de comunicacions, descobreixen una radiació que “ era com un soroll de fons que no sabíem explicar-nos ni podíem eliminar”.
Robert H. Dicke, la va identificar com el Cosmic Microwawe Background. Va ser la primera confirmació explicita de la teoria del Big Bang.
Stephen Hawking
1960
Stephen Hawking demostra que la “singularitat” és un tret essencial de la física, descrit en les teories d’Einstein, i formula la base teòrica dels anomenats popularment “forats negres”.
1990 - 2010
L’última dècada del s. XX i la primera del s. XXI continuen essent excepcionals en avenços tecnològics: -Ordinadors amb extraordinària capacitat de càlcul.-Radiotelescopis interferomètrics.-Grans telescopis òptics.-Sondes espacials avançades.
Han fet possible l’obtenció i processament d’enormes quantitats de dades que permeten entendre millor l’univers primitiu, l’abundància de nuclis galàctics actius, l’enorme massa dels cúmuls de galàxies, ...
Aquestes dades han confirmat repetidament la teoria del Big Bang i demostren que l’expansió de l’Univers s’està accelerant.
WMAPP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe -
( Sonda Wilkinson d'anisotropia de microones ) - 2001 -
WMAPP
“Mapa” de la Radiació de Fons de Microones a l’Univers
Orígens de l’Univers
Vist des de la cosmologia actual
Sovint es presenta el Big Bang com l’explosió “d’alguna cosa física” produïda en un espai buit preexistent. D’aquesta manera s’intenta “simplificar” un concepte realment complex, però sovint aporta encara més confusió.
Amb el Big Bang comença tot: L’espai, el temps, l’energia i la matèria.
Actualment es tendeix a definir el Big Bang com l’expansió d’un punt matemàtic de densitat infinita, generador de tot el què és existent.
BIG BANG10-43 segons ( temps de Planck )
Plasma i llum
Edat fosca
Primeres estrelles
Primeres galàxies
Desenvolupament galàctic
Cúmuls i supercúmuls galàctics
Recombinació
TEMPS ACTUAL
Proposta de diagrama il·lustratiu de l’acceleració de l’Univers.
Cosmològicament, no podem saber res anterior al temps de Planck.
Procés d’aquest inici:
1 centèsima de segon. 100.000 milions de º K. Estat de plasma.
1 dècima de segon. 30.000 milions de º K. Estat de plasma.
1 segon. 10.000 milions º K. Es separen les partícules subatòmiques i la radiació.
15 segons. 3.000 milions º K. Condicions per formar-se nuclis atòmics.
3 minuts. 1.000 milions º K. Alguns protons ja es mantenen estables.
30 minuts. 300 milions º K. Es formen àtoms estables, majorment hidrogen.
700.000 anys següents. No es té constància de fenòmens apreciables.
A partir d’aquí comencen les estrelles i galàxies.
10.000 milions d’anys. Apareix la vida al planeta Terra.
Com neixen les estrelles ?
La major part d’aquesta matèria hi és en forma de gas i de pols
La major part d’aquests elementses concentra en les grans nebuloses,
en forma de gas i pols.
A l’univers actual hi domina la buidor,però també hi ha grans quantitats de matèria.
Per cada milió d’àtoms d’hidrogen n’hi ha:
63.000 d’heli 690 d’oxigen 420 de carboni 87 de nitrogen 45 de silici 40 de magnesi 37 de neó 32 de ferro 16 de sofre
... i quantitats progressivament menors de tots els altres elements
però els diversos elements hi són en quantitats molt variades.
Les nebuloses són el bressol de les estrelles
Nebulosa del Cap de Cavall
IC 434
5 anys llum
( 5475 vegadesel sistema solar )
Constel·lació d’Orió
M 42
Nebulosa d’Orió
A més densitat més atracció gravitatòria i més capacitatd’acreció del gas i de la pols que l’envolta.
Els gasos i la pols tenen tendència a acumular-se en “grumolls”, creant zones de major densitat.
PROTOESTRELLA
Si la protoestrella aconsegueix acumular una massa d'almenys la vuitena part de la que té el Sol, el seu nucli s’escalfarà fins a arribar als 10 milions de graus K.
Amb aquesta temperatura i pressió, els nuclis dels àtoms d’hidrogen començaran a fusionar-se entre ells.
Quan es produeix aquesta situació ...
HA NASCUT UNA ESTRELLA !
Nebulosa Trífida
Si la nova estrella pot acumular més matèria que l’energia que irradia, anirà creixent fins a trobar un punt d’equilibrique definirà el seu tipus i la grandària.
Gravetat
Radiació
= Equilibri hidrostàtic
Entre l’activitat nuclear i la massa es produeix un equilibri de forces:
Emissió d’energia
En el Sol només es fusiona un protó de cada 10.000 trilions dels que xoquen.
Transforma uns 5 milions de tones de matèria en energia cada segon
Nebulosa de la Roseta
NGC 2237
( detall )
NGC 2237
N G C 6 0 2, al Petit Núvol de Magallanes
Com es produeix això ?
Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Proti
Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Proti
Deuteri
Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli
Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli
Carboni
Beril·li
Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli
Carboni
Oxigen
Beril·li
Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli
Carboni
Oxigen
Silici
Beril·li
Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli
Carboni
Oxigen
Silici
Ferro
La nucleosíntesi del ferro absorbeix energia en lloc de generar-ne.
Beril·li
( Simplificat )
MA
GN
ITU
DS
A
BS
OL
UT
ES
TIPUS ESPECTRAL
TEMPERATURA
SEQÜÈNCIAPRINCIPAL
GEGANTSROGES
SUPERGEGANTSROGES
NANESBLANQUES
GEGANTSBLAVES
SOL
+ massa
- massa
Diagrama Hertzsprung - Russell
Belatrix a Orió
Estrella Y a Canes Venatici
Cada estrella evolucionarà segons la massa que tingui.
Estrelles del tipus del Sol
Estrelles de massa més gran que 1,44 vegades el Sol
Estrelles molt massives, més grans que 3 vegades la massa del Sol
- Límit de Chandrasekhar -
Heli - Carboni ( prop de 100 milions de graus )
Estrelles de massa semblant a la del Sol
Nucleosíntesi:
Hidrogen - Heli ( 10 milions de graus )
En aquesta situació la radiació és molt intensa i expandeix les capes més lleugeres ...
Estrelles de massa semblant a ladel Sol
GEGANTROJA
La capacitat de síntesi atòmicas’esgota i la radiació baixa ràpidament...
... el nucli es col·lapsa estrepitosament i ...
... expulsa les capes externes formant-se una “nebulosa planetària”
NANA BLANCA
Temperatura: ~ 15.000º K disminuint progressivament
Densitat: més de 1.000 tones per cm3
Diàmetre: ~ alguns milers de Km (comparable a la Terra)
Vida d’aquest tipus d’estrelles: ~ 10.000 milions d’anys
No té activitat termonuclear però genera escalfor per reacció exotèrmica
Té una baixa lluminositat relativa
Nana blanca
NGC 2440
Nebulosa de l’Anell
M 57
Estrelles que tenen més massa que 1,44 vegades el Sol.
La nucleosíntesi del ferro absorbeix energia.
Nucleosíntesi:
Hidrogen
Heli
Carboni
Oxigen
Silici
Ferro ( i un xic de níquel )
L’activitat nuclear de l’estrella s’esgota i col·lapsa estrepitosament ...
Esclat immens que genera una temperatura i lluminositat extremes.
Densitat: centenars de milers de tones per cm3
Diàmetre mitjà: entre 10 i 20 Km
ESTRELLA DENEUTRONS
Velocitat de rotació: molt ràpida (fins a uns pocs milisegons)
Vida de les estrelles de massa mitjana: ~ 3000 milions d’anys
Expulsa a l’espai grans quantitats de matèria rica en elements que l’estrella havia sintetitzat al llarg de la seva vida activa.
SUPERNOVA
També hi llença elements més pesants que s’han generaten el moment de l’explosió.
De l’estrella només en queda un nucli molt compacte:
M 100
Supernova
Nebulosa del CrancM 1
Semeis 147Remanent de supernova
Estrelles més grans que tres masses solars
L’atracció gravitacional dels forats negres és immensa.Tant, que no pot escapar-ne ni la llum.
FORATNEGRE
El seu procés és molt semblant al de les estrelles mitjanes, però el nucli residualque queda és tan dens que no obeeix a cap llei de la física coneguda.
És el què s’anomena un ...
SingularitatFORATNEGRE
?
Quan la matèria de l’horitzó d’esdeveniments cau a dins de la singularitat es produeixen potents emissions de raigs X.
Fins a l’actualitat, és l’única manera de poder detectar els “forats negres”.
( en infrarroig )Nucli de la Via Làctia
1 any llum
( 9,5 bilions de Km )
Nebulosa de la TulipaSh 2 -101
Cygnus X 1
Agrupaments d’estrelles
- Cúmuls estel·lars -
M 55
Cúmul obert a la constel·lació de Sagitari
Cúmul globular d’HèrculesM 13
Cúmuls estel·lars, a Gemini
M 35
NGC 2158
Cúmul obert
Cúmul globular.
Agrupaments d’estrelles
- Galàxies -
Hemisferi nord Hemisferi sud
Via Làctia - desplegament esfèric -
Posició del Sol
Pla de la Via Làctia ( il·lustració )
M 81
Galàxia espiral de tipus Sb
M 31 - Galàxia d’Andròmeda
Galàxia espiral de tipus Sb
Interacció gravitacionali fusions galàctiques
M 82Galàxia del Cigar
M 81Galàxia de Bode
M 82
NGC 4676Galàxia dels Ratolins
IC 2163NGC 2207
Quantes n’hi ha de galàxiesa l’Univers ?
Camp profund Hubble
A Ursa Major
2MASS -Two Micron All-Sky Survey-
“Mapa” de les galàxies descobertes fins ara en els dos hemisferis.
Es calcula que a l’Univers poden haver-n’hi més de 500.000 milions.
Taca Liman Alpha, a 12.900 milions d’anys llum
Protogalàxia ?
DE LES IMATGES
Hubble Heritage Team - NASA – ESA
Chandra Xray Telescope
Kitt Peak National Observatory
United King Schmidt Telescope
Swedish Solar Telescope
Inter-American Observatory
Cassini Imaging Team
Midcourse Space Experiment (MSX)
Robert Gendler
Observtorio de Paranal - NACO
Steve Mandel
Puckett ObservatoryC. Pare Xifrer, 1
08500 VIC
http://www.astroosona.org
RECULL I ESQUEMES
Miquel Amblàs Carbonell
C F H Telescope
Eddie Guscott
Observtorio de Cerro Tololo - ESO
David Malin
Lick Observatory – Mount Hamilton
Tunc Tezel
Jerry Loriguss
Fotografies d’autors anònims
Part d’aquestes imatges hanestat Publicades per APOD
http://www.apodcatala.com
Recommended