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

astrooso@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