i cosmologia | enciclopèdia.cat

OBRES

OBRES

Divulgació científica
Estadístiques
Gran enciclopèdia catalana

cosmologia

uranologia
substantiu femeníf
Astronomia i astronàutica
uranologia
cosmologia cosmol
Branca de l’astronomia que té per objecte l’estudi de l’origen, l’evolució i l’estructura, a gran escala, de l’Univers.

L’objecte de la cosmologia és l’elaboració de models cosmològics, que són models fisicomatemàtics que permeten de reproduir en termes simples l’evolució de l’Univers, tot introduint uns paràmetres numèrics el mesurament del valor dels quals ha de fer possible de decidir quins d’aquests models teòrics correspon més exactament a la realitat. Molts dels models cosmològics deriven del desenvolupament de la relativitat general, teoria proposada per Einstein el 1915. Deixant de banda la profunda modificació de la dinàmica que aquesta teoria representa, hom pot destacar-ne el fet que implica un canvi en la forma de concebre l’espaitemps: la presència de massa en una regió de l’espaitemps fa que aquest es corbi, de manera que una altra massa que recorri aquesta regió experimenta la curvatura de l’espaitemps i, en conseqüència, la seva trajectòria és deflectida. La confirmació de les prediccions de la relativitat general (avanç del periheli de Mercuri, deflexió de la llum causada per la massa —fenomen observat en les anomenades lents gravitacionals—, desplaçament cap al vermell gravitacional) n’estimularen el desenvolupament i, concretament, l’aplicació als problemes de la cosmologia. Les equacions de camp d’Einstein, que són les equacions que controlen la dinàmica de la relativitat general, adoptaren una forma molt simple i de gran interès quan, el 1935, Robertson i Walker derivaren, tot partint únicament del principi cosmològic (l’Univers és homogeni i isòtrop, és a dir, presenta arreu el mateix aspecte, llevat potser d’irregularitats locals), una mètrica de l’espaitemps que les reduïa a l’equació d2R/dt2=(- 4πG/3)(ρ+3 p/c2)RR/3

on p representa la pressió, ρ la densitat, λ la constant cosmològica (que Einstein introduí a fi de permetre una solució estàtica de l’equació), G i c són, respectivament, la constant de gravitació i la velocitat de la llum en el buit, i R és una dimensió característica de l’Univers (que, impròpiament parlant, hom pot considerar el “radi” de l’Univers). A partir d’aquesta equació foren desenvolupats diversos models cosmològics, caracteritzats cadascun d’ells per una evolució temporal R(t). El 1917 Einstein mateix proposà un model d’Univers estàtic i d’edat infinita, en què l’atracció gravitacional no produïa el col·lapse gravitacional de tota la massa perquè era exactament equilibrada per una mena de força repulsiva, representada en l’equació pel terme λR, és a dir, donada per la constant cosmològica. El 1917, l’astrònom neerlandès W. de Sitter estudià un model d’Univers en què la densitat i la pressió tendien cap a zero (Univers buit), de la qual cosa en resultava una solució no estàtica de l’equació d’Einstein. El 1922, el matemàtic rus A. Friedmann derivà diverses solucions de les equacions d’Einstein, i estudià el cas λ=0, tot resultant-ne un Univers homogeni i isòtrop en què la densitat mitjana i el “radi” variaven amb el temps, és a dir, un Univers en expansió o contracció. El 1927, l’astrònom francès G. Lemaître estudià novament un model amb constant cosmològica no nul·la (és a dir, amb una força repulsiva), derivant-ne també l’expansió de l’Univers. L’expansió de l’Univers, resultat comú d’aquests primers models, és, ara com ara, un fet observacional; la recessió de les galàxies llunyanes, interpretada a la llum de la llei de Hubble, sembla confirmar que tal expansió és real. En conseqüència, un dels requisits que ha de satisfer tot model cosmològic és d’incloure-la. I, en efecte, la majoria ho fan. Els models cosmològics més acceptats deriven del model de Friedmann, que consisteix essencialment a fer nul·les la pressió p i la constant cosmològica λ en l’equació abans comentada. En aquests models, l’evolució a gran escala de l’Univers és determinada pels valors que prenen en un instant donat dos paràmetres; la constant de Hubble, H =(dR/dt)/R, que dona la velocitat amb què varia R, que és una dimensió característica de l’Univers (el “radi” de l’Univers), i el paràmetre de desceleració, q = -(d2R/dt2)/RH2, que dona les variacions d’aquesta velocitat. Si, mitjançant les observacions o els càlculs astronòmics, hom determina els valors d’aquests paràmetres a l’època actual, H0 i q0, aleshores restarà determinada quina ha estat en el passat i quina serà en el futur l’evolució de l’Univers, és a dir, restarà determinada la funció R(t). De l’anàlisi del desplaçament cap al vermell de la llum emesa per les galàxies llunyanes, hom ha estimat que H0 té un valor comprès entre 50 i 100 km s-1 Mpc-1. Pel que fa a q0, el mesurament és més difícil. Resulta convenient expressar-lo en termes de la densitat a l’època actual, ρ0 = 2q0ρcrit, on ρcrit és l’anomenada densitat crítica que és donada per ρcrit = 3H02/8πG, on G és la constant de gravitació; hom estima que ρcrit ≃10-29g/cm3. Segons el valor de q0, hom distingeix tres tipus d’Univers. Si q0> 0,5 (és a dir, si ρ0> ρcrit), la geometria de l’Univers és el·líptica (en el sentit que la geometria riemanniana dona a aquest terme), la seva expansió s’aturarà en un cert moment i serà seguida d’una contracció, i l’edat de l’Univers és t0 . Una vegada reforçat el model cosmològic del big-bang amb observacions com la del fons de microones o de l’abundància d’elements primordials, els problemes principals als quals s’enfronta la cosmologia de l’inici del segle XXI són el de la matèria fosca i el de l’energia fosca. Les dades obtingudes en les darreres dècades del segle XX posaren de manifest que la matèria visible constituïa només el 10% de la matèria total de l’Univers. La natura d’aquesta matèria fosca podria ésser d’origen bariònic, és a dir, objectes com nanes marrons, forats negres o estels de neutrons, o bé partícules exòtiques no bariòniques, com WIMPs. De la mateixa manera, el problema de l’energia fosca rau a conèixer la seva natura. L’evidència que l’expansió de l’Univers s’està accelerant només pot ésser explicada, ara per ara, si hom suposa que existeix una energia que omple tot l’Univers i que actua com una força repulsiva.

Les teories cosmològiques més actuals

Des que aparegueren les primeres evidències de l’expansió de l’Univers, hom s’ha qüestionat quina en podria haver estat la causa. El 1931, G. Lemaître ideà la hipòtesi de l’àtom primitiu, segons la qual tota la matèria de l’Univers hauria estat, en un instant remot, concentrada en un volum molt petit, l’explosió del qual hauria desencadenat l’expansió posterior. El 1932, Einstein i de Sitter desenvoluparen també un model basat en una explosió inicial. El 1940, G. Gamow reintroduí la idea que l’Univers s’expandí a conseqüència d’una explosió inicial, esdevinguda en una època remota però finita. Aquesta hipòtesi conforma el nucli del model anomenat del Hot Big Bang (o del Gran Bum Calent), que és anomenat model cosmològic estàndard per tal com gaudeix de l’acceptació d’una gran part de la col·lectivitat científica. Consisteix essencialment en la hipòtesi que l’Univers s’expandeix d’ençà d’una gran explosió inicial esdevinguda fa quinze o vint mil milions d’anys a partir d’una singularitat d’alta densitat i temperatura, i que l’estructura jerarquitzada de l’Univers (supercúmuls de galàxies, cúmuls de galàxies, sistemes planetaris, etc.) es generà posteriorment, en diverses fases, tot seguint una evolució la cronologia de la qual és estimada amb una precisió molt notable. La física contemporània és capaç d’explicar aquesta evolució des dels 10-43s “posteriors” al big-bang fins a l’actualitat; el que passà abans d’aquest instant potser no és lícit ni de preguntar-s’ho. Les principals fases de l’evolució de l’Univers són quatre; l’era hadrònica, compresa entre el big-bang (hipotèticament, l’instant zero) i els 10-4s, que comprèn una fase inflacionària (10-36s →10-32s), en què l’Univers cresqué exponencialment, les diferents fases en què se separaren les interaccions fonamentals a partir de la primitiva interacció unificada, i les fases en què es formaren els quarks i els leptons; l'era leptònica, compresa entre els 10-4s i els 10s, en què els electrons i els positrons determinaren l’equilibri entre protons i neutrons; l'era radiativa, compresa entre els 10s i els 106 anys, en l’inici de la qual s’esdevingué la nucleosíntesi primordial (és a dir, la formació, a partir dels neutrons i protons, dels nuclis de l’hidrogen i de l’heli), i en el final de la qual es formaren els àtoms d’hidrogen i d’heli; i, finalment, l'era estel·lar, compresa entre els 106 anys i el moment present, en què començà a produir-se la jerarquització de la matèria de l’Univers avui observada. El model del big-bang deu el seu èxit al fet que permet explicar la major part dels fets observacionals (la radiació cosmològica de fons, la supremacia de la matèria sobre l’antimatèria, etc.) i dona una idea completa de l’evolució i l’estructura a gran escala de l’Univers. Tot i l’acceptació generalitzada d’aquest model, és interessant de destacar també l’existència d’altres models, no tots definitivament bandejats. El 1948, H. Bondi, T. Gold i F. Hoyle, en desacord amb les teories que suggerien una gran explosió com a inici de l’Univers, proposaren la teoria de l’estat estacionari, en què acceptaren que l’Univers presenta sempre i arreu el mateix aspecte (principi cosmològic perfecte), és a dir, que l’Univers és eternament igual i que no ha tingut origen; atès que l’expansió de l’Univers era ja aleshores un fet acceptat, per tal de poder explicar que l’Univers ha presentat sempre el mateix aspecte, tot i expandir-se, hagueren de suposar que s’hi esdevenia una creació contínua de matèria. A part dels models de base relativista, hom n'ha desenvolupat d’altres sobre una base clàssica o sobre la relativitat especial. Neumann i von Seeliger (1896) proposaren de modificar la força d’atracció gravitacional de Newton, tot considerant-la d’abast finit, a fi de resoldre alguns problemes (aparició d’infinits en les equacions) de la teoria gravitacional clàssica. Charlier (1909) i, posteriorment, de Vaucouleurs (1970), consideraren que la matèria s’estructura jeràrquicament, és a dir, que cada unitat forma part d’una unitat d’ordre superior en què la densitat és menor, de manera que el límit de la densitat de l’Univers és zero. El 1932, E.A. Milne proposà la seva relativitat cinemàtica, basada en un espai euclidià i en la relativitat especial d’Einstein, amb la qual reformulà la física clàssica i derivà una cosmologia amb què deduí una edat de l’Univers més acceptable que la que resultava de la relativitat general. El 1934, i juntament amb W.H. McCrea, desenvolupà una cosmologia de base newtoniana segons la qual l’evolució de l’Univers (evolució temporal del “radi” de l’Univers) depenia del valor de l’energia total de l’Univers. Cal assenyalar, finalment, l’existència d’alguns models cosmològics generats a partir d’idees diferents. D’una banda, hi ha la teoria de la gravetat variable proposada per Dirac, Eddington i Jordan, segons la qual el valor de la constant de gravitació ha disminuït al llarg de l’evolució de l’Univers, i en la qual la relativitat general és substituïda per una altra teoria de la gravitació, ideada per C. Brans i R. Dicke. Hi ha també les teories que suggereixen que el desplaçament cap al vermell dels objectes celestes distants no és degut a l’efecte Doppler, sinó a una interacció fotó-gravitó desconeguda teòricament i experimentalment. Seguint un camí diferent, cal assenyalar també les teories d’unificació de les interaccions fonamentals. Tenen per antecedent l’intent relativista d’unificació de l’electromagnetisme i la gravitació fet per H. Weyl el 1918. Les modernes teories de gran unificació (GUT), de supergravetat i de supercordes abasten la física en tot el seu conjunt i poden modificar substancialment la física contemporània, tot permetent simultàniament d’esbrinar com fou l’origen de l’Univers. En efecte, es produeix aquí una intersecció entre la física del macrocosmos (cosmologia) i la física del microcosmos (partícules i interaccions); el fet que només al moment del big-bang es donaren les condicions adients perquè les interaccions fonamentals es manifestessin com una sola interacció, implica que l’estudi d’aquest “origen” de l’Univers esdevé l’única forma de verificar les prediccions de les teories d’unificació. Així, doncs, el progrés de la cosmologia és íntimament lligat al de la física teòrica.

Col·laboració: 
ACS
Llegir més...