L'Univers: Composició, Expansió i Evolució

L'Univers: Composició i Evolució

Components de l'Univers

• Matèria: Formada per quarks, electrons i neutrins.
• Radiació: Emesa per les estrelles.
• Matèria Fosca: No emet, ni absorbeix, ni reflecteix la radiació. La detectem a partir dels seus efectes gravitatoris.
• Energia Fosca: Produeix l'efecte d'augmentar la velocitat d'expansió de l'Univers.

Expansió de l'Univers

El 1924, Hubble va fer espectres de la llum que ens arriba de les diferents galàxies. Aplicant l'efecte Doppler, va calcular la velocitat amb què s'apropen o s'allunyen de la Terra.

L'Univers va començar fa aproximadament 13.700 milions d'anys. Des de llavors, ha passat per diferents fases:

• 1a fase (0 a 10^-43 s): L'Univers està format per energia (no hi ha matèria). T = 10³² K.
• 2a fase (10^-43 a 10^-32 s): Es forma matèria (quarks, electrons i neutrins) a partir de l'energia. T = 10²⁵ K.
• 3a fase (10^-32 a 10^-12 s): Els quarks s'uneixen formant protons i neutrons. T = 10¹⁵ K.
• 4a fase (10^-12 a 100 s): Alguns protons i neutrons s'uneixen formant nuclis d'heli. Al final d'aquesta fase, l'Univers conté: protons, neutrons, electrons, neutrins, nuclis d'heli i energia.
• 5a fase (100 s a 300.000 anys): Els protons s'uneixen amb electrons formant àtoms d'hidrogen. Els nuclis d'heli capturen 2 electrons i formen àtoms d'heli. L'Univers passa a estar format per partícules neutres.
• 6a fase (200 milions d'anys): Es formen les primeres galàxies.

Radiació Còsmica de Fons

Quan es produeix, en la fase del Big Bang, la transformació d'energia a matèria, una part de l'energia no es transforma i queda circulant per l'Univers. Els models teòrics del Big Bang prediuen que aquesta energia ha de ser en forma de microones (anys 50).

El 1963, Penzias i Wilson, provant una antena de microones, van trobar microones d'origen desconegut que arribaven a l'antena des de qualsevol punt de l'espai. Havien trobat la radiació còsmica de fons.

Futur de l'Univers

L'expansió de l'Univers s'està accelerant. L'energia fosca provoca aquesta acceleració. Si segueix així, l'expansió serà tan important que acabarà destruint l'estructura de les galàxies.

Les Estrelles i els Processos Nuclears

Els processos nuclears es produeixen als nuclis dels àtoms. N'hi ha de diferents tipus:

• Emissions radioactives: Nuclis que disparen partícules (He, electrons, protons...) o energia (raigs).
• Reaccions de fissió.
• Reaccions de fusió.

El límit que separa les reaccions exotèrmiques de les endotèrmiques és el nombre màssic (A) del nucli resultant.

• A ≤ 56: Exotèrmiques
• A ≥ 56: Endotèrmiques

Condició per a la Fusió Nuclear

Entre les partícules que s'han de fusionar hi ha una força de repulsió. Perquè es toquin i produeixin la reacció, han d'anar una contra l'altra a una velocitat molt gran. La solució és augmentar la temperatura fins que tinguin velocitat suficient per reaccionar: 10⁷ K (si les partícules tenen càrrega +1).

A més càrrega, més força de repulsió i, per tant, més temperatura necessària.

Evolució de les Estrelles

Material produït pel Big Bang: 75% H, 25% He.

Comença amb un núvol molt gran d'H i He. El procés segueix fins que la temperatura del centre de l'estrella provoca que comenci la fusió de l'hidrogen i la producció d'energia. L'energia intenta escapar cap a fora i fa una pressió de dins cap a fora que equilibra la gravetat.

La contracció s'acaba i l'estrella manté un volum constant.

Classificació de les Estrelles

Es classifiquen segons dos criteris:

• Temperatura superficial (color):
  • Blaves > Blanques > Grogues > Vermelles
• Mida de l'estrella:
  • Supergegants
  • Gegants
  • Subgegants
  • Normals
  • Nanes

Mida màxima aproximada: 100 masses solars.

Mida mínima aproximada: 0,4 masses solars. Si el núvol és més petit que la mida mínima, no pot ser una estrella, ja que la temperatura del centre no arriba al mínim necessari i no es duu a terme la fusió de l'hidrogen.

Possible Evolució de les Estrelles

Si M > 0,5 masses solars: Quan s'acaba l'H del centre de l'estrella, la reacció de fusió s'atura i l'estrella es contrau. Si M > 0,5 masses solars, la temperatura al centre arriba a 10⁸ K i comença una nova reacció de fusió.

La contracció s'atura i s'arriba a un nou equilibri. Quan s'acaba l'He, l'estrella es contrau i la temperatura al centre augmenta.

Si M > 8 masses solars: La temperatura arriba a 6·10⁸ K i comença una nova reacció de fusió:

2 ¹²C → ¹⁶O + 2 ⁴He

Quan s'acaba el C del centre de l'estrella, la reacció de fusió s'acaba, l'estrella es contrau i augmenta la temperatura al centre. Si T = 1,5·10⁹ K:

¹⁶O → ²⁸Si + ⁴He

Quan s'acaba l'O, l'estrella es contrau i la temperatura al centre augmenta. Si arriba a T = 2,7·10⁹ K, comença una nova reacció de fusió:

2 ²⁸Si → ⁵⁶Fe → ⁵⁶Co → ⁵⁶Ni

Quan s'acaba el ²⁸Si, ja no hi pot haver reaccions de fusió exotèrmiques. L'estrella es contrau:

• Si l'estrella no és molt gran, la pressió provoca: protó + electró → neutró. L'estrella es converteix en una estrella de neutrons (no emeten radiació visible, emeten ones de ràdio).
• Si l'estrella és molt gran, el col·lapse (una supernova) segueix i es converteix en un forat negre.

Supernova: El Col·lapse Estel·lar

Quan una estrella està cremant silici i aquest s'acaba, la fusió s'atura. Llavors, l'estrella es contrau moltíssim, tant que rebota i projecta el material cap a fora. En aquest procés, es produeix una enorme quantitat d'energia que provoca reaccions de fusió endotèrmiques on es produeixen els elements químics més pesants que el Fe.

Evolució Estel·lar segons la Massa

• Estrelles petites (0,1-0,5 masses solars): Normal groga → Gegant vermella → Nana blanca
• Estrelles mitjanes (0,5-10 masses solars): Normal groga → Gegant vermella → Nana blanca + Nebulosa planetària
• Estrelles grans (10-30 masses solars): Gegant blanca → Supergegant vermella → Residu: Estrella de neutrons
• Estrelles molt grans (30-100 masses solars): Gegant blava → Variable blava → Supergegant vermella → Residu: Forat negre