L'Univers: Matèria, Moviment, Big Bang i Sistema Solar

De què està fet l'univers

L'univers observable

• Paraula derivada del llatí Universus.
• Univers: part visible de l'univers total, que és un buit on suren milers de milions de galàxies.
• Galàxia: cadascuna de les agrupacions d'estrelles, vistes amb un telescopi, que presenten un aspecte brillant.
• Estrella: qualsevol dels astres que té llum pròpia.
• Planeta: cadascun dels cossos sòlids que descriuen òrbites el·líptiques al voltant d'una estrella.
• Nebulosa: massa irregular de densitat molt baixa, formada per gasos i pols interestel·lar, de forma variada.

La matèria fosca

• La seva existència s'infereix per efectes com la rotació de galàxies.
• La gravetat és invisible: la seva presència es dedueix per com afecta la llum de les galàxies (efecte de lent gravitatòria).
• Es calcula que hi ha unes 5 vegades més matèria fosca que matèria ordinària.
• La matèria ordinària forma aproximadament el 5% de la densitat energia-matèria de l'univers; la matèria fosca, un 27% (la resta, ~68%, és energia fosca).
• La seva composició exacta és desconeguda.

L'univers en moviment

La força de la gravetat

La gravetat és la força d'atracció mútua que experimenten dos objectes amb massa. (Vegeu: Força, Massa)

La llei de la gravitació universal estableix que els cossos s'atrauen amb una força directament proporcional al producte de les seves masses i inversament proporcional al quadrat de la distància que els separa (és a dir, l'atracció és més intensa com més a prop estan i més massa tenen).

Els forats negres

Un forat negre és una regió de l'espaitemps amb una concentració de massa tan elevada que la seva força gravitatòria impedeix que res, ni tan sols la llum, pugui escapar-ne. La seva velocitat d'escapament és superior a la velocitat de la llum.

El principal procés de formació dels forats negres és el col·lapse gravitatori d'estrelles molt massives al final de la seva vida. Tanmateix, existeixen altres processos més exòtics que també podrien generar-los.

El Big Bang

Fonaments de la teoria

• En la dècada de 1960 es va detectar la radiació còsmica de fons (CMB), considerada una prova clau de la teoria.
• L'observació que l'univers s'expandeix (les galàxies s'allunyen unes de les altres, mesurable gràcies a l'efecte Doppler aplicat a la llum) també dona suport a la teoria.

Teoria del Big Bang

La teoria postula que l'univers va començar en un estat de densitat i temperatura extremadament altes que es va expandir ràpidament.

• L'estat inicial es descriu de vegades com un "ou còsmic" o "àtom primigeni".

El destí final de l'univers depèn de la seva densitat i de la naturalesa de l'energia fosca. Els models clàssics inclouen:

• Univers tancat: L'expansió s'atura i es reverteix (Big Crunch).
• Univers obert: L'expansió continua indefinidament.
• Univers pla: L'expansió s'alenteix fins a gairebé aturar-se.

Actualment, les observacions indiquen que l'expansió de l'univers s'està accelerant, possiblement a causa de l'energia fosca.

• En els primers instants, l'univers estava concentrat en un volum extremadament petit.
• Aproximadament 10^-36 segons després del Big Bang, va començar un període d'expansió exponencial anomenat Era de la Inflació.
• Després de la inflació i a mesura que l'univers es refredava, es van formar les partícules elementals i, posteriorment, els primers nuclis atòmics (hidrogen, heli).
• La radiació còsmica de fons és la remanent tèrmica del Big Bang, una mena d'"eco" d'aquella època primerenca.
• Una altra hipòtesi sobre el destí final, vinculada a l'energia fosca, és el Big Rip: si l'expansió accelerada continua augmentant, podria arribar a "esquinçar" tota la matèria, des de les galàxies fins als àtoms.

L'origen del sistema solar

Fa uns 4.600 milions d'anys, un immens núvol de gas i pols interestel·lar (nebulosa solar) es va contreure a causa de la seva pròpia gravetat. Va començar a girar a gran velocitat, possiblement impulsat per l'ona de xoc de l'explosió d'una supernova propera.

La major part de la matèria es va acumular al centre. La pressió i la temperatura van augmentar enormement fins que es van iniciar les reaccions de fusió nuclear: havia nascut el Sol. Al voltant, en un disc de material restant (disc protoplanetari), es van formar remolins que van començar a agregar matèria per gravetat.

En aquest disc, milions d'objectes (planetesimals) col·lidien: alguns s'unien (acreció), formant cossos cada cop més grans, mentre que altres xocs eren destructius. Les col·lisions constructives van predominar, i en uns 100 milions d'anys, es van formar els planetes i altres cossos del sistema solar, adquirint una estructura similar a l'actual. Posteriorment, cada cos va seguir la seva pròpia evolució.