2.4. Proves de la teoria del Big-Bang

Com sabem que la teoria del Big Bang és correcta?

La primera prova la trobam en el que s’anomena EFECTE DOPPLER. L’efecte Doppler consisteix en la variació de la freqüència de qualsevol ona emesa per un objecte en moviment.

Un dels exemples més didàctics, és l’aproximació d’un tren fent sonar el xiulet. Mentre s’acosta el so del xiulet es percep més agut i quan s’allunya el so es percep més greu, tot i que el xiulet sempre està emetent amb el mateix to. En el cas de la llum, si l’objecte s’allunya, la seva llum es desplaça a longituds d’ona més llargues, desplaçant-se cap al vermell. Si l’objecte s’apropa, la seva llum presenta una longitud d’ona més curta, desplaçant-se cap al blau.

Aixó es degut que, com que l’objecte s’està apropant a l’observador, les ones que emet estan més a prop unes d’altres i quan s’està allunyant de l’observador les ones estàn més lluny unes de les altres. Per això percibim aquest canvi de tonalitat.

L’efecte Doppler es pot observar en la llum emesa per les galàxies (desplaçament cap al vermell) . El fet que el desplaçament cap al vermell sigui més pronunciat en les galàxies més llunyanes, va ajudar a formular la teoria de l’expansió de l’espai i del Big Bang.

L’efecte Doppler va ser investigat per primera vegada pel físic i matemàtic austríac Christian Doppler (1803-1853).

A més, Una bona teoria ha de fer prediccions. Quan les prediccions es poden comprovar experimentalment la teoria guanya pes.

Vegem l’evidència:

PREDICCIÓ

DEMOSTRACIÓ

PROVAT

1. Expansió de l’espai

A. Friedmann, 1922 i G. Lemaître, 1930

Observada per E. Hubble en 1929 demostrant la relació entre velocitat i distancia de galàxies llunyanes.

La velocitat de expansió determinada pel Telescopi Espacial Hubble i consistent amb el valor mesurat per WMAP es de 22 Km/seg per cada milió de anys-llum de distancia.

100 %

2. Edat finita de l’univers

A. Friedmann, 1922 i G. Lemaître, 1930

Observada 13.700 milions de anys amb un error del 1%, mesurada per WMAP i consistent amb les edats de les estrelles mes velles i les mesures de l’edat del univers realitzades pel Telescopi Espacial Hubble

100 %

3. L’univers era més calent i més dens en el passat.

G. Gamov (1946)

La temperatura de la RCF augmenta a mesura que s’observa més llunyanament. Mesures d’espectres de núvols de gas intergalàctiques revelen una temperatura de la RCF creixent amb la distància.

100 %

4. L’univers està compost per elements primordials

G. Gamov (1946)

75% hidrogen, 25% heli i una petita fracció de deuteri i liti mesurats en espectres estel·lars

95 %

5. Presencia de deuterio en el univers

Observant línees d’absorció de la llum de quàsars llunyans per gas intergalàctic s’ha determinat una abundància universal de deuteri de 2×10-4 relativa al hidrogen. El deuteri no pot originar-se en les estrelles, el Big Bang es l’únic mecanisme existent para crear aquest deuteri.

90 %

6. Radiació còsmica de fons (RCF)

G. Gamov, R. Alpher i R. Herman en 1948 i R. Dicke i J. Peebles en 1965.

Detectada per A. Penzias i R. Wilson en 1964 (Nóbel de Física en 1978). La radiació còsmica de fons és una radiació extranya que prové per igual de tots els punts de l’espai que s’atribueix al resplandor del Big Bang. Fermament establit el seu origen cosmològic i estudiada en gran detall per desenes de experiments en terra, globus i plataformes satel·litals.

100 %

7. Espectre tèrmic de la RCF

G. Gamov, R. Alpher i R. Herman, 1948

Distribución espectral de cos negre amb desviacions no majors que 0.01% i amb temperatura de 2,725 ± 0,002 Kelvin mesurat pels projectes COBE  i COBRA en 1990.

100 %

8. Anisotropies en la RCF a escales majors que 1 grau.

Sachs i Wolfe, 1967

Detectades per el projecte COBE  en 1992 amb una amplitud característica ΔT/T = 10-5.

90 %

9. Ones acústiques en el plasma primordial.

R. A. Sunyayev i y. B. Zeldovich en 1970.

Detectadas per l’experiment Boomerang en el 2000 i confirmada per WMAP i desenes més d’experiments observant des de la terra i montats en globus.

90 %

10. Polarització de la RCF

Detectada per el experimento DASI en el 2002

60 %

11. Anti-correlació de la temperatura i la polarització de la RCF

Detectada per WMAP, 2003

70 %

12. Coherència de la polarització de la RCF a escales angulars > 1°

Detectada per WMAP, 2003

70 %

13. Interacció de la RCF amb nubes de gas en cúmulus galàctics.

R. A. Sunyaev i B. Zeldovich en 1969.

Observat per Birkinshaw et. al. 1981 mesurant deformacions de l’espectre de la RCF en direccions de cúmulus coneguts.

70 %

14.  Formació d’estructura a gran escala a partir de heterogeneïtats en densitat del plasma primordial,

E. Lifshitz en 1946, i J. Silk en 1967.

La concentració de matèria en galàxies i cúmulus de galàxies ha estat mesurada per mitjà d’observacions profundes del cel. Aquestes Mesures són compatibles Amb la amplitud de lespertorbacions en el plasma a una edat de 380 mil anys, segons s’infereixen de les mesures d’anisotropies en la RCF.

90 %

15. Número de famílies de neutrins.

G. Steigman, D. Schram i J. Gunn en 1977

Només 3 famílies. Confirmat per experiments en l’accelerador de partícules del CERN mesurant la vida mitjana del bosó intermedi Z0 i consistent amb la nucleosíntesi al Big Bang (veure punts 4 i 5).

80 %

16. El univers es finit

H. Olbers, 1823

La nit és fosca. El univers no pot ser infinit en extensió, en cas contrari en qualsevol direcció d’observació del cel ens trobaríem amb una estrella i la nit seria tan brillant com el dia.

90 %

17. Deu existir matèria fosca no bariònica.

Al moment no hi ha hagut detecció reeixida de matèria fosca no bariónica que satisfaci els requeriments de la teoria. Els neutrins queden descartats per ser relativistes i tenir una massa molt petita. L’única evidència favorable ve de la dinàmica de galàxies i cúmulus galàctics.

40 %

18. Deu existir un fons cosmològic de neutrins

Encara no detectat a causa de la insuficient sensibilitat dels detectors disponibles i als alts nivells de soroll produït per raigs còsmics i radioactivitat natural en l’ambient.

0 %

19. Deu existir un fons cosmològic d’ones gravitacionals

Encara no detectat, i possiblement no es podrà detectar directament per la seva baixa intensitat. Aquesta predicció és específica del model inflacionari.

0 %

Com hem vist, els darrers anys han estat clau 4 projectes i/o experiments:

A. LExplorador del Fons Còsmic COBE (Cosmic Background Explorer), conegut també com Explorer 66, va ser el primer satèl lit construït especialment per a estudis de cosmologia. El seu objectiu va ser investigar la radiació de fons de microones (o CMB per les sigles en anglès Cosmic Microwave Background) i obtenir mesures de la mateixa que ajudaran a ampliar la nostra comprensió del cosmos. La seva missió, planificada per a un període d’uns 4 anys, va començar el 18 de novembre de 1989.

Els resultats obtinguts pels seus instruments, confirmen en gran part els postulats de la Teoria del Big-Bang. D’acord amb el Comitè del Premi Nobel, “el projecte COBE es pot considerar com el punt departida per a la cosmologia com una ciència de precisió”. Dos dels principals investigadors del COBE, George F. Smoot i John C. Mather, van rebre el Premi Nobel de Física el 2006. El satèl·lit WMAP de la NASA és el successor actual de la missió COBE. més a wikipedia.

B. El telescopi espacial Hubble (HST, per els seues segles anglesos Hubble Space Telescope) és un telescopi Robòtic localitzat a les Vores exteriors de l’atmosfera, en òrbita circular Al voltant de la Terraa 593 quilòmetre sobre el nivell del mar, AMB un període orbital d’entre 96 i 97 minuts. Va ser posat enòrbita el 24 d’abril de 1990 com un projecte conjunt de la NASA i de l’ESA. El telescopi Pot Obtenirimatges AMB una resolució espacial major de 0,1 SEGONS d’arc.

L’Avantatge de dispar d’un telescopi més enllà de l’atmosfera radica principalment que d’aquesta manera és poden eliminar els efectes de la turbulència atmosfèrica sent possible aconseguir-el límitde difracció com a resolució òptica de l’instrument. A més l’atmosfera absorbeix fortament la radiacióelectromagnètica en certesa longituds d’ona, en especial en l ‘infraroig disminuint la Qualitat de lesimatges i impossibilitant l’adquisició d’espectres en certesa bandes caracteritzades per l’absorció de l’atmosfera terrestre. Els telescopis terrestres és veuen también Afectats per Factors meteorològics(presència de núvols) i la contaminació lumínica ocasionada Pels Grans assentaments urbans, el quereduïx els possibilitats d’ubicació de telescopis terrestres.

És preveu que l’última Revisió feta al telescopi el permeté funcionar AMB normalitat Fins l’any 2014,data en que el SEU SUCCESSOR, el Telescopi espacial James Webb, te previst el llançament. ElJWST serà altament superior al Hubble per a la majoria d’programes de recerca astronòmica, peròaqueste NOMÉS fara observacions en infraroig, de manera que que complimentar més que substituiràel Hubble, que seguirà AMB l’Observació a l’espectre visible Fins que deixi de ser funcional.

C. L’experiment Boomerang (Observacions en globus de la radiació milimètrica extragalàctica i Geofísica) mesurà la radiació de microones còsmica de fons d’una part del cel durant tres vols en globus sub-orbital (d’alçada). Va ser el primer experiment en aconseguir imatges grans i d’alta fidelitat de les anisotropies de temperatura de la RCF. Mitjançant l’ús d’un telescopi que va volar a més de 42.000 metres d’altura, va ser possible reduir l’absorció atmosfèrica de les microones al mínim. Aquesta reducció permet estalviar un enorme cost en comparació amb una sonda per satèl lit, encara que només una petita part del cel podrien ser escanejats

El primer va ser un vol de prova sobre Amèrica del Nord el 1997. En els dos trams següents de 1998 i2003, el globus va ser llançat des de l’estació McMurdo a l’Antàrtida. Va ser portat pels vents del vòrtex polar en un cercle al voltant del Pol Sud, tornant després de dues setmanes. A partir d’aquest fenomen el telescopi va prendre el seu nom.

D. La Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) és una sonda de la NASA la missió és estudiar el cel i mesurar les diferències de temperatura que s’observen en la radiació de fons de microones, un romanent del Big Bang. Va ser llançada per un coet Delta II el 30 de juny de 2001 des de Cap Canyaveral, Florida, Estats Units.

L’objectiu de la missió WMAP és comprovar les teories sobre l’origen i evolució de l’univers. És la successora del COBE i entra dins del programa d’exploradors de classe mitjana de la NASA. WMAP va ser nomenada així en honor a David Todd Wilkinson, membre de l’equip científic de la missió i pioner en l’estudi de la radiació de fons.

La sonda WMAP usa radiòmetres diferencials de microones que mesuren les diferències de temperatura entre dos punts qualsevol del cel. WMAP es troba en òrbita al voltant del punt Lagrangiano L2, situat a uns 1.5 milions de quilòmetres de la terra.

Aquest punt d’observació (situat en la línia que uneix al sol amb la terra) proporciona a la sonda un ambient excepcionalment estable, ja que pot apuntar en qualsevol direcció a l’espai profund, sense veure afectada per la presència de l’estrella mare. A més, des del punt L2 observa el cel sencer cada sis mesos. Per evitar les interferències provinents de la nostra pròpia galàxia, WMAP usa cinc bandes de freqüència separades, des dels 22 GHz als 90 GHz.

WMAP està obtenint mesures de molts paràmetres cosmològics amb una precisió molt més gran que la que teníem fins ara. D’acord amb els models actuals de l’univers, les dades del WMAP mostren que:

  1. L’edat de l’univers és de 13.700 ± 200 milions d’anys.
  2. L’univers està compost d’un 4% de matèria ordinària, 23% de matèria fosca i d’un 73% de la misteriosa energia fosca.
  3. Els models cosmològics inflacionistes es verifiquen amb les observacions, encara que hi ha una anomalia inexplicada a grans escales angulars.
  4. La Constant de Hubble és 71 ± 4 km / s / Mpc.
  5. Aplicant les teories actuals a les dades del WMAP s’obté que l’univers s’expandirà infinitament, i que està corbat amb forma de con.
  6. Els panorames cosmològics de la inflació còsmica estan en un acord millor amb les dades de tresanys, tot i que encara hi ha una anomalia inexplicada en la mesura angular més gran del moment quadrúpol.
Anuncis

Deixa un comentari

Fill in your details below or click an icon to log in:

WordPress.com Logo

Esteu comentant fent servir el compte WordPress.com. Log Out / Canvia )

Twitter picture

Esteu comentant fent servir el compte Twitter. Log Out / Canvia )

Facebook photo

Esteu comentant fent servir el compte Facebook. Log Out / Canvia )

Google+ photo

Esteu comentant fent servir el compte Google+. Log Out / Canvia )

Connecting to %s