COMPOSICIÓ DE L’UNIVERS

• Es considera que l’Univers estàconstituït per:

• 70-73% d’energia fosca

• 23-26% de matèria fosca

• 4% de matèria bariònica

MATERIA FOSCA

• No emet ni reflecteix prou radiació electromagnèticaperquè es pugui detectar directament, però la presència de la qual es pot inferir a partir dels efectes gravitatoris sobre la matèria visible, com estrelles i galàxies. El primer a utilitzar el terme fou l'astrofísicFritz Zwicky el 1933.

Evidència indirecta de la matèriafosca

• Zwicky, el 1933 estimava la massatotal del cúmul de Coma, un cúmulde galàxies, basant-se en el moviment de les galàxies mésexteriors. Quan comparà la massacalculada d'aquesta forma amb la calculada a partir de les galàxiesobservades i llur brillantor, trobà que la massa era 400 vegades superior a l'esperada. La gravetat de les galàxies visibles centrals del cúmulera massa petita per provocar la gran velocitat de les galàxiesexteriors, de manera que haviad'haver-hi més massa per algun lloc.

Evidències actuals

• L'Univers mostra la seva matèria fosca• DESCOBRIMENT · Primera evidència directa de

l'existència d'una forma de matèria invisible EXPERTS · El treball ha estat dirigit per un expert de la Universitat d'Arizona

• INSTRUMENT · L'observació s'ha fet amb el telescopi Chandra, de la NASA

Evidències actuals

• El telescopi espacial Hubble ha enviat la imatge d’un anellfantasmal entorn d’un grum de galàxies, que els astrònoms han descrit com la primera prova de l’existència de la matèria fosca. Elscientífics sostenen que si no existís la matèria fosca les galàxiescom la Via Làctia, en la qual es troba la Terra, s’haurien dispersatper falta de massa gravitacional. L’observació de la matèria fosca ésdifícil perquè no emet ni reflecteix llum, i els astrònoms noméspoden detectar la seva influència per la manera en què la seva forçade gravetat afecta la llum.

• Per a trobar-la, estudien la forma en què la llum de les galàxies moltdistants és distorsionada i difuminada en arcs i bandes per la gravetat de la matèria fosca d’una galàxia més pròxima.

• Aquesta matèria està composta per àtoms molt diferents dels que componen la matèria normal de les estrelles i galàxies.

ENERGIA FOSCA

• L’energia fosca, funciona en contra la tendència de la gravetat, es a dirorganitzar les galàxies i de retruc l’expansió i acceleració del univers. La natura de l’energiafosca, és un dels granstrencaclosques de la ciència moderna.

Com sabem que l’Univers està en expansió?

• Edwin Hubble (1889-1953)• El 1929 va constatar que les

galaxies s’allunyen les unes de les altres a una velocitatproporcional a la distància que les separa.

• Es va basar en l’efecteDoppler per fer les sevesafirmacions

Efecte Doppler

Llei de Hubble

• La llei de Hubble ens diuque v=Ho·d on Ho s’anomena Constant de Hubble. És possiblement la magnitud de majorrellevància dins del modeldel Big-Bang. El seu valor és Ho=70±5 km/s/Mpc (1 Mpc=1 Megaparsec=3,21 milions d’anys llum). Aixòvol dir que, per exemple, una galàxia situada a 10Mpc s’allunyaria de nosaltres amb velocitat de 700 km/s.

• V = Ho·d

Edat de l’Univers

• APROXIMADAMENT 13700 MILIONS D’ANYS

Origen de l’Univers

• Actualment la majoria de científic accepten que elscossos més antics de l’Univers daten de fa uns13700 milions d’anys, edatcalculada amb l’edat delsestels ( radiacions), moviment de les galaxies, …

• Aquesta teoria de l’origen es conegudaactualment com BigBang

BIG BANG

• Terme que literalment significa «gran explosió» i designa la teoriacosmològica que sustenta l’existència d’una singularitat inicial de l'univers .

• No es pot imaginar el Big Bang coml’explosió d’un punt de matèria en el buit, perquè en aquest punt s’hiconcentraven tota la matèria , l’energia, l’espai i el temps . No hihavia ni "fora" (no hi havia espai) ni "abans" (no hi havia temps). L’espai i el temps també s’expandeixen ambl’Univers».

BIG BANG

• La teoria del Big Bang, que estableix un origen explosiude l’Univers fa uns 13.700 milions d’anys, es fonamentaen tres evidènciesobservacionals:

a) L’expansió de l’Univers.(Hubble)b) La composició química de l’Univers primitiu.c) L’existència d’una radiacióde fons en el rang de les microones

Radiació còsmica de fons

• El 1965, els físics Arno Penzias i RobertWilson van descobrir el que s'haanomenat la prova "tangible" del BigBang .

• Comprovant un detector de microonesextremadament sensible, quedaren sorpresos i preocupats observant que captava molt més soroll que el que era d'esperar: captava una radiació estranyaque provenia per igual de tots els puntsde l'espai . ( isòtropa)

Radiació Còsmica de Fons

• Diferents proves van demostrar que procediade més enllà de la galàxia. Un físic teòric, Peebles, en va trobarl’explicació: era un eco del big bang, el darrervestigi de l’explosióinicial. A principis delsanys 90, el satèl·lit COBE va aportar noves dadescreant un mapa de microones de l’Universprimitiu.

• Mapa de radiació cosmica de l’Univers quan tenia 400.000 anys

Radiació còsmica de fons• Durant els primers dies de l'univers,

l'univers era dins un gran equilibritèrmic, amb fotons que eren emesos i absorbits contínuament, que donavauna radiació pròpia d'un espectre de cos negre. Com l'univers s'expandia, es refredava i assolia una temperatura a la què ja no es podrien crear o destruir fotons. Mentre l'univers es refredava a causa de l'expansió, la seva temperatura hauria caigut persota de 3.000 kelvins. Per sobre d'aquesta temperatura, els electrons i protons estan separats, solts; i a causa d'aquesta dispersió l'univers era opac a la llum. Per sota dels 3.000 kelvins, es formen els àtoms , en un procés conegut com a recombinació, i que permet el pas de la llum a través del gas de l'univers. Això és el que es coneix com a dissociació de fotons.

A mesura que les galàxies es formen les primeres estrelles moren i emeten elements pesants a l’espai que podran formar noves estrelles i planetes

La col·lisió de gas d’H i d’He forma les protogalàxies i els primers estels

Es comença a generar àtoms d’H i He. La llum pot finalment brillarL’Univers es refreda i s’expandeix es fa transparent

L’univers té la mida del Sol. Formacióde nuclis atòmics

Encara massa calents per formar àtoms, els electrons i protons impedeixen que la llum brilli. L’Universés una boira supercalenta

L’Univers és molt més fred. Els quarks es combinen per formar protons i neutrons.

L’inflació s’atura. L’Univers té un metre Està format per una sopa calenta d’electrons i quarks

El Cosmos creix per una inflaciórapidíssima. L’Universs’expandeix des de la mida d’un àtom a la d’un raïm en una fracció de segon

Cronologia big bang

Formació de les primeres galàxies i després a causa de les reaccions de fusió les primeres estrelles.

Al cap de 200 m.a : temperatura actual de 2,65K

Els fotons van perdre energia i, com a conseqüència, els electrons van ser retinguts pels nuclis atòmics i es van constituir els primers àtoms d’hidrogen i heli.Els fotons en deixar d’interactuar amb els electrons, es van dispersar, van recórrer grans distàncies i van formar l’anomenada radiació de fons. Uns 380.000 anys desprès del Big Bang , els fotons es separen de la matèria, van originar la llum i un univers transparent.

Al cap de 1013 s: la temperatura arriba a 3000 K

Els protons i neutrons es van unir i van formar nuclis d’heli. Els fotons continuaven units a les partícules i l’Univers era fosc ( opac )

Al cap de 102 s: va continuar el refredament

Gran quantitat de protons i neutrons xoquen entre si i generen energiaAl cap de 10-6 s

La força electromagnètica es va separar de la força feble i els quarks es van unir entre si per formar protons i neutrons.

Al cap de 10-12 s: la temperatura va descendir a 1015K

La força d’interacció nuclear forta es va separar i van començar a formar-se les partícules elementals de l’àtom ( quarks i leptons ). La matèria formada va superar la d’antimatèria. Si no hagués estat així, matèria i antimatèria s’haurien anul·lat i ja no hi hauria matèria a l’Univers. L’Univers es va fer homogeni i pla.

Al cap de 10-32 s: la temperatura va descendrea 1025K.

L’univers comença a refredar-se i a dilatar-se, a una velocitat superior a al llum ( inflació) i augmenta la seva massa 1050 vegades. Inicialment les 4 forces naturals estaven unides en una sola, però en aquest període de temps tan curt la força gravitatòria es va separar de les altres tres

Al cap de 10-43 s: Inicialment l’univers tenia una densitat gairebé infinita i una temperatura de 1032K

LA NOSTRA GALAXIA

La Via Làctia. Els romans l'anomenaren "Camí de Llet".

Té forma espiral i pot tenir uns 100.000 milions d'estels, entre ells, el Sol.

El Sistema Solar és en un dels braços de l'espiral, a uns 30.000 anys llum del centre i uns 20.000 de l'extrem.

Cada 225 milions d'anys el Sistema Solar completa un gir al voltant del centre de la galàxia. Es desplaça a uns 270 km per segon.

No podem veure el brillant centre perquè s'interposenmaterials opacs, pols còsmica i gasos freds, que no deixen passar la llum.

VIA LACTIA

• Galàxia d'Andròmeda

Galàxia del Triangle

juntament amb les galàxies d'Andròmeda i del Triangle, els Núvols de Magallanes, les galàxies M32 i M110, galàxies i nebuloses més petites i altres sistemes menors. En total hi ha unes 30 galàxies que ocupen un àrea d'uns 4 milions d'anysllum de diàmetre.

La Via Làctia forma part del Grup Local

Col.lisió de 5 galaxies

Sistema solar

• Cometes • Asteroides• Meteorits• El sol• Planetes i planetes nans• Satèl·lits

Els vuit planetes

L’agost del 2006, a Praga, la Unió Astronòmica Internacional va redefinir els planetes. Cossos com Plutó, Ceres i Eres pertanyen des d’aleshores a una nova categoria: els planetes nans. Tanmateix el Juny del 2008, Plutó ha estat classificat com a plutoide

LLUNES

• Mesura distàncies a l’Univers• Unitat astronòmica (UA): Distància mitjana entre la Terra i el Sol. Aprox.,

149.600.000 Km. No s'utilitza fora del Sistema Solar.• Any llum (AL): Distància que pot recórrer la llum en un any. Són 9,46

bilions de Km. Si un estel és a 10 anys llum, el veiem tal com era fa 10 anys. És la més pràctica.

• Pàrsec (pc): Equivalent a 20,86 bilions de Km, a 3,26 anys llum. La favoritadels científics.

• Temperatura: la quantitat de calor d'un objecte. La temperatura més baixa possible a l'Univers és de 273 ºC sota zero (0 ºKelvin), que equival a no tenir cap mena d'energia

•

Origen del Sistema Solar• Formació del Sistema Solar• És molt difícil precissar l'origen del nostre

Sistema Solar. Els científics creuen que pot situar-se fa uns 4.600 milions d'anys, quan un inmens núvol de gas i pols es va contreure a causa de la força de la gravetat i va començar a girar a gran velocitat, probablement, degut a l'explosió d'unasupernova propera.

•

Al centre es va acumular la major part de la matèria. La pressió era tan elevada que els àtoms van començar a partir-se, alliberant energia i formant una estrella. Al mateix temps s'anaven definint alguns remolins que, en fer-se grans, augmentaven la seva gravetat i recollien més materials a cada volta.

També hi havia moltes colissions. Milions d'objectes s'apropaven i s'unien o béxocaven amb violència i es partien en bocins. Les trobades constructives van predominar i, en només 100 milions d'anys, va adquirir un aspecte semblant a l'actual. Després cada cos va continuar la seva pròpia evolució.

EVOLUCIÓ D’UN ESTEL

• Es forma l'estel a partir d'un núvol de gas i pols. • Es fa gegant . Es produeixen reaccions nuclears. Masses de gas i

pols es condensen al seu entorn (protoplanetes). En la seva seqüència principal tenim l'estel amb planetes. L'estel segueix estable mentre es consumeix la seva matèria. Des de la terra seguim observant l'estel durant un temps, encara que aquest hagi desaparegut.

• L'estel comença a dilatar-se i refredar-se. Creix, engolint els planetes, fins convertir-se en un Gegant Roig .

• Es torna inestable i comença a dilatar-se i encongir-se alternativament fins que explota. Es transforma en una Nova . Llença materials cap a l'exterior.

• El que resta, es contreu considerablement. Esdevé una Nana. Es fa molt petita i densa i brilla amb llum blanca o blava, fins que s'apaga.

Els gasos de la nebulosa s’atrauen per la gravetat. A certa mida comencen les recc. de fusió

L’estel esgota l’H, es refreda i es transforma en gegant vermella

Queda un residu increïblement dens, estel de neutrons o púlsar, o encara més dens, un forat negre. La densitat d’un púlsar és tan gran que una cullera podria pesar mil milions de tones. D’un forat negre no se n’escapa ni la llum

Es col·lapsa i esclata en una supernova d’extraordinària lluminositatUna supernova emet a l’espai milions de tones de

matèria, que en un futur podran formar nous estels i planetes

Perd gairebé tot l’embolcall gasos i queda en un nan blanc

o en supergegat vermella

microones

• Amb el terme microones s'identifica a les ones electromagnètiques la freqüènciade les quals és compresa entre 300 MHz i 300 GHz, i la corresponent longitud d'onaés d'1 m a 1 mm.

Lent gravitatòria• Es parla de lent gravitatòria quan un

objecte massiu (galàxia, cúmul de galàxies) produeix una corbatura local del espai-temps, la qual cosa produeix un efecte de deflexió ( desviació de la corrent )dels raigslluminosos. Els fenòmens de lentsgravitacionals poden classificar-se en dos grups:

• Macrolents : l'objecte massiu que actua de lent ha de ser superior a 100 masses solars, com són galàxies ,cúmuls de galàxies o forats negres. La font de llum serà una galàxia distant o un quàsar. Una animaciód'aquest fenomen pot consultar-se al llocweb de Jim Lowell de l'Australia TelescopeNational Facility (ATNF).

• Microlents : l'objecte massiu que actua de lent és relativament xicotet, d'unes poquesmasses solars o menys. Per exempleestrelles, nanes marrons, planetes jovians,... La separació angular entre imatgesmúltiples és molt de menor que un segond'arc i no poden ser resoltes. En aquest cass'observa que la intensitat de la llum emesaper una estrella o una galàxia llunyanaaugmenta, es magnifica, en el moment en què ambdós cossos s'alineen

• Desviació d'un raig de llum d'una estrella llunyana per efecte de lent gravitatoria d'una estrella propera com el Sol.

nucleosíntesi

• La nucleosíntesi estel·lar és el conjuntde reaccions nuclears que tenen lloc en les estrelles per a fabricar elements méspesats