COMPOSICIÓ DE L’UNIVERS • Es considera que l’Univers està constituït per: • 70-73% d’energia fosca • 23-26% de matèria fosca • 4% de matèria bariònica
MATERIA FOSCA • No emet ni reflecteix prou radiació electromagnètica perquè 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'astrofísic Fritz Zwicky el 1933.
Evidència indirecta de la matèria fosca • Zwicky, el 1933 estimava la massa total del cúmul de Coma, un cúmul de galàxies, basant-se en el moviment de les galàxies més exteriors. Quan comparà la massa calculada d'aquesta forma amb la calculada a partir de les galàxies observades i llur brillantor, trobà que la massa era 400 vegades superior a l'esperada. La gravetat de les galàxies visibles centrals del cúmul era massa petita per provocar la gran velocitat de les galàxies exteriors, de manera que havia d'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 anell fantasmal entorn d’un grum de galàxies, que els astrònoms han descrit com la primera prova de l’existència de la matèria fosca. Els científics sostenen que si no existís la matèria fosca les galàxies com la Via Làctia, en la qual es troba la Terra, s’haurien dispersat per falta de massa gravitacional. L’observació de la matèria fosca és difícil perquè no emet ni reflecteix llum, i els astrònoms només poden detectar la seva influència per la manera en què la seva força de gravetat afecta la llum. • Per a trobar-la, estudien la forma en què la llum de les galàxies molt distants 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 dir organitzar les galàxies i de retruc l’expansió i acceleració del univers. La natura de l’energia fosca, és un dels grans trencaclosques 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 velocitat proporcional a la distància que les separa. • Es va basar en l’efecte Doppler per fer les seves afirmacions
Efecte Doppler
Llei de Hubble • La llei de Hubble ens diu • V = Ho·d que v=Ho·d on Ho s’anomena Constant de Hubble. És possiblement la magnitud de major rellevància dins del model del Big-Bang. El seu valor és Ho=70±5 km/s/Mpc (1 Mpc=1 Megaparsec=3,21 milions d’anys llum). Això vol dir que, per exemple, una galàxia situada a 10Mpc s’allunyaria de nosaltres amb velocitat de 700 km/s.
Edat de l’Univers • APROXIMADAMENT 13700 MILIONS D’ANYS
Origen de l’Univers • Actualment la majoria de • Aquesta teoria de científic accepten que els l’origen es coneguda cossos més antics de actualment com Big l’Univers daten de fa uns Bang 13700 milions d’anys, edat calculada amb l’edat dels estels ( radiacions), moviment de les galaxies, …
BIG BANG • Terme que literalment significa «gran explosió» i designa la teoria cosmològica que sustenta l’existència d’una singularitat inicial de l'univers. • No es pot imaginar el Big Bang com l’explosió d’un punt de matèria en el buit, perquè en aquest punt s’hi concentraven tota la matèria, l’energia, l’espai i el temps. No hi havia ni "fora" (no hi havia espai) ni "abans" (no hi havia temps). L’espai i el temps també s’expandeixen amb l’Univers».
BIG BANG • La teoria del Big Bang, que estableix un origen explosiu de l’Univers fa uns 13.700 milions d’anys, es fonamenta en tres evidències observacionals: a) L’expansió de l’Univers.(Hubble) b) La composició química de l’Univers primitiu. c) L’existència d’una radiació de fons en el rang de les microones
Radiació còsmica de fons • El 1965, els físics Arno Penzias i Robert Wilson van descobrir el que s'ha anomenat la prova "tangible" del Big Bang . • Comprovant un detector de microones extremadament sensible, quedaren sorpresos i preocupats observant que captava molt més soroll que el que era d'esperar: captava una radiació estranya que provenia per igual de tots els punts de l'espai. ( isòtropa)
Radiació Còsmica de Fons • Diferents proves van demostrar que procedia de més enllà de la galàxia. Un físic teòric, Peebles, en va trobar l’explicació: era un eco del big bang, el darrer vestigi de l’explosió inicial. A principis dels anys 90, el satèl·lit COBE va aportar noves dades creant un mapa de microones de l’Univers primitiu.
•
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 equilibri tèrmic, amb fotons que eren emesos i absorbits contínuament, que donava una 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 per sota 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.
El Cosmos creix per una inflació rapidíssima. L’Univers s’expandeix des de la mida d’un àtom a la d’un raïm en una fracció de segon
L’inflació s’atura. L’Univers té un metre Està format per una sopa calenta d’electrons i quarks
L’Univers és molt més fred. Els quarks es combinen per formar protons i neutrons.
L’univers té la mida del Sol. Formació de nuclis atòmics Encara massa calents per formar àtoms, els electrons i protons impedeixen que la llum brilli. L’Univers és una boira super calenta
Es comença a generar àtoms d’H i He. La llum pot finalment brillar L’Univers es refreda i s’expandeix es fa transparent
La col·lisió de gas d’H i d’He forma les protogalàxies i els primers estels
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
Cronologia big bang Al cap de 10-43 s: Inicialment l’univers tenia una densitat gairebé infinita i una temperatura de 1032K
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 10-32 s: la temperatura va descendre a 1025K.
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 10-12 s: la temperatura va descendir a 1015K
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 10-6 s
Gran quantitat de protons i neutrons xoquen entre si i generen energia
Al cap de 102 s: va continuar el refredament
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 1013 s: la temperatura arriba a 3000 K
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 temperatura 2,65K
Formació de les primeres galàxies i després a causa de les reaccions de fusió les primeres estrelles.
200 m.a : actual de
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'interposen materials opacs, pols còsmica i gasos freds, que no deixen passar la llum.
VIA LACTIA • Galàxia d'Andròmeda
Galàxia del Triangle La Via Làctia forma part del Grup Local 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'anys llum de diàmetre.
Col.lisi贸 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 favorita dels 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'una supernova 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 bé xocaven 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
o en supergegat vermella
L’estel esgota l’H, es refreda i es transforma en gegant vermella
Perd gairebé tot l’embolcall gasos i queda en un nan blanc Una supernova emet a l’espai milions de tones de matèria, que en un futur podran formar nous estels i planetes
Es col·lapsa i esclata en una supernova d’extraordinària lluminositat
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
microones • Amb el terme microones s'identifica a les ones electromagnètiques la freqüència de les quals és compresa entre 300 MHz i 300 GHz, i la corresponent longitud d'ona és 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 espaitemps, la qual cosa produeix un efecte de deflexió ( desviació de la corrent )dels raigs lluminosos. Els fenòmens de lents gravitacionals 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 animació d'aquest fenomen pot consultar-se al lloc web de Jim Lowell de l'Australia Telescope National Facility (ATNF). Microlents: l'objecte massiu que actua de lent és relativament xicotet, d'unes poques masses solars o menys. Per exemple estrelles, nanes marrons, planetes jovians,... La separació angular entre imatges múltiples és molt de menor que un segon d'arc i no poden ser resoltes. En aquest cas s'observa que la intensitat de la llum emesa per una estrella o una galàxia llunyana augmenta, 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 conjunt de reaccions nuclears que tenen lloc en les estrelles per a fabricar elements més pesats