Cosmologia contemporània
De Viquipèdia
Cosmologia Contemporània: De fet es pot dir que cada nou descobriment ha eixamplat els límits de l'Univers. Pels antics, els grecs, o la cosmologia que presenten les Escriptures, el món es limita al sistema geocèntric. Poc a poc els límits s'eixamplen, amb Copèrnic, la terra ja no és el centre de l'univers, però encara es limita gaire bé al sistema solar. Una excepció Giordano Bruno ens parla d'un univers infinit. Fa un segle hom pensava que l'Univers es limitava a la Via Làctia. Es creia que hi havia, por ser, uns mil milions d'estels, i entre aquests estels unes taques borroses que pareixien estels emergents, o tal vegada moribunds. Fins que arribà l'època dorada de la astronomia, les primeres dècades del segle XX, Edwin Hubble i altres demostraren que moltes d'aquestes taques eren vertaderes galàxies. En efecte, l'abril de 1920 un viu debat enfrontà els nord-americàns Harlow Shapley, i Heber Doust Curtis. Hubble ho resolgué tres anys més tard, quan demostrà l'existència de de galaxies exteriors a la nostra. La cosmologia moderna està basada en tres pilars: La Teoria de la relativitat general, publicada el 1916; la llei de Hubble, publicada el 1929, que relaciona la distància d'una galàxia amb el desplaçament cap al roig del seu espectre; i el model estàndard de la física de partícules formulat a la dècada de 1970. Es pot retrocedir més: en el any 1900 un astrònom poc conegut Cornelius Easton, sugeria que la nostra galàxia podia tenir braços espirals. Des de l'època de William Herschel (1738-1822), descobridor de Urà, s'havien comptat nombrosas nebules espirals, però la seva naturalesa era un misteri. Aquesta pregunta pareixia resposta el 1865, quan William Huggins apuntà el seu espectroscopi cap a algunes de les nebuloses més brillants (cap era espiral), i descobrí las línies d'emissió de un gas calent. Així dons des de el segle XIX, es pensava que totes les nebuloses eren gassoses i pertanyien a la Via Lactia. La constatació de l'existència de galàxies independents està lligada a la mesura de les distàncies astronòmiques, en particular, las dimensions de la Via Làctia. Herschel fou un pioner. Va fer la hipòtesi de que tots els estels tenien la mateixa lluminositat absoluta. D'aquesta manera va obtenir un esquema de la Via Làctia en forma de galeta gruixada, amb el Sol molt aprop del centre. Segons Herschel, la galàxia tenia un radi d'uns 3.000 pàrsecs (9.800 anys llum). Malgrat molts d'astrònoms es van bolcar en aquest problema, utilitzant millors mètodes d'observació, aquesta concepció es mantingué durant un segle i mig. No es tenia en compte la pols interestel·lar, que altera la radiació dels astres llunyans. Aquesta pols es descobrí el 1930, però no se incorporà a la calibratge fins el 1952. El primer en allunyar-nos del centre de la galàxia fou Harlow Shapley. S'enfrontà a un astrònom de més edat: Heber Doust Curtis. Ambdós presentaren prop d'una dotzena de fets (lluminositat de diferents tipus d'estels, ritmes d'explosions estel·lars, velocitat de desplaçament dels estels, etc.). Cada un dels dos estava en el cert pel que fa a la meitat dels arguments, més o menys. El Sol està allunyat del centre de la galàxia, però només 8.500 parsecs, i la galàxia és molt més gran el que Shapley pensava. No es més que una galàxia entre d'altres tal com afirmava Curtis. Shapley havia estat induït a un error en aquest punt per les observacions del moviment de les nebuloses espirals: la seva velocitat era superior a la de la llum! Tot es devia a un error a les observacions de Adriaan Van Maanen. Tanmateix a la seva època van ser un factor decisiu per que les idees de Shapley s'imposessin ràpidament, en els manuals, que, a vegades, afegien una part de la descripció de Curtis.
En aquella època aparegueren els treballs de Einstein (novembre de 1915), que renovarien les perspectives teòriques, sobre la relativitat general, que descriu com la matèria, i la geometria de l'espai-temps, es relacionen per produir allò que coneixem com gravetat. La complexitat de les equacions d'Einstein, segons les quals la gravetat està en funció de la constant de la gravitació universal, de l'energia, i de la pressió, explica que es necessités un temps per trobar hi solucions que donessin possibles estructures de l'univers. Poc temps després (1917) el mateix Einstein descobrí una solució que corresponia a un Univers estàtic. Willem De Sitter en trobà una altre, que no contenia matèria. El 1922 el rus [[Friedmann, Alexandre|Alexandre Friedmann en elaborà dues: una per un Univers finit, i una per un infinit. Ambdues implicaven la dilatació, o contracció de l'Univers. El 1925 el jesuïta Georges Lemaître formulà, de forma independent, aquesta mateixa solució, amb una notació molt més senzilla. Poc temps després, el 1927, demostrà que l'Univers estàtic de Einstein era inestable. D'aquesta manera l'Univers ha d'estar buit, o s'ha d'expandir, o en contracció. Davant aquest fet Einstein, partidari d'un Univers estàtic, i estable, afegí a les seves equacions un terme cosmològic. El 1923 Einstein reconeixia que el terme cosmològic era un fracàs, i escrivia a Hermann Weyl: “Si el món no és cuasiestàtic, fòra el terme cosmològic!” El 1925 Edwin Powell Hubble anuncià que havia descobert estels variables cefeides a algunes nebuloses espirals. L'estimació de les seves distàncies les situava amplament al exterior de la Via Làctia. Hubble publicà aquests resultats de forma bastant lenta i prudentment. El 1928 Hubble succeí a Vesto Melvin Slipher en la presidència de la Comissió de Nebuloses de la Unió Astronòmica Internacional, a la seva tercera Asamblea General, a Roma. Las discussions sobre l'Univers de De Sitter que hi va haver van influir en la decisió de Hubble de començar un examen de la correlació entre la distància i el desplaçament cap al roig de las nebuloses (Hubble sempre s'estimà més parlar de “nebuloses”; “galàxies” era el terme de Shapley, que s'acabà imposant). Aquest examen requeria l'obtenció dels espectres de moltes galàxies. Però les galàxies son objectes de poca magnitud. Per aquest motiu, encara que l'espectroscòpia astronòmica fou un invent europeu, els trenta primers anys d'investigació se feren fonamentalment als Estats Units, on estaven els millors telescopis.
V. M. Slipher inicià unes investigacions el 1912, en el focus de la lent Clark de 60 centímetres de diàmetre del Observatori Lowell. Enregistrà durant catorze hores a una placa fotogràfica l'espectre de la nebulosa Andròmeda y pogué identificar un desplaçament cap al roig de 1.800 km/s, i arribà a la conclusió de que la seva òptica de 60 centímetres seria incapaç de observar velocitats superiors. Per la seva part Milton Lasell Humanson als telescopis de 1,5 metres i 2,5 metres de diàmetre del Mont Wilson recollí dades des de 1927, i també obtingué casi exclusivament desplaçaments cal al roig. Molt prest doblà el rècord de Slipher, amb +3.779 km/s, obtinguts al principi de 1929, i +7.800 km/s, un poc més tard, el mateix any. Pasà la frontera dels 15.000 km/s a la meitat dels anys 30, gràcies a un espectrògraf millorat en el focus del 2,5 metres. A diferència de Hubble, Humanson va viure abastament per utilitzar de forma regular el telescopi de 5 metres a Monte Palomar. Se jubilà el 1957 amb un rècord personal de 60.000 km/s. Després dels primers resultats de Slipher el 1915, una dotzena de astrònoms intentares explicar els moviments observats per una combinació de moviments del Sol, de desplaçaments mitjos de les nebuloses i de un efecte relacionat amb la distància. El 17 de gener de 1929, Hubble proposà a Procedings of the National Academy of Sciences un article titulat Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae. No utilitzà els desplaçament elevats descrits per Humanson en el mateix número dels Procedings. Mes s'ha suggerit sovint que aquestes mides haurien “guiat la seva ma” a l'hora de traçar la famosa recta que materialitzava la seva constat. Aquesta recta tenia una pendent de uns 500Km/s/Mpc, un valor que canvià poc durant els següents quinze anys. D'antrada aquest valor de la que actualment coneixem com [[H0]], o Constant de Hubble, suposava una edat de l'Univers de uns 2.000 milions d'anys. Però les mides de l'edad de les roques terrestres, iniciada a principis dels segle XX, als anys 30 igualava, o inclús, superava els 2.000 milions d'anys!El mateix Hubble dubtà del seu descobriment. Aquest dubte era compartir per la majoria de la comunitat científica, i el 1960 el model de expansió relativista encara no s'havia imposat a la literatura. Per els partidaris de l'expansió una dificultat importat era reduir la Constant de Hubble. Les dificultats no venien de les mides del desplaçament, sinó de la avaluació de les distàncies. Diversos errors explicaven això: en primer lloc Shapley havia ignorat l'absorció de la radiació per la pols interestel·lar, que suposava una subestimació de factor 4. El segon error de Hubble venia de creure que l'estimació de una desena de galàxies era suficient (desviació de Malmquist, i desviació Scott). El problema de l'estimació de les distàncies és va fer inaplaçable quan entrà en servei el telescopi de 5 metres de Monte Palomar. Segons l'escala de Hubble, y de Shpaley, aquest aparell hauria d'haver permès veure nombrosos [[variables RR Lirae]] a la galàxia d'Andròmeda. Però es limitava a mostrar la més brillant d'aquesta població. Per aixó Walter Blade anuncià a l'Assemblea General de la Unió Astronòmica Internacional, a Roma, el 1952, que Andròmeda , per tant totes les galàxies, estaven el doble allunyades del que havia cregut Hubble! El valor de H0 es reduïa a 250 km/s/Mpc. Aquest valor fou disminuït a 180 km/s/Mpc al 1956 per Nicholas Mayal, i Allan Sandage, basant-se en els estudis de Humason, els qual duien a la conclusió de que les lluminositats de Hubble per als estels individual, i per les galàxies eren massa baixes. Segons Sandage la Constant de Hubble s'havia de reduir a 75 km/s/Mpc. A finals dels 50 un gran nombre de astrònoms s'inclinaven per unes mides de las distàncies que conduïen a una reavaluació de la Constant de Hubble. Hi va haver un breu període de optimisme cap al 1960, per que tots els valors eran aproximadament coherents amb un valor de 100 km/s/Mpc, es a dir, una edat de l'Univers de 10.000 milions d'anys. Sandage continuà la seva empresa de revisió fins que arribà a un valor de H0 comprès entre 50 y 55 km/s/Mpc, mentre altres investigadors s'estimaven valors superiors. A l'actualitat s'admet generalment un valor de H0 de uns 73(± 10) km/s/Mpc.
Georges Gamow, un físic nuclear format a Rússia, però que feu carrera a Estats Units, es considerat, en general, com al primer investigador que reflexionà seriosament sobre el problema dels orígens de l'Univers. El 1935 es concentrà en les reaccions nuclears susceptibles d'haver-se produït quan tota la matèria estava tan calenta, i era tan densa, com en el nucli de els estels actuals com a mínim. Continuà les seves investigacions després de la Segona Gerra Mundial, en col·laboració en Ralph Alpher, Robert Hermann. Ells tres s'adonaren que si l'Univers era inicialment un fluid constituït per protons, hauria acabat en forma de hidrogen, i heli, en una proporció de aproximadament un àtom de heli, per cada quatre de hidrogen. Estudiaren a continuació l'entorn tèrmic d'aquest procés de nucleosíntesi primordial i deduïren que després de mils de milions d'anys l'Univers havia de tenir una temperatura de uns 5 Kelvin. El mateix Gamow no es va prendre molt seriosament els seus descobriments. Pel que fa a una firma de radio d'una temperatura de 5 kelvin, l'any 1949, o, pot ser, el 1950 va dir a un dels seus estudiants que no coneixia cap problema interessant en espectroscòpia milimètrica! No obstant els sensors que s'havien desenvolupat durant la Segona Guerra Mundial (entre d'altres per Robert Dicke) haurien permès detectar la radiació de fons en aquella època. Mentre un equip de tres astrònoms britànics havía decidit que l'expansió còsmica no significava necessàriament un Univers diferent en el passat: És la idèa denominada de l'Univers estacionari. Avançada el 1948 per Hermann Bondi, Thomas Gold, i Fred Hoyle. Un Univers estacionari ja estat sempre en expansió, i ho estarà sempre. Això suprimeix tota possibilitat de contradicció entre el invers de la Constat de Hubble, és a dir, l'edat de l'Univers, i l'edat de les estrelles més velles. Però ni la seva densitat, ni la seva temperatura disminueixen per que constantment apareix nova matèria, exactament en la proporció per que tot es mangtenga igual. Naturalment això contradiu el Primer Principi de la termodinàmica, però a un nivell tal que no es pot detectar al laboratori: és del ordre de un àtom de hidrogen per segle en un volumen equivalent a la torre Eiffel. Les proposicions del model estacionari van tenir una fecunditat extraordinari: molts d'astrònoms es van veure obligats a refutar-lo i desenvoluparen diferents tipus d'observacions. L'expressió “Big Bang” fou inventada per Hoyle com un insult deliberat per ridiculitzar als partidaris de l'Univers evolutiu. Entre 1955, i 1967 la majoria de la comunitat científica rebutjà el model estacionari. Hi ha tres motius principals: En primer lloc, encara que el darrer en adquirir força de convicció, la observació, i recompte, de les radiofonts, i més tard dels quàsar. Segons aquesta observació, o bé, en el passat existien més radiofonts, o bé, vivim dins una especia de pertorbació local, ben el mig d'una població específica. Les mides del desplaçament cap al roig acabaren en la hipòtesi denominada “local”. A partir de 1967 es podia dir en seguretat que l'Univers havia canviat amb el pas del temps. Una de les contribucions més precoç, i duradora, fou la de Martin Rees, qui convencé al seu director de tesi Dennis Sciama, l'únic defensor de la construcció continua que canvià d'opinió. La segona fou l'identificació de l'heli com a una relíquia del Univers primitiu. L'anàlisi espectral dels estels, i de les galàxies, confirmà que casi la totalitat del que podem observar està compost de un 75 % de Hidrogen, i un 25 % de heli (en proporció de masses. La proporció en nombre de àtoms es de un 90 %, i de un 10% respectivament). L'heli és també un producte de les reaccions nuclears internes dels estels. Però per produir la quantitat que observam, en el interval de temps atribuït a la creació de matèria dins un Univers estacionari, es necessitarien unes galàxies deu vegades més brillants de com ho son en realitat. En tercer lloc Arno Penzias, i Robert Wilson midaren el 1965 una radiació de fons, d'origen desconegut. Quan publicaren el seu descobriment estaven segurs d'haver vist alguna cosa distinta de una bossa local de radiació: la radiació presenta fonamentalment la mateixa intensitat y el mateix espectre en totes direccions.
Cap al 1965, amb un, o dos anys de diferència, gairebe tota la comunitat científica s'havia adherit a un model d'Univers descrit per una de las solucions de les equacions de la teoria de la relativitat general, i que hauria passat per un estat calent, i dens, el Big Bang fa de 10.000 a 20.000 milions d'anys.