Cosmologia

Data: 17 desembre 2019

El model cosmològic actual

Porta la visió descentralitzada Copernicana fins a les seves últimes conseqüències.
Es basa en el Principi Cosmològic: l'univers és homogeni i isòtrop a gran escala.
- Homogeni: en volums grans de mesures similars tenim les mateixes propietats
- Isòtrop: si s'observa l'univers en qualsevol direcció les propietats estadístiques promig són les mateixes.

El model cosmològic actual està basat en una visió dinàmica del cosmos regulada per la Relativitat General:
- Mostra de forma explícita que l'univers és dinàmic: s'ha d'expandir o contraure globalment; les solucions estàtiques són possibles però resulten inestables.
- L'evolució de l'univers (i la seva dinàmica) i, en particular, la geometria global de l'espai, queda unívocament determinada per la seva densitat mitjana de massa i energia.
- L'univers no té ni centre ni vores, però pot ser finit.
- L'univers pot no ser etern i tenir un principi... i un final.

L'univers porta el seu propi espai i temps, no s'ha de pensar l'univers com que s'estigui expandint en un altre espai, per exemple.

Va aplicar el principi cosmològic a les equacions de camp d'Einstein lligant, per a una curvatura de l'espai fixada, l'evolució de l'univers amb els diferents fluids que el formen.
El conjunt de dues equacions de la cosmologia física que regeix l'expansió de l'espai en models homogenis i isòtrops d'univers dins el context de la relativitat general es coneix com a equacions de Friedmann.
- Incògnites: signe de la curvatura (-1, 0 o +1) i factor còsmic d'escala [math]\displaystyle{ a(t) }[/math] (és com l'ordre de magnitud de la mida de l'univers, on l'escala actual és 1).
- Derivades per primera vegada pel matemàtic rus Alexander Friedmann el 1922.
- Possibles solucions del factor còsmic d'escala: depenent de la constant cosmològica tenim Big Bang (les solucions quan [math]\displaystyle{ a(t) = 0 }[/math], també conegudes com singularitats matemàtiques) o no.

- Big Bang: nom despectiu que li va donar l'"Andrew Heule" (o algo així es diu aquest paio).
  - Aquest paio deia que l'hidrogen es podia sintetitzar a les estrelles, però ara se sap que no, i que l'únic instant en què es podia sintetitzar és al principi, just després del Big Bang, per les altes densitats i temperatures.
  - De fet, al principi de l'univers es va sintetitzar hidrogen i heli. Quan hauria de començar a sintetitzar el carboni, l'expansió va expandre's prou perquè no passés.
  - Per tant, la nucleosíntesi primordial és aquesta sintetització de l'hidrogen i heli al principi de l'univers.

[math]\displaystyle{ \text{velocity} = \text{Hubble constant} \times \text{distance} }[/math] (de fet la constant de Hubble varia amb el temps)

[math]\displaystyle{ v = H_0 \times R }[/math]

La velocitat radial de les galàxies augmentava amb la distància.
La relació realment la va trobar Lemaître uns quants anys abans, però el merit se'l va emportar Hubble, quin remei :/
Des d'una altra galàxia, si s'observés el mateix (que les galàxies s'allunyen), això ens indica que l'univers s'està expandint. Per tant és una evidència que l'univers s'està expandint.

És la densitat que separa un univers obert d'un tancat (suposant que és un univers d'un sol fluid).

[math]\displaystyle{ \rho_c = \frac{3H_0^2}{8 \pi G} }[/math]

Fa uns 6 mil milions d'anys que l'univers es troba en una fase d'expansió accelerada causada per l'energia fosca.
- La brillantor de les supernoves més distants permet mesurar l'evolució del ritme d'expansió de l'univers i fixar la seva edat [math]\displaystyle{ t_0 }[/math] en uns 14 mil milions d'anys (al voltant de 13 800 milions d'anys, per ser precís, tot i que va variant d'any en any per les millors mesures).