Univèrs

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
Anar a : navigacion, Recercar
Tièra de 1000 articles que totas las Wikipèdias deurián aver.

L’Univèrs es la totalitat dei causas qu'existisson.

Istòria de la concepcion de l'Univèrs[modificar | modificar la font]

Lo periòde dei concepcions mitologicas[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Cosmogonia.
Un exemple de concepcion mitologica de l'Univèrs : lo modèl de la « Tèrra illa » imaginat per lei Babilonians.

La màger part dei culturas anticas umanas an imaginat una origina dau mond e de l'Univèrs. Aqueu trach sembla fòrça ancian e donèt naissença a de mites liats ai crèires religiós. Ansin, aquelei cosmologias primitivas fan largament intervenir lo subrenaturau e lo mesclan ambé d'aspècts culturaus. L'esquèma pus frequent contèn generalament leis etapas seguentas :

  • aparicion de l'Univèrs a partir dau non-rend, dau caòs, dau desconegut ò d'una entitat subrenaturala.
  • naissença dau temps, de l'espaci, de la lutz e de la matèria. Leis elements, que varian segon lei regions, començan de s'animar.
  • aparicion de la vida a partir de la mescla d'aqueleis elements.
  • aparicion de l'òme.
  • possibilitat de creacion d'un Univèrs novèu après un cataclisme mondiau.

Per exemple, segon l’Enuma Elish dei Babilonians, lo mond èra inicialament emplit d'un tot indiferenciat emplit de l'aiga originala. Puei, lei dieus Apsu e Tiamat, representant respectivament l'aiga doça e l'aiga salada, comencèron d'engendrar divèrsei generacions de divinitats. Après una tiera de combats, Marduk ne venguèt lo cap. Creèt alora lo mond (estèlas, planetas, montanhas...) e leis elements avans de plaçar Babilònia au centre de l'Univèrs. Enfin, creèt l'òme per servir lei dieus.

La cosmogonia babiloniana dau sègle VI avC imaginava donc Babilònia sus Eufrates enviroutada per una massa de tèrras representant lei regions vesinas (Assíria, Armenia...) ela meteissa enviroutada per un ocean ò un riu marcant lo limit dau mond materiau. L'ensems èra cubèrt d'una vòuta ont èran empegadas leis estèlas.

Dins aquelei sistèmas, lei movements dau Soleu, de la Luna e dei planetas foguèron sovent estudiats coma de presagis anonciators d'eveniments bòns ò marrits. Aquò favorizèt dins mai d'una region lo desvolopament de l'astrologia que gardèt durant de sègles un ròtle major dins l'estudi de l'Univèrs.

Lo periòde dau modèl de Ptolemèu[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Ptolemèu.
Representacion dau modèl cosmologic aristotelician qu'inspirèt lo modèl de Ptolemèu.

A partir dau sègle VI avC, de filosòfs e sabents indians e grècs comencèron d'estudiar lo mond segon de metòdes basats sus l'observacion e la logica. Aquò foguèt a l'origina d'una efervescéncia intellectuala que veguèt la formulacion d'ipotèsis novatritz. Per exemple, l'Indian Kanada (sègle VI avC) prepausèt una teoria atomica e postulèt que la lutz e la calor foguèsson doas varietats de la meteissa substància.

Aquelei filosòfs abandonèron lei modèls cosmologics exclusivament basats sus lei racòntes religiós per formular d'idèas tenent còmpte de la realitat materiala. Entre elei, lo pus important es Aristòtel (384-322 avC) que son òbra se difusèt dins lo mond grèc, dins lo mond musulman e dins l'Occident Crestian. D'efiech, son sistèma foguèt représ au sègle I apC per Ptolemèu, enrichit e completat per un gròs nombre d'observacions astronomicas, çò que li permetèt de dominar lei sciéncias europèas e arabas durant tretze sègles[1].

Plaçava la Tèrra au centre de l'Univèrs. A son entorn, lei planetas, lo Soleu e la Luna viravan segon d'orbitas circularas. Lo limit de l'Univèrs èra aquela de l'esfèra deis estèlas fixas qu'èra situada après lei planetas. Per lo cristianisme, aqueu modèl aviá per avantatge de permetre un posicionament aisat dau paradís car laissava una plaça liura e inaccessibla darrier l'esfèra deis estèlas.

Lo modèl eliocentric[modificar | modificar la font]

Representacion dau modèl eliocentric de Copernic.

A partir dau sègle XVI, lo modèl de Ptolemèu comencèt de faciar d'oposicions car entraïnava d'errors de calcul tròp importantas. Aquò favorizèt l'emergéncia de teorias novèlas que desvolopèron l'idèa d'un sistèma eliocentric. Lo premier d'entre elei foguèt prepausat per lo prèire polonés Nicolau Copernic (1473-1543). Installèt lo Soleu au centre de l'Univèrs ambé lei planetas virant a son entorn e la Luna a l'entorn de la Tèrra. En despiech d'oposicions vivas, la prevision de certanei fenomèns astronomics[2], lei descubèrtas dei lèis de Kepler[3], dau sistèma jovian[4], mena de Sistèma Solar miniatura, e l'observacion dau passatge de Mercuri davant lo Soleu[5] confiermèron e completèron aquela vision.

A partir de 1580, la Glèisa foguèt obligada d'acceptar lo principi de l'equivaléncia deis ipotèsis. Lei sistèmas eliocentrics èran admés coma ipotèsi per facilitar lei calculs e lei prediccions. En revènge, lo modèl de Ptolemèu èra totjorn considerat coma la realitat[6]. Aquò permetèt lo desvolopament de divèrsei prepausicions coma aquela dau sistèma tychonenc que demorèt popular fins au sègle XVIII. Manteniá la Tèrra au centre de l'Univèrs, lo Soleu e la Luna viravan a son entorn e leis autrei planetas orbitavan a l'entorn dau Soleu segon de trajectòrias ellipticas.

De Newton au Grand Debat[modificar | modificar la font]

La descubèrta de la gravitacion universala per Isaac Newton (1643-1727) permetèt d'utilizar leis otís matematics per calcular lei trajectòrias deis objèctes celestiaus. Aquò permetèt d'invalidar definitivament l'ipotèsi geocentrica car la diferéncia de massas entre la Tèrra e lo Soleu impausava de plaçar lo segond au centre dau balet dei planetas. L'astronòm britanic James Bradley (1693-1762) demostrèt la revolucion de la Tèrra a l'entorn dau Soleu en 1727. La natura deis estèlas e l'existéncia de l'esfèra deis objèctes fixs contunièt en revènge de pausar un problema.

L'idèa d'un Univèrs pus estendut que lo Sistèma Solar apareguèt lentament dins lo corrent dau sègle XVIII. Son promotor principau foguèt probablament Thomas Wright (1711-1786). En 1750, depintèt la Via Lactèa coma un jaç prim d'estèlas de luminositat febla. Pasmens, leis adversaris d'aquela ipotèsi foguèron nombrós. Per exemple, Edmund Halley (1656-1742) e Jean-Philippe de Chéseaux (1718-1751) s'interroguèron sus la color sorna dau cèu. D'efiech, se i aviá d'autreis estèlas dins l'Univèrs, lo cèu nuechenc deuriá èsser totalament luminós car totei lei direccions d'observacion deurián arribar sus la superficia d'una estèla (paradòxa d'Olbers). De mai, segon la mecanica newtoniana, l'existéncia d'autreis objèctes massís auriá ineluctablament entraïnat, en causa de l'atraccion gravitacionala, una instabilitat estructurala generala e un escrachament finau de tota la matèria.

Representacion de la Via Lactèa realizada per William Herschel en 1785.

Pasmens, l'idèa d'un Univèrs contenent un gròs nombre d'estèlas contunièt de se desvolopar[7]. Naturalament, aquel ensems d'ensems foguèt identificat a la Via Lactèa que son estructura començava pauc a pauc d'èsser descubèrta per leis astronòms. En particular, en 1755, Immanuel Kant (1724-1804) imaginèt una Via Lactèa formada d'un ensems d'estèlas en rotacion. Puei, trenta ans pus tard, la premiera representacion de la galaxia nòstra basada sus d'observacions astronomicas foguèt realizada per William Herschel (1738-1822). Mostrèt una forma mai ò mens redonda e plana. Lo Soleu i èra plaçat dins la region centrala. Dins lo corrent dau sègle XIX, lo principi de l'existéncia de la Via Lactèa foguèt pauc a pauc acceptat mai sa forma demorèt lòngtemps mau compresa. Per exemple, Carl Charlier (1862-1934) prepausèt un sistèma ierarquizat segon un sistèma d'objèctes orbitant qu'èran elei meteissei en orbita dins un sistèma pus larg ansin e autrament.

En 1845, Lord Rosse (1800-1867) descurbiguèt la premiera « nebulosa espirala » e i trobèt de fònts luminosas. Aquelei trabalhs foguèron perseguits gràcias au desvolopament tecnologic. Heber Doust Curtis (1872-1942) observèt ansin plusors novas dins la Nebulosa Espirala d'Andromèda. Èran pus feblas de dètz magnituds a respèct dei novas « normalas ». Gràcias a aquelei calculs, estimèt la distànca de la nebulosa a 500 000 ans lutz. Concluguèt ansin a l'existéncia d'una multitud « d'univèrs illa ».

Lo Grand Debat[modificar | modificar la font]

Lo Grand Debat es una controvèrsia scientifica qu'aguèt luòc dins lo corrent deis ans 1920[8], principalament entre Heber Curtis e Harlow Shapley (1885-1972). Lo premier defendiguèt son idèa d'existéncia de plusors univèrs illa e lo segond sostenguèt, au contrari, la vision pus tradicionala de l'inclusion dei nebulosas espiralas a l'interior de la Via Lactèa. Per demostrar son opinion, Curtis avancèt la similitud entre la forma de la Via Lactèa e aquela dei nebulosas espiralas e de mesuras mostrant un efiech Doppler fòrça important.

Aqueu debat foguèt definitivament acabat per leis observacions realizadas en 1923-1924 per Edwin Hubble (1889-1953). D'efiech, detectèt d'estèlas variablas cefeidas au sen de la Nebulosa Espirala d'Andromèda e de calcular sa distància. Trobèt aperaquí 900 000 ans lutz, çò qu'èra tròp alunchat per far partida de la galaxia nòstra. Ansin, la concepcion de l'Univèrs passèt d'una galaxia unica a una multitud.

La question de l'expansion de l'Univèrs[modificar | modificar la font]

Dins lo corrent deis ans 1910 e 1920, lei principis de la relativitat generala foguèron aplicats a la modelizacion de l'Univèrs. Lo premier qu'assaièt foguèt Albert Einstein (1879-1955) que prepausèt un modèl d'univèrs relativista en 1917. Son sistèma presentava un univèrs estatic, gràcias a l'introduccion d'una constanta cosmologica, qu'èra instable. Ansin, quauqueis ans pus tard, comencèt de s'estudiar de modèls d'univèrs en expansion ò en contraccion. Lo precursor d'aquela recèrca foguèt Alexander Friedmann (1888-1925) que son trabalh foguèt completat d'un biais independent per Georges Lemaître (1894-1966), Howard P. Robertson (1903-1961) e Arthur Geoffrey Walker (1909-2001).

Aquò donèt naissença a la metrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker que permet de descriure un espaci temps de geometria omogenèa e isotròpa. Totjorn utilizada a l'ora d'ara, es ben adaptada per estudiar l'evolucion de l'Univèrs sus de distàncias fòrça importantas. De mai, en 1927, a partir d'observacions sus la reparticion de la matèria, Georges Lemaître formulèt la « teoria de l'atòm primitiu » que depintava un Univèrs jove caud, fòrça condensat e en expansion rapida. Assimilabla a una explosion, aquela fasa suscitèt l'ironia de Fred Hoyl (1915-2001) que li donèt lo nom de Big Bang en 1949.

Imatge dau raionament cosmic fossil mesurat en 2003 per la mission WMAP.

Lo concèpte de Big Bang se turtèt a una oposicion viva, principalament per de rasons religiosas. La principala foguèt la teoria de l'estat estacionari de Fred Hoyl, Thomas Gold (1920-2004) e Hermann Bondi (1919-2005). Per conciliar l'idèa d'un univèrs en expansion, causa confiermada en 1929 per Hubble, e aquela d'un Univèrs eternau e immudable, imaginèron de camps de creacion continua de matèria situats entre lei galaxias. Pasmens, aqueu modèl mau capitèt d'explicar mai d'un fenomèn, coma la difusion non omogenèa dei galaxias, e foguèt finalament abandonat.

Fotografia dau telescòpi Hubble mostrant plusors desenaus de galaxias.

En 1965, la descubèrta dau raionament cosmic fossil per Arno Allan Penzias (nascut en 1933) e Robert Woodrow Wilson (nascut en 1936) portèt una pròva solida en favor dau modèl dau Big Bang. Aquela teoria es ansin uei acceptada per la màger part de la comunautat scientifica que la completèt a mesura dei descubèrtas. Dins aquò, es pas encora satisfasenta que tèn de limits importants.

D'efiech, lei teorias scientificas actualas, principalament la relativitat generala e la mecanica quantica, son pas capablas de descriure lei singularitats, es a dire la concentracion d'una massa quasi infinida dins un espaci fòrça reduch. A l'ora d'ara, leis exemples pus frequents de singularitats son lei traucs negres. Pasmens, l'Univèrs jove, caud e condensat dei premiereis instants après lo Big Bang èra tanben una singularitat. La cosmologia actuala es ansin pas en estat d'explicar lei fenomèns qu'an agut luòc d'aqueu temps.

La descubèrta de la matèria sorna e de l'energia sorna[modificar | modificar la font]

En fòra de la question dei singularitats, d'autrei questions son vengudas complexificar la comprenença de l'Univèrs. La premiera apareguèt a partir deis ans 1970 e regarda la descubèrta de la matèria sorna, matèria desconeguda mai probablament diferenta de la matèria ordinària. La segonda es fòrça pus recenta qu'emergiguèt après la descubèrta de l'acceleracion de l'expansion de l'Univèrs en 1998. Enfin, son aparegudas divèrsei teorias regardant l'unicitat de l'Univèrs ela meteissa.

L'enjòc d'aquelei questions es de preveire lo futur de l'Univèrs. Uei, i a doas ipotèsis principalas. La premiera imagina, après una fasa d'expansion, una fasa de contraccion que s'acabarà per una mena d'explosion finala, dicha Bing Crunch, similara a una mena de Big Bang. L'autra depinta un Univèrs en expansion permanenta fins a sa dissolucion (Big Rip). Lo critèri decisiu per copar es probable la massa intèrna de l'Univèrs. S'es pron importanta, pòu arrestar la creissença e entraïnar lo Bing Crunch. Pasmens, la descubèrta de l'acceleracion de l'expansion sembla puslèu acreditar la segonda possibilitat.

La matèria sorna[modificar | modificar la font]

Reparticion dei velocitats de rotacion deis estèlas dins una galaxia espirala.

L'existéncia de la matèria sorna foguèt descubèrta ambé la descubèrta d'una gròssa diferéncia entre la massa calculada dei galaxias e la massa de la matèria visibla. Aqueu fenomèn foguèt establit dins lo corrent deis ans 1930 per Fritz Zwicky (1898-1974). Pasmens, sei mesuras èran tacadas d'una incertitud fòrça importanta en causa dei limits de la tecnologia dau periòde e foguèron oblidadas. Aquò cambièt a partir dau decenni 1970 e dei mesuras realizadas per Vera Rubin (1928-2016) que mostrèron ben la preséncia d'un problema.

En particular, Vera Rubin estudièt la velocitat de rotacion deis estèlas dei galaxias espiralas a l'entorn de son centre galactic. En teoria, aquela velocitat dèu demenir en foncion de la distància a respèct d'aqueu centre segon lei lèis de Kepler. Pasmens, dins lei fachs, lei mesuras mòstran una velocitat relativament constanta. La massa visibla, que representa solament 10% de la massa dei galaxias, permet pas d'explicar aquela observacion. Ansin, foguèt donc necessari d'introdurre lo concèpte de matèria sorna dins lei modèls cosmologics.

L'energia sorna[modificar | modificar la font]

L'energia sorna foguèt introducha après la descubèrta de l'acceleracion de l'expansion de l'Univèrs. Sa natura es totalament desconeguda a l'ora d'ara que sembla se comportar coma una mena de fòrça gravitacionala repulsiva.

L'unicitat de l'Univèrs[modificar | modificar la font]

La question de l'unicitat de l'Univèrs es relativament anciana que mai d'un autor a imaginat l'existéncia d'unvièrs parallèl. Pasmens, dempuei lo sègle XX, mai d'un modèl permet d'imaginar una multitud d'Univèrs d'un biais scientific. Lei teorias principalas pertocant aqueu subjècte son aquelei de :

  • Hugh Everett (1930-1982) qu'imaginèt un univèrs unic mai partejats entre diferentei partidas gaire capablas d'interagir entre elei. La desvolopèt per explicar lo fenomèn dau gat de Schrödinger. A cada observacion, l'observator e l'Univèrs bifurcarián sensa cambiar lei lèis fondamentalas de la fisica.
  • Andreï Linde (nascut en 1948) prepausèt una formacion de plusors univèrs separats dotats de constantas fisicas pròprias.
  • la teoria dei còrdas que permet d'imaginar plusors univèrs de quatre dimensions e prepausa un biais eventuau per lei detectar gràcias a la gravitat que seriá susceptibla d'aver una influéncia sus un autre univèrs.

Formacion, cronologia e evolucion[modificar | modificar la font]

Lei scenaris pertocant lo foncionament de l'Univèrs primordiau e son evolucion son especulatius. Pasmens, en despiech de sei limits, la fisica actuala a establit un modèl qu'es l'objècte d'un consensus larg au sen de la comunautat scientifica. Es dich modèl estandard de la cosmologia.

L'Univèrs primordiau[modificar | modificar la font]

L'Univèrs seriá eissit d'una singularitat dicha Big Bang qu'intrèt en expansion. Aquò causèt son refrejament e entraïnè la formacion de l'Univèrs actuau. Pasmens, durant lei premiereis èras de son existéncia, èra donc un ensems relativament caud e pichon que lei lèis de la fisica actuala pòdon pas descriure. La temperatura i demeniguèt probable d'un biais rapid, çò qu'entraïnèt la separacion dei quatre interaccions fondamentalas, qu'èran probable unificats au sen d'una meteissa fòrça au començament de l'Univèrs, l'aparicion dei particulas e la formacion de la matèria. De menas de grumèus dins la matèria en formacion apareguèron benlèu d'aqueu temps. Foguèron a l'origina deis amàs galactics actuaus.

Durant lei 377 000 premiereis ans de son existéncia, l'Univèrs foguèt probable format d'un plasma caud e opac de particulas elementàrias e d'idrogèn ionizat. Aquò cambièt quand son refrejament permetèt la formacion d'atòms. L'Univèrs venguèt alora transparent, es a dire que permetèt lo viatge dei fotons. Lo raionament fossil correspond a aquela premiera emission fotonica.

De 377 000 a 150 milions d'ans après lo Big Bang, l'Univèrs demorèt ansin transparent e relativament sorn. D'efiech, franc deis emissions produchas per leis atòms d'idrogèn, i aguèt ges de lutz car leis estructuras luminosas importantas èran encara a se formar.

La formacion deis estructuras e l'Univèrs actuau[modificar | modificar la font]

Fotografia d'una galaxia en formacion, 500 milions d'ans après lo Big Bang, presa per lo telescòpi espaciau Hubble.

La formacion deis estructuras observadas dins l'Univèrs (galaxias, amàs de galaxias, premiereis estèlas...) aguèt principalament luòc entre 150 milions e un miliard d'ans après lo Big Bang. Lei premiereis estèlas devián èsser formadas unicament d'idrogèn e èsser fòrça massíssas. Gràcias ai reaccions termonuclearas que se debanan dins lei nuclèus estellars e pendent lei supernovas, aquò permetèt de produrre d'elements quimics pus pesucs que l'idrogèn. Ansin, apareguèron pauc a pauc d'atòms e de compausats pus complèxs, çò que permetèt l'aparicion dau Sistèma Solar e de la vida.

Lei galaxias conoguèron inicialament un periòde d'agitacion fòrça importanta. En particular, l'interaccion entre la matèria galactica e lei traucs negres situats au centre dei galaxias donèt naissença a de gits de matèria e a de sinhaus electromagnetics fòrça poderós (quasars, galaxias activas...). Pasmens, l'intensitat d'aquelei fenomèns demeniguèt pauc a pauc e leis estructuras comencèron de s'estabilizar. Per exemple, dins lo cas de la Via Lactèa, lei braç espiraus apareguèron probable a partir de cinc miliards après lo Big Bang.

Lo futur de l'Univèrs[modificar | modificar la font]

Lo futur de l'Univèrs es pas encara determinat. A l'ora d'ara, i a quatre ipotèsis principalas que son la mòrt termica, lo Big Rip, lo Big Crunch e l'instabilitat dau vuege.

La mòrt termica[modificar | modificar la font]

La mòrt termica es generalament considerada coma l'avenir pus probable de l'Univèrs. Considera que va contuniar son expansion fins a agantar son equilibri termodinamic. Dins aqueu cas, la matèria serà tròp freja e tròp dispersada per permetre la perseguida de la formacion d'estèlas. La durada necessària per agantar aquel estadi es mau estimada que va de 1014 a 10100 ans segon lei modèls.

Lo Big Rip[modificar | modificar la font]

L'idèa dau Big Rip es recenta qu'emergiguèt ambé la descubèrta de l'acceleracion de l'expansion de l'Univèrs e de l'energia sorna a la fin dau sègle XX. Segon ela, l'energia sorna es una fòrça repulsiva qu'aluncha pauc a pauc lei constituents de la matèria. A l'ora d'ara, es pus febla que leis interaccions permetent de mantenir ensems lei particulas elementàrias formant la matèria. Pasmens, dins quauquei desenaus de miliards d'ans (22 miliards segon leis autors de la premiera formulacion de la teoria), aqueu rapòrt s'inversarà entraïnant l'estraçament de la matèria.

Lo Big Crunch[modificar | modificar la font]

Lo Big Crunch es una ipotèsi anciana qu'imagina un Univèrs mai ò mens ciclic amb una alternància de creacion e de destruccion. Segon aquela teoria, l'expansion dèu s'arrestar e èsser remplaçada per una fasa de contraccion. L'Univèrs vendrà tornarmai una singularitat cauda e condensat susceptibla, segon certanei fisicians, de tornar formar un Univèrs. Pasmens, aquela ipotèsi sembla uei incorrècta car l'expansion de l'Univèrs es a accelerar, çò qu'es pas compatible amb una contraccion.

L'instabilitat dau vuege[modificar | modificar la font]

Segon certanei teorias, l'Univèrs se situa dins un vuege faus. Dins la teoria quantica dei camps, un tal vuege es un espaci metastable. Es a dire qu'a l'aparéncia d'un espaci estable mai qu'existís de biais per lo destabilizar. En particular, serà possible d'agantar per efiech tunèu un estat energetic pus estable. Se una transicion d'aqueu tipe es possibla, sei consequéncias son mau compresas. Segon leis autors, va de la propagacion d'una onda destrusent totei leis estructuras de l'Univèrs a la velocitat de lutz a una modificacion fòrça reducha de l'estat de la matèria.

Proprietats fisicas de l'Univèrs[modificar | modificar la font]

Talha e forma[modificar | modificar la font]

Lei tres topologias possiblas de l'Univèrs segon la valor de sa corbadura espaciala.

La talha de l'Univèrs, sa forma e sa natura, finida ò infinida, son desconegudas. Segon lei donadas pus recentas, lei telescòpis pòdon observar d'objèctes aguent emés sa lutz i a 13,7 miliards d'ans lutz. En tenent còmpte de l'expansion de l'Univèrs, aquò dòna un diamètre de 92 miliards d'ans lutz a l'Univèrs Observable. Pasmens, i a un espaci que se situa entre lo limit dau domeni observable e l'orizont de propagacion de l'Univèrs. Sa natura es desconeguda, çò que permet pas de definir la natura dau limit de l'Univèrs eu meteis.

La forma de l'Univèrs es tanben l'objècte de discussions entre fisicians. La solucion despend probable de la valor de la corbadura espaciala :

  • s'es superiora a 1, l'Univèrs a una topologia esferica.
  • s'es inferiora a 1, a una topologia cilindrica.
  • s'es egala a 1, a una topologia plana.

A l'ora d'ara, lei scientifics son pas capables de calcular la corbadura espaciala de l'Univèrs mai l'ipotèsi pus probabla es aquela de l'Univèrs plan.

Temps e expansion[modificar | modificar la font]

En 2015, lo temps de l'Univèrs èra estimat a 13,799 ± 0,021 miliards d'ans per leis astronóms. Aqueu calcul preniá en còmpte la descubèrta de l'acceleracion de l'expansion de l'Univèrs e l'existéncia probable de la matèria sorna e de l'energia sorna. Èra principalament basat sus l'observacion de l'anisotropia dau raionament fossil, dau comportament luminós dei supernovas de tipe I, de la reparticion deis amàs de galaxias.

L'expansion de l'Univèrs es relativament ben descricha per la relativitat generala. Despend de la « constanta » de Hubble qu'es en realitat un paramètre variable. Sa valor actuala foguèt mesurada per divèrsei missions scientificas dins lo corrent deis ans 2000 e 2010. Lei resultats trobats se situan a l'entorn de 70 km/s/Mpc[9]

Espaci temps[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Espaci temps.

L'espaci temps es la representacion, eissida de la relativitat, de l'espaci ont an luòc totei leis eveniments fisics que se debanan dins l'Univèrs. Es format de tres variablas espacialas e d'una variabla temporala que permèton d'identificar d'un biais unic un eveniment gràcias a un ensems de quatre coordenadas (x, y, z, t). Lo rapòrt entre lei variablas espacialas e la variabla temporala es donat per la constanta universala c que correspond a la velocitat de la lutz.

Composicion[modificar | modificar la font]

L'Univèrs es compausat de tres constituents majors, que son l'energia sorna (68,3%), la matèria sorna (26,8%), la matèria ordinària (4,9%), e de tres elements menors que son lei radiacions electromagneticas e l'antimatèria. Sa reparticion es omogenèa sus de distàncias superioras a 300 ans lutz mai pòu presentar d'eterogeneïtats importantas, coma lei galaxias, a de dimensions mendras.

L'energia sorna[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Energia sorna.

L'energia sorna es una forma d'energia ipotetica qu'empliriá uniformament tot l'Univèrs e que seriá dotada d'una pression negativa. Seriá ansin una mena de fòrça gravitacionala repulsiva. Son existéncia es necessària dins lei modèls cosmologics actuaus per explicar l'acceleracion de l'Univèrs mai sa natura vertadiera es totalament desconeguda.

La matèria sorna[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Matèria sorna.

Lo concèpte de matèria sorna foguèt introduch dins lei teorias cosmologicas modèrnas per explicar lei diferéncias observadas entre la massa visibla dei galaxias e sa massa vertadiera. Sa natura precisa es desconeguda mai es sensibla a la gravitat. Una partida podriá èsser de matèria normala qu'es pas visibla car tròp freja per emetre un raionament electromagnetic observable. Pasmens, aquela possibilitat permet pas d'explicar la totalitat de l'escart de massa. Lei fisicians son donc puslèu a considerar l'existéncia d'una categoria de matèria que seriá diferenta de la matèria ordinària. Lo neutrinò sembla un candidat seriós mai d'ipotèsis regardant de particulas encara d'identificar existisson tanben (lei WIMP).

La matèria ordinària[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Matèria.
Fotografia de la Nebulosa d'Orion, nívol de matèria ordinària qu'es a s'afondrar per formar d'estèlas.

La matèria ordinària fòrma leis objèctes observables coma leis estèlas, lei nívols de gas interstellars ò lei galaxias. Pòu existir segon quatre estats (solid, liquid, gasós e plasma) mai certaneis experiéncias recentas ne suggerisson l'existéncia d'au mens dos suplementaris (condensat de Bose-Einstein e gas de fermions degenerat).

Segon lo modèl actuau, la matèria ordinària es compausada de dotze fermions e de cinc tipes de bosons. Entre lei fermions, se destria lei quarks e lei leptons. Lei premiers s'associan entre elei per formar d'adrons, que son de particulas somesas a l'interaccion fòrta, coma lo proton ò lo neutron. Lei segonds an un espin egau a ½ e son pas somés a l'interraccion fòrta. D'exemples de leptons son l'electron e lo neutrinò.

Lei bosons son lei vectors deis interaccions fondamentalas. Son donc de particulas fondamentalas coma lei bosons de mesura (interaccion febla), lo foton (interaccion electromagnetica), lo gluon (interaccion fòrta) e lo boson de Higgs (mecanisme electrofeble). L'existéncia de bosons per la gravitat (dich graviton) ò per la matèria sorna (dich axion) es postulada.

Lei protons, lei neutrons e leis electrons pòdon s'associar entre elei per formar d'atòms que pòdon a son torn se reünir per formar d'assemblatges complèxs dichs moleculas. Fòrman la màger part deis objèctes visibles de l'Univèrs.

Liames intèrnes[modificar | modificar la font]

Bibliografia[modificar | modificar la font]

Nòtas e referéncias[modificar | modificar la font]

  1. Lo sistèma de Ptolemèu foguèt pasmens jamai universau. D'efiech, fins a l'adopcion generala dau modèl eissit dei trabalhs de Newton, d'autrei concepcions exitiguèron. En particular, se fau mencionar l'existéncia deis astronomias chinesa e maia. La premiera desvolopèt plusors modèls – que certanei èran relativament pròches dau modèl aristotelician – e foguèt volontariament abandonada dins lo corrent dau sègle XVII au profiech de l'astronomia europèa. La segonda dispareguèt ambé la conquista e la destruccion dei ciutats maias per leis Espanhòus au sègle XVI.
  2. En realitat, franc de sa concepcion eliocentrica, lo sistèma prepausat per Copernic èra totalament faus. A tèrme lòng, èra probable tant imprecís que lo modèl de Ptolemèu. Pasmens, a respèct d'aqueu darrier, èra basat sus d'observacions astronomicas pus recentas. Ansin, lei previsions eissidas dau metòde de calcul prepausat per Copernic semblèron pus justas per sei contemporanèus, çò que permetèt d'impausar l'idèa de l'eliocentrisme au sen de l'elèit scientific.
  3. Establidas entre 1609 e 1618 per l'Alemand Johannes Kepler (1571-1630), aquelei lèis depintèron leis orbitas dei planetas coma d'ellipsas e non coma de ceucles perfècts. Aquò permetèt de preveire son desplaçament.
  4. Descubèrts en 1610 per Galileo Galilei (1564-1642), lei quatre satellits de Jupitèr viran a l'entorn de sa planeta segon d'orbitas que pòdon aisament s'observar sus de periòdes de quauquei jorns ò setmanas.
  5. Observat per lo premier còp en 1631 per lo Francés Pèire Gassendi (1592-1655), permetèt de demostrar que Mercuri vira a l'entorn dau Soleu. Permetèt tanben de validar lei lèis de Kepler que foguèron utilizadas per preveire lo fenomèn.
  6. Aqueu compromés foguèt un aspèct major de la sciéncia e de la teologia dau sègle XVII. Son refús foguèt a l'origina dau procès e de la condamnacion de Galilei.
  7. Aquela idèa apareguèt per lo premier còp ambé Galileo Galilei que descurbiguèt d'estèlas novèlas gràcias a sa luneta astronomica. Ambé lo progrès tecnic, lo nombre d'estèlas conegut contunièt d'aumentar.
  8. Lo rescòntre formau se debanèt lo 26 d'abriu de 1920 mai la discussion durèt plusors ans.
  9. 71,9 km/s/Mpc per la mission WMAP (2008), 67,8 km/s/Mpc per la mission Planck (2009) e tornarmai 71,9 km/s/Mpc per lo projècte H0LiCOW (2016).