1. Gènesi i evolució
de l’Univers

2. El segle XX
Cent anys de descobertes prodigioses

3. 1900 - 1910
Vesto Slipher Carl Wilheilm Wirtz
Descobreixen que l’espectre d’algunes “nebuloses espirals” està desplaçat cap
a la banda roja i suggereixen que podrien estar en recessió respecte de la
Terra.

4. 1907 - 1915
Albert Einstein
Einstein va entendre que la matèria i l’energia són dues formes de la mateixa cosa i
a partir d’aquesta idea elabora la “teoria de la relativitat general”, expressada en la
fórmula: e = mc2
Pel fet que aquesta teoria no s’adaptés al concepte dominant “d’univers estable”, va
aplicar-hi una variable que va anomenar “constant cosmològica” perquè s'hi ajustés.

5. 1922
Alexander Friedmann
Friedmann prova d’aplicar la teoria de la relativitat general sense la “constant
cosmològica” i descobreix que l’univers està en expansió constant.
Cap assaig experimental ha pogut contradir aquesta descoberta.

6. 1927
Georges Lamaître
Proposa la teoria que l’origen de l’Univers es produeix a partir de
l’expansió de tota la matèria des d’un punt ínfim.
Ho anomena “hipòtesis de l’àtom primitiu”, o també “l’ou còsmic”.

7. 1929
Edwin Hubble Milton Humason
Comproven observacionalment que la proposta d’Alexander
Friedmann era correcta, confirmant així la teoria de Lemaître.
Hubble estableix la llei segons la qual, com més gran es la distància
entre dues galàxies, més gran és la velocitat relativa de separació.
Amb això suggereix que l’Univers s’està expandint.

8. 1946
George Gamow
A partir dels seus càlculs, arriba a la conclusió que hauria d’existir alguna
forma de radiació molt dèbil com a romanent de l’explosió inicial. Aquesta
radiació hauria d’arribar des de tot arreu.

9. 1949
Fred Hoiyle
En una emissió radiofònica de la BBC, fa una referència sarcàstica a
la teoria de l’esclat inicial: “... aquesta absurda idea del big bang”,
afirmant que si s’hagués produït un esclat així, en persistiria encara
alguna forma de radiació que no es troba per enlloc.

10. 1965
Robert Wilson i Arno Pencias,
Mentre treballaven pels Laboratoris Bell amb un nou tipus d’antena pel
seguiment de satèl·lits de comunicacions, descobreixen una radiació que “
era com un soroll de fons que no sabíem explicar-nos ni podíem eliminar”.
Robert H. Dicke, la va identificar com el Cosmic Microwawe Background.
Va ser la primera confirmació explicita de la teoria del Big Bang.

11. 1960
Stephen Hawking
Stephen Hawking demostra que la “singularitat” és un tret essencial
de la física, descrit en les teories d’Einstein, i formula la base teòrica
dels anomenats popularment “forats negres”.

12. 1990 - 2010
L’última dècada del s. XX i la primera del s. XXI continuen essent
excepcionals en avenços tecnològics:
-Ordinadors amb extraordinària capacitat de càlcul.
-Radiotelescopis interferomètrics.
-Grans telescopis òptics.
-Sondes espacials avançades.
Han fet possible l’obtenció i processament d’enormes quantitats de
dades que permeten entendre millor l’univers primitiu, l’abundància de
nuclis galàctics actius, l’enorme massa dels cúmuls de galàxies, ...
Aquestes dades han confirmat repetidament la teoria del Big Bang i
demostren que l’expansió de l’Univers s’està accelerant.

13. WMAPP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe -
( Sonda Wilkinson d'anisotropia de microones ) - 2001 -

14. WMAPP
“Mapa” de la Radiació de Fons de Microones a l’Univers

15. Orígens de l’Univers
Vist des de la cosmologia actual

16. Sovint es presenta el Big Bang com l’explosió “d’alguna cosa física”
produïda en un espai buit preexistent.
D’aquesta manera s’intenta “simplificar” un concepte realment
complex, però sovint aporta encara més confusió.
Actualment es tendeix a definir el Big Bang com l’expansió d’un punt
matemàtic de densitat infinita, generador de tot el què és existent.
Amb el Big Bang comença tot:
L’espai, el temps, l’energia i la matèria.

17. BIG BANG
10-43 segons ( temps de Planck )
Plasma i llum
Recombinació
Edat fosca
Primeres estrelles
Primeres galàxies
Desenvolupament galàctic
TEMPS ACTUAL
Cúmuls i supercúmuls galàctics

18. Proposta de diagrama il·lustratiu de l’acceleració de l’Univers.

19. Procés d’aquest inici:
Cosmològicament, no podem saber res anterior al temps de Planck.
1 centèsima de segon. 100.000 milions de º K. Estat de plasma.
1 dècima de segon. 30.000 milions de º K. Estat de plasma.
1 segon. 10.000 milions º K. Es separen les partícules subatòmiques i la radiació.
15 segons. 3.000 milions º K. Condicions per formar-se nuclis atòmics.
3 minuts. 1.000 milions º K. Alguns protons ja es mantenen estables.
30 minuts. 300 milions º K. Es formen àtoms estables, majorment hidrogen.
700.000 anys següents. No es té constància de fenòmens apreciables.
A partir d’aquí comencen les estrelles i galàxies.
10.000 milions d’anys. Apareix la vida al planeta Terra.

20. Com neixen les estrelles ?

21. A l’univers actual hi domina la buidor,
però també hi ha grans quantitats de matèria.
La major part d’aquesta matèria hi és en forma de gas i de pols
però els diversos elements hi són en quantitats molt variades.
Per cada milió d’àtoms d’hidrogen n’hi ha:
63.000 d’heli
690 d’oxigen
420 de carboni
87 de nitrogen
45 de silici
40 de magnesi
37 de neó La major part d’aquests elements
32 de ferro es concentra en les grans nebuloses,
16 de sofre en forma de gas i pols.
... i quantitats progressivament
menors de tots els altres elements

22. Les nebuloses són el bressol
de les estrelles

23. IC 434
Nebulosa del Cap de Cavall

24. 5 anys llum
( 5475 vegades
el sistema solar )

25. Constel·lació d’Orió

26. M 42
Nebulosa d’Orió

27. Els gasos i la pols tenen tendència a acumular-se en
“grumolls”, creant zones de major densitat.
PROTOESTRELLA
A més densitat més atracció gravitatòria i més capacitat
d’acreció del gas i de la pols que l’envolta.

28. Si la protoestrella aconsegueix acumular una massa
d'almenys la vuitena part de la que té el Sol, el seu nucli
s’escalfarà fins a arribar als 10 milions de graus K.
Amb aquesta temperatura i pressió, els nuclis dels àtoms
d’hidrogen començaran a fusionar-se entre ells.
Quan es produeix aquesta situació ...

29. HA NASCUT UNA ESTRELLA !

30. Si la nova estrella pot acumular més matèria que l’energia que
irradia, anirà creixent fins a trobar un punt d’equilibri
que definirà el seu tipus i la grandària.
Nebulosa Trífida

31. Entre l’activitat nuclear i la massa es produeix un equilibri de forces:
Radiació
Gravetat
= Equilibri hidrostàtic

32. Emissió d’energia

33. En el Sol només es fusiona un protó de cada 10.000 trilions dels que xoquen.
Transforma uns 5 milions de tones de matèria en energia cada segon

34. NGC 2237
Nebulosa de la Roseta

35. NGC 2237
( detall )

36. N G C 6 0 2, al Petit Núvol de Magallanes

37. Com es produeix això ?

38. Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Proti

39. Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Proti
Deuteri

40. Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli

41. Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli
Beril·li
Carboni

42. Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli
Beril·li
Carboni
Oxigen

43. Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli
Beril·li
Carboni
Oxigen
Silici

44. Procés de nucleosíntesi
Hidrogen
Heli
Beril·li
Carboni
Oxigen
Silici
Ferro
La nucleosíntesi del ferro absorbeix energia en lloc de generar-ne.

45. Diagrama Hertzsprung - Russell ( Simplificat )
TEMPERATURA
+ massa GEGANTS SUPERGEGANTS
BLAVES ROGES
GEGANTS
ROGES
MAGNITUDS ABSOLUTES
SOL
SEQÜÈNCIA
PRINCIPAL
NANES
BLANQUES
- massa
TIPUS ESPECTRAL

46. Belatrix Estrella Y
a Orió a Canes Venatici

47. Cada estrella evolucionarà
segons la massa que tingui.
Estrelles del tipus del Sol
Estrelles de massa més
gran que 1,44 vegades el
Sol de Chandrasekhar -
- Límit
Estrelles molt massives,
més grans que 3 vegades
la massa del Sol

48. Estrelles de massa semblant a la del Sol
Nucleosíntesi:
Hidrogen - Heli ( 10 milions de graus )
Heli - Carboni ( prop de 100 milions de graus )
En aquesta situació la radiació és molt intensa i expandeix les capes més lleugeres ...

49. Estrelles de massa
semblant a la
del Sol
La capacitat de síntesi atòmica
s’esgota i la radiació baixa ràpidament...
... el nucli es col·lapsa estrepitosament i ...
GEGANT
ROJA

50. ... expulsa les capes externes formant-se
una “nebulosa planetària”

51. No té activitat termonuclear però genera escalfor per reacció exotèrmica
Temperatura: ~ 15.000º K disminuint progressivament
Té una baixa lluminositat relativa
NANA BLANCA
Diàmetre: ~ alguns milers de Km (comparable a la Terra)
Densitat: més de 1.000 tones per cm3
Vida d’aquest tipus d’estrelles: ~ 10.000 milions d’anys

52. NGC 2440
Nana blanca

53. M 57
Nebulosa de l’Anell

54. Estrelles que tenen més massa que 1,44 vegades el Sol.
Nucleosíntesi:
Hidrogen
Heli
Carboni
Oxigen
Silici
Ferro ( i un xic de níquel )
La nucleosíntesi del ferro absorbeix energia.
L’activitat nuclear de l’estrella s’esgota i col·lapsa estrepitosament ...

56. SUPERNOVA
Esclat immens que genera una temperatura i lluminositat extremes.
Expulsa a l’espai grans quantitats de matèria rica en elements
que l’estrella havia sintetitzat al llarg de la seva vida activa.
També hi llença elements més pesants que s’han generat
en el moment de l’explosió.
De l’estrella només en queda un nucli molt compacte:
ESTRELLA DE
NEUTRONS
Diàmetre mitjà: entre 10 i 20 Km
Densitat: centenars de milers de tones per cm3
Velocitat de rotació: molt ràpida (fins a uns pocs milisegons)
Vida de les estrelles de massa mitjana: ~ 3000 milions d’anys

57. Supernova
M 100

58. M1
Nebulosa del Cranc

59. Semeis 147
Remanent de supernova

60. Estrelles més grans que tres masses solars
El seu procés és molt semblant al de les estrelles mitjanes, però el nucli residual
que queda és tan dens que no obeeix a cap llei de la física coneguda.
És el què s’anomena un ...
FORAT
NEGRE
L’atracció gravitacional dels forats negres és immensa.
Tant, que no pot escapar-ne ni la llum.

61. ? FORAT
Singularitat
NEGRE
Quan la matèria de l’horitzó d’esdeveniments cau a dins de la singularitat
es produeixen potents emissions de raigs X.
Fins a l’actualitat, és l’única manera de poder detectar els “forats negres”.

62. 1 any llum
Nucli de la Via Làctia
( 9,5 bilions de Km ) ( en infrarroig )

63. Cygnus X 1
Sh 2 -101
Nebulosa de la Tulipa

64. Agrupaments d’estrelles
- Cúmuls estel·lars -

65. M 55
Cúmul obert a la constel·lació de Sagitari

66. M 13
Cúmul globular d’Hèrcules

67. Cúmul obert
M 35
Cúmul globular.
NGC 2158
Cúmuls estel·lars, a Gemini

68. Agrupaments d’estrelles
- Galàxies -

69. Hemisferi nord Hemisferi sud
Via Làctia
- desplegament esfèric -

70. Posició del Sol
Pla de la Via Làctia
( il·lustració )

71. M 81
Galàxia espiral de tipus Sb

72. M 31 - Galàxia d’Andròmeda
Galàxia espiral de tipus Sb

73. Interacció gravitacional
i fusions galàctiques

74. M 81 M 82
Galàxia de Bode Galàxia del Cigar

75. M 82

76. NGC 4676
Galàxia dels Ratolins

77. NGC 2207 IC 2163

78. Quantes n’hi ha de galàxies
a l’Univers ?

79. Camp profund Hubble
A Ursa Major

80. 2MASS -Two Micron All-Sky Survey-
“Mapa” de les galàxies descobertes fins ara en els dos hemisferis.
Es calcula que a l’Univers poden haver-n’hi més de 500.000 milions.

81. Taca Liman Alpha, a 12.900 milions d’anys llum
Protogalàxia ?

82. DE LES IMATGES
C F H Telescope Part d’aquestes imatges han
Cassini Imaging Team estat Publicades per APOD
Chandra Xray Telescope http://www.apodcatala.com
David Malin
Eddie Guscott
Hubble Heritage Team - NASA – ESA
Inter-American Observatory
Jerry Loriguss
Kitt Peak National Observatory
Lick Observatory – Mount Hamilton
Midcourse Space Experiment (MSX)
Observtorio de Paranal - NACO
Observtorio de Cerro Tololo - ESO
Puckett Observatory
C. Pare Xifrer, 1
Robert Gendler 08500 VIC
Steve Mandel http://www.astroosona.org
astrooso@astroosona.org
Swedish Solar Telescope
Tunc Tezel
United King Schmidt Telescope
RECULL I ESQUEMES
Fotografies d’autors anònims Miquel Amblàs Carbonell