Els horitzons de l’univers (VI): més enllà de l’horitzó cosmològic, una infinitud de volums de Hubble, a partir un Big Bang comú

En el capítol anterior arribàvem a la definició més habitual d’univers. El volum de Hubble o l’univers observable són formes de reflectir aquest horitzó cosmològic. D’acord amb la teoria de la inflació caòtica, podem pensar en un univers infinit, que conté una infinitud de volums de Hubble, i per tant totes les condicions inicials possibles de la inflació/expansió es donen en un volum de Hubble o un altre. La connexió causal resta restringida internament a cada volum de Hubble, per la qual cosa sembla lògic parla d’univers per referir-nos a cada volum de Hubble individual. El mot multivers s’aplica al conjunt infinit d’universos possibles. Tanmateix aquest multivers té una cosa en comú: tots els universos compleixen les mateixes lleis físiques i tenen les mateixes constants físiques. En el determinisme científic clàssic, de Descartes, de Newton o de Laplace, “condicions inicials” i “lleis físiques” són les dues potes per fer-se una idea completa de les coses. Dit d’una altra manera, si un dimoni (el dimoni de Laplace) coneix totes les lleis físiques fonamentals i coneix les condicions d’un univers (d’un volum de Hubble) en un moment donat, pot reconstruir tota la història d’aquest univers.

Volum de Hubble i univers observable: els horitzons cosmològics

El volum o esfera de Hubble es defineix al voltant d’un observador. Els límits d’aquest volum coincideixen amb la distància a la qual els objectes recessionen (per l’expansió de l’univers) a una velocitat superior a la de la llum. El radi d’aquesta esfera de Hubble és el quocient entre la constant de la velocitat de llum (c) i la constant de Hubble (H0). Aquest valor (c/H0) és la longitud de Hubble. Com que la constant de Hubble és l’invers de l’edat de l’univers (per a l’observador esmentat), se’n dedueix que la longitud de Hubble és la longitud en anys-llum corresponent a l’edat (en anys) de l’univers. Per exemple, per a la Terra en la nostra època, el volum de Hubble és de 1,38•1010 anys-llum. Val a dir, que això seria del tot correcte, si l’expansió de l’univers fos constant. En les etapes primigènies de l’univers (els primers milers de milions d’anys) hi ha una tendència a la caiguda en la velocitat d’expansió degut a la força de contracció exercida per les interaccions gravitatòries de la matèria. En l’actualitat, la velocitat d’expansió tendeix a accelerar-se, degut a l’acció de l’energia fosca.

El concepte d’univers observable és més extens que el del volum de Hubble. En aquest cas, hom inclou tots els objectes la radiació dels qual pot ésser observada en l’actualitat des de la Terra. En aquest cas, el radi és de 4,57•1010 anys-llum.

Relació entre les esferes de Hubble de dos punts de l’univers. Des de la Terra, el punt extrem es troba situat gairebé en l’horitzó cosmològic, i la radiació observada procedent d’aquest punt es correspon a un moment inicial de l’univers. La relació és recíproca. En un univers de c finita, mirar a la distància és mirar al passat.

Una forma de representar el nostre univers, és reduir les dimensions espacials a dues, i emprar l’eix vertical per assenyalar la dimensió temporal

Hem dit abans, que el nostre univers tendeix a expandir-se de forma creixent degut a l’acció de l’energia fosca, que venç l’acció contràctil de la interacció gravitatòria. En aquest sentit, són paràmetres claus w (la relació entre la pressió de l’energia fosca i la densitat d’energia fosca) i la densitat de la matèria (Ωm). En el 2003, Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski i Nevin N. Weinberg, avançaven l’escenari del Big Rip com a extrem temporal terminal del nostre univers. Bàsicament, si w < -1, llavors la taxa d’expansió de l’univers s’accelera continuadament. Alhora, el volum de Hubble de qualsevol observador tendeix a fer-se més petit, ja que un nombre creixent de filaments de supercúmuls galàctics desapareixen darrera de l’horitzó cosmològic. L’expansió, eventualment, arriba a ser prou forta com per disgregar totes les estructures mantingudes gravitatòriament: supercúmuls galàctics, cúmuls galàctics, galàxies. Seixanta milions d’anys després de la disrupció de les galàxies arribaria el torn dels sistemes estel·lars, astres, etc. Tres mesos després, també les estructures atòmiques i subatòmiques són desfetes per l’expansió. El “Big Rip” es produeix en el moment pel qual el “volum de Hubble” de cada partícula és ocupat exclusivament per aquella partícula. Caldwell et al., introduïen en l’equació una sèrie de valors (w = -1.5; H0 = 70 km/s/Mpc; Ωm = 0,3), i obtenien que el Big Rip es produïa en qüestió de 2,2•1010 anys. Seríem, doncs, a un terç de la trajectòria vital del nostre univers.

Quatre possibles models d’evolució d’un univers a partir d’un Big Bang. D’acord amb les densitats dels diferents components de l’univers, hom pot trobar una expansió desaccelerada i fins i tot revertida, o trobar un univers d’expansió accelerada.

Del Big Bang a la inflació

La teoria del Big Bang es desenvolupa a partir de la teoria general de la relativitat i de les observacions d’Edwin Hubble sobre la recessió generalitzada de les galàxies (és a dir, que les galàxies tendeixen a separar-se unes de les altres). La teoria del Big Bang va rebre un fort impuls en detectar-se la radiació còsmica de fons, interpretada com el romanent de les primeres etapes d’expansió còsmica. No obstant, subsistien una sèrie de problemes a aquesta teoria, vinculats a l’aparent uniformitat de l’univers (distribució de galàxies, homogeneïtat de la radiació còsmica de fons), que hom provà de respondre amb “models inflacionaris”. Aquests “models inflacionaris”, com l’avançat per Alan Guth el 1979, oferien mecanismes per explicar una forta inflació de l’univers en les etapes més inicials.

El multivers de nivell 1

El multivers de nivell 1 consisteix, doncs, en un espai infinit. El fet que la radiació còsmica de fons sigui uniforme, dóna suport aquesta idea, en tant que se’n dedueix un univers tridimensional pla. Dit d’una altra manera, a diferència de la superfície de la Terra (que, en el primer capítol, consideràvem bidimensional plana), el volum de l’univers no té una curvatura en una quarta dimensió espacial.

El nostre univers (en el sentit d’univers observable) seria una gota en mig de tot l’univers resultant d’un Big Bang comú.

Les fluctuacions de densitat d’inflació cosmològica provoquen que no tots els volums de Hubble tinguin les mateixes “condicions inicials”. De fet, si assumim un espai ergòdic infinit (com fan les teoria de la inflació caòtica d’Andrei Linde), trobem que els diferents volums de Hubble possibles realitzen totes les condicions inicials possibles, tot seguint una distribució estatística ben definida. Dit d’una altra manera, que hom trobarà diferents densitats d’energia fosca, de matèria fosca, etc., i per tant diferents històries d’expansió (i de contracció).

Un multivers de nivell 1 sorgeix d’un Big Bang comú, i per tant són comunes totes les lleis físiques fonamentals. Els valors de les constants universal també són constants.

El multivers de nivell 1 pot semblar immens. El nostre horitzó cosmològic (l’univers, o multivers de nivell 0) s’assoleix a la modesta distància de 4•1026 m. Les coses que hi ha més enllà no poden ser observades, ni tampoc poden haver tingut cap connexió causal directa amb nosaltres (si és que un quàsar situat, podem a 1•1026 m té gaire efecte en nosaltres). Allò que hi ha més enllà apareix com a “universos paral•lels”, regits per les mateixes lleis, però probablement amb unes condicions cosmològiques diferenciades (major o menor abundància de matèria). Els ritmes d’expansió poden ser, doncs, ben diferents. Si seguim la mètrica d’aquest multivers de nivell 1, hi ha la possibilitat estatística de trobar universos paral•lels idèntics (és a dir, amb les mateixes condicions inicials). La distància mitjana a la qual es trobaria un univers paral•lel idèntic ha estat calculada per Max Tegmark en 1010^118 m.

Parlar d’un multivers de nivell 1 (gairebé) infinit pot entrar en contradicció amb l’anomenada paradoxa d’Olbers, segons la qual un univers infinit i uniforme no permetria un cel nocturn fosc. No obstant, no hem d’oblidar que aquest multivers de nivell 1 és (gairebé) infinit en l’espai, però no pas en el temps, ja que s’origina a partir d’un esdeveniment únic (el Big Bang). Aquest origen relativament recent i la pròpia expansió de l’univers, fa que no hi hagi hagut temps material (ni que mai no hi hagi el temps suficient) perquè la infinitud d’estels del multivers de nivell 1 il·luminin completament el cel.

Arxivat a Ciència i Tecnologia
One comment on “Els horitzons de l’univers (VI): més enllà de l’horitzó cosmològic, una infinitud de volums de Hubble, a partir un Big Bang comú
  1. […] i distància que pot recòrrer un raig de llum en aquest temps. Aquest límit s’anomena horitzó cosmològic. Hi ha zones de l’univers més enllà de l’horitzó? Segurament però aquella part de […]

Els comentaris estan tancats.

%d bloggers like this: