Ada Lovelace

Ada Augusta Byron King, comtessa de Lovelace va néixer a Londres el 10 de Desembre de 1815, essent la única filla legítima del poeta anglès Lord Byron.

Ada Lovelance es va criar en una ambient rodejat de poesia i les arts literàries, no obstant, de ben petita ja va decidir que de gran volia ser matemàtica i metafísica.

Als 17 anys va començar a traduir els treballs matemàtics de Laplace junt amb la matemàtica Mary Sommerville, treballs que posteriorment es van poder utilitzar a Cambridge gràcies a les seves traduccions.

Ada també va conèixer a l’inventor britànic Charles Babbage, el qual va ser el causant de la seva inclinació cap a la computació, d’aquesta manera Ada Lovelance va ser la primera programadora en la història dels computadors.

El seu primer treball, junt a Babbage, va ser la creació d’una màquina analítica capaç de resoldre equacions diferencials.

A més de relacionar-se amb Charles Babbage, Ada va tenir l'oportunitat de conèixer personalment a Sir David Brewster (físic britànic), Charles Wheatstone (físic i inventor britànic, conegut especialment pel seu treball a l'electricitat), Charles Dickens (novel·lista anglès) i Michael Faraday (químic i físic anglès, inventor del motor elèctric, el generador i la dinamo).

Com a primera dona en el món dels ordinadors, Lovelace ocupa un espai sensible en el quadre de figures històriques i ens recorda que les dones i la informàtica sempre han tingut una estreta relació, des del començament, ocupant un rol decisiu i no simplement una presència testimonial.

Moltes han estat les dones que han realitzat grans aportacions a la informàtica, però només Ada compta amb un llenguatge de programació que porta el seu nom. El 1979 el Departament de Defensa dels Estats Units va crear un llenguatge de programació basat en Pascal en honor a Ada Byron anomenat llenguatge de programació ADA. Va ser el primer reconeixement a la seva feina després de la seva mort.

Ada Lovelace va morir el 27 de Novembre de 1852.

Christian Doppler

Christian Andres Doppler va néixer a Salzburg, Àustria, el 28 de Novembre de 1803.

Havia nascut en una família de paletes però a causa de problemes de salut no va poder continuar amb el negoci familiar i va començar a estudiar física i matemàtiques a Viena i a Salzburg. L’any 1841 va començar a treballar com a professor a la Universitat de Praga i també va començar a investigar. Precisament, l’any 1842 publicà el seu treball més important i conegut sobre el fenomen físic conegut avui dia com l’efecte Doppler. 

L’efecte Doppler és el fenomen que podem observar diàriament quan veiem passar una ambulància pel carrer. Si està sonant la sirena de l’ambulància podem comprovar com el so de la sirena es va tornant més agut a mesura que s’apropa cap a nosaltres i més greu a mesura que se’ns allunyà.  Se sol enunciar aquest fenomen com “l’aparent canvi de freqüència d’una ona produït per el moviment relatiu de la seva font, de l’observador o ambdós”.

La historia diu que va contractar una banda de música i la va fer tocar a sobre d’un carro en moviment pel mig de Praga per a demostrar experimentalment el fenomen que duu el seu nom.

Christian Doppler, durant els seus anys de professor i investigador a la Universitat de Praga va publicar més de 50 articles d’investigació en matemàtiques, física i astronomia. Tot i la seva productivitat editorial, no va tenir gaire èxit com a professor i matemàtic, amb la notable excepció de la admiració cap a moltes de les seves idees per part de l’eminent matemàtic Bernard Bolzano.

Bolzano no va ser l’únic gran científic i contemporani de Doppler amb el qual aquest va tenir contacte, hi ha una interessant anècdota entre Doppler i el pare de la genètica, Gregor Mendel.

L’any 1850 Christian Doppler va ser anomenat director de l’Institut de Física Experimental de la Universitat de la Imperial ciutat de Viena. Mendel va sol·licitar una plaça com a professor investigador a l’Institut però Doppler, al no quedar gaire impressionat amb la habilitat matemàtica de Mendel, la a rebutjar. No obstant, mesos més tard, es va acabar admetent a la Universitat de Viena al pare de la genètica.

La carrera com a investigador de Doppler va quedar interrompuda per la Revolució del Març de 1848. Pocs anys desprès del seu nomenament com a director de l’Institut de Física Experimental, a causa dels seus problemes de salut, es va retirar a Venècia, on va morir el dia 17 de Març de l’any 1853, a la edat de 49 anys.

Matemàtiques i excursionisme

Segur que més d’un cop heu anat d’excursió amb els amics, la escola o el CAU, o bé heu jugat alguna vegada a un raid (una gimcama per la muntanya) i heu utilitzat un mapa per a orientar – vos. En els mapes geogràfics tenim unes línies tancades, corbes i molts cops força irregulars, que s’anomenen corbes de nivell. D’on surt aquest concepte? Doncs de les matemàtiques!

Les corbes de nivell són aquelles línies (o zones) on la altura del terreny és (més o menys) la mateixa, és a dir, constant. Les corbes de nivell (o superfícies de nivell) són un concepte que surt de les matemàtiques, concretament del càlcul (o anàlisi) vectorial: es denomina corba de nivell al lloc geomètric dels punts en els quals la funció escalar del camp pren el mateix valor. Ara bé, que és una funció escalar? I un camp?

Si en cada punt de l’espai, o en una part de l’espai, hi està donat el valor de certa magnitud, llavors direm que hi està definit el camp de la magnitud esmentada. A més, a aquest camp, l’anomenarem escalar si la magnitud és escalar, és a dir, si es tracta d’un valor numèric (escalar significa “numeret”, com l’1, el 12 o el – 1583).

Per a poder definir aquest camp utilitzem el que s’anomena una funció escalar, és a dir, una operació matemàtica a la qual “li donem” un cert nombre de números, i ens “torna” un de sol, per exemple:

F(x, y) = x + y

Si en lloc de x hi posem un nombre, per exemple el 3, i en el lloc de y en posem un altre, per exemple l’1, tindrem:

F(3, 1) = 3 + 1 = 4

O sigui, el valor del nostre escalar serà 4. Aquest és el funcionament bàsic d’una funció escalar.

A partir d’aquests conceptes es poden definir magnituds i corbes de nivell, la qual cosa ha acabat desenvolupant aplicacions força interessants a la vida quotidiana, com poden ser les corbes de nivell dels mapes topogràfics.

Un altre exemple de la utilitat d’aquests conceptes matemàtics són els mapes del temps, en els quals se’ns mostra la pressió o la temperatura dels propers dies.

O sigui que, recordeu, el proper cop que estigueu llegint un mapa topogràfic, podeu gaudir d’aquesta eina gràcies a les matemàtiques!

Per saber – ne més:

• Análisis Vectorial. Autors: M. L. Krasnov, A. I. Kiseliov i G. I. Makárenko. Editorial: URSS.
• CALCULUS I i II. Autor: Tom M. Apostol. Editorial: Reverté.
• Análisis Matemático de una Variable. Autors: Bruno Juliá – Díaz i Montserrat Guilleumas. Editorial Textos Docents, Universitat de Barcelona.

Sant Albert Magne

Sant Albert Magne va néixer a Lauingen, Baviera, entre 1193 i 1206 (la data no està del tot clara) en una noble família de la diòcesis de Augsburg.

Va començar els estudis sobre lleis a Pàdua (Padova, Itàlia) al voltant de 1220, on va profunditzar en els estudis de la filosofia aristotèlica. L’any 1224 sentí la crida de Déu i entrà a formar part de la Ordre de Predicadors . 

L’any 1228 retorna a la seva pàtria i es dedica a la ensenyança  a Colonia, tot i que va anar a altres centres i va acabar de professor a La Sorbona de París, a on va tenir de deixeble predilecte a Sant Tomàs d’Aquino.

Apart de predicar i de dedicar – se a la docència, a París, va treballar en la traducció, classificació i comentant el textos d’Aristòtil. També va estudiar botànica i alquímia i va realitzar nombrosos experiments els quals, ell entenia, servien per a classificar els fets observar, idea força diferent de la dels fundadors de la ciència moderna com va ser Galileo Galilei.

Un dels seus treballs més importants va ser el descobriment de l’arsènic (en botànica i alquímia), tot i que també va fer treballs destacables en els camps de la geografia i l’astronomia on explicava, amb arguments força sòlids, que la Terra no era plana sinó rodona.

L’any 1260 va ser ordenat bisbe de la seu de Ratisbona, càrrec que va abandonar l’any 1263, desprès d’haver solucionat greus problemes de la diòcesi amb el consentiment del Papa Urbà IV.

Va morir el 15 de novembre de 1280 (a la edat de 87 o 74 anys, depenent de les fonts) .

L’any 1622 va ser beatificat, tot i que la canonització no va ser fins el 16 de desembre de 1931, per el Papa Piu XI, que el va proclamar Doctor de la Església, títol equivalent a la canonització.

Sant Albert es celebra el 15 de novembre i és el sant patró dels estudiants de ciències naturals, químiques i exactes.

Definició, constitució i principals funcions de l’atmosfera terrestre

L’Atmosfera és el lloc més important del sistema climàtic i és el medi on tenen lloc les manifestacions del temps i del clima. Es tracta de la capa d’aire que embolcalla el planeta Terra, gràcies a la força d’atracció gravitatòria que la manté “enganxada” a la superfície planetària. La paraula atmosfera és un terme compost de les paraules gregues atmos (vapor, fum) i sfera (esfera).

El gruix de l’atmosfera és molt petit en comparació amb les dimensions del planeta, de tal forma que no passa de ser més que una fina capa  gasosa que rodeja la superfície terrestre. La seva massa és, aproximadament, d’uns 5’14·10¹⁸kg (5.140.000.000.000.000.000 kg), molt petita comparada amb la massa de 1’39·10²¹kg de la litosfera.

L’atmosfera està constituïda per una mescla de gasos i partícules sòlides i líquides  en suspensió en aquests gasos. La seva densitat decreix amb l’alçada a mesura que ens allunyem de la superfície terrestre, de manera que pot considerar – se, en aproximació, formada per capes de gasos més denses com més a prop del terra es trobin.

Fins a una altura d’uns 80km els gasos de l’atmosfera es troben (relativament) ben barrejats. Per aquesta raó a aquesta primera capa de l’atmosfera se l’anomena homosfera i, en ella, la proporció dels gasos és força constant.

Per sobre dels 80km d’altura, els gasos tendeixen a formar estrats, d’acord a les seves densitats. A aquesta segona capa se la coneix per el nom d’heterosfera.

Les propietats químiques dels gasos d’aquestes dues capes tenen una gran importància des del punt de vista de la Biologia, ja que alguns d’ells, com el nitrogen, l’oxigen o el famós diòxid de carboni, intervenen en la majoria de processos que duen a terme els éssers vius (respiració, digestió, etc.). Però la entrada i sortida d’aquests gasos en els éssers vius es duu a terme amb processos molt lents, i no afecta pas a la composició de les capes.

La presència de l’atmosfera embolcallant el planeta Terra és fonamental per a l’existència de vida i per a la distribució actual de climes. Les tres funcions bàsiques de l’atmosfera, de manera molt resumida són:

1. Protegir al planeta Terra de les radiacions solars procedents del nostre Sol i de l’impacte de cossos celestes com ara els meteorits.
2. Ser la base de la vida a la Terra pe fet d’exercir de font d’oxigen, diòxid de carboni i aigua (entre molts altres gasos).
3. Regular la temperatura de la superfície terrestre: iguala força les temperatures de dia i de nit, disminuint la variació.

Com es forma una aurora polar?

La aurora polar és un curiós fenomen atmosfèric que pot observar – se als pols del nostre planeta, tot i que a vegades podem observar – la en altres regions del planeta durant curts períodes de temps. Al pol nord es coneix com aurora boral mentre que al pol sud es coneix com aurora austral.

La aurora es produeix quan una ejecció de massa solar xoca amb la regió de la magnetosfera terrestre corresponent als pols del planeta.

El Sol produeix uns fenòmens eruptius coneguts com a tempestes solars que expulsen radiació electromagnètica i partícules carregades a l’espai.

La radiació i les partícules carregades elèctricament es dirigeixen a gran velocitat cap a la Terra. Al arribar a prop de la magnetosfera terrestre, el vent solar, comprimeix el camp magnètic de la Terra.

Durant aquesta compressió es genera una gran quantitat d’energia que impulsa als electrons (partícules carregades) cap a l’atmosfera, al llarg de les anomenades línies de camp.

Al entrar en contacte amb l’atmosfera, els electrons exciten els gasos atmosfèrics del nostre planeta i aquests emeten llum i color. Acaba de néixer una aurora!

Massa VS Pes

En la nostra vida quotidiana ens trobem amb converses d’aquest tipus:

-                                                

                                - Quant peses?

-                                                              -  Peso 60 kilos.

La qual és una conversa d’allò més normal a la nostra vida diària. No obstant, no ens adonem de que, científicament, estem cometent un gran error conceptual: una cosa és la massa i una altra de diferent és el pes.

La massa (i no em refereixo a la de la pizza o la dels pastissos de l’àvia) és una magnitud física, de fet és una de les magnituds fonamentals de la Física. D’entrada i de manera intuïtiva tothom sap que és la massa, però el concepte és més complex del que ens pensem.

La massa es tracta d’un índex, és a dir, d’un numeret que ens informa del grau de resistència que té un cos a ser accelerat. Com més massa té un cos més costa accelerar – lo.

El fet de que sigui un índex no ens hauria d’estranyar pas, ja que a la vida quotidiana fem servir tota mena d’índexs: la nota d’un examen (de 0 a 10) és un índex, l’Ibex – 35 també és un índex, la temperatura també ho és i, de manera paral·lela a aquest últim, la humitat també. La massa es tracta doncs d’un altre índex que ens informa de si a un cos li costa molt o poc ser accelerat.

Antigament ala massa se l’anomenava coeficient d’inèrcia, ja que, com més massa tingui un cos, més tendirà a estar en l’estat de moviment en què es troba i, per tant, més força haurem de fer per accelerar – lo i canviar – li l’estat de repòs.

Si apliquem la mateixa força sobre dos cossos de masses totalment diferents (com podrien ser una pilota de futbol i una furgoneta) podrem observar que el cos amb menys massa (la pilota) s’accelerarà i començarà a moure’s abans que no pas el cos amb més massa (la furgoneta).

La força que fa la Terra sobre nosaltres és l’anomenada força gravitatòria, i és exactament la mateixa que fem nosaltres mateixos sobre la Terra (sinó ens enfonsaríem cap al centre de la Terra o bé, sortiríem volant) però en sentit contrari. Aquesta força que el planeta Terra fa sobre el nostre cos és el que anomenem pes (d’acord amb la segona Llei de Newton obtindrem el nostre pes multiplicant la nostra massa per l’acceleració de la gravetat terrestre, que equival a uns 9’8m/s²).

L’atracció gravitatòria de la Lluna és una sisena part de la de la Terra, això fa que molta gent pensi, erròniament, que si un pesa 60kg ha la Terra,a la Lluna només pesarà 10kg. El que succeeix en realitat és que, la massa de l’individu és la mateixa, però varia la força d’atracció gravitatòria sobre l’individu: si es troba a la Terra suportarà una força d’aproximadament 590 N (N és un Newton, la unitat de mesura de la força en el Sistema Internacional), mentre que a sobre la superfície lunar la força serà de 98 N.

En el cas d’una persona sobre la superfície de la Terra, si els forces són iguals, com és que els cossos cauen cap a la Terra i la Terra no cau cap als cossos? Doncs perquè, com ja hem dit, com més massa, més resistència a moure’s, i la Terra és milions de milions de vegades més massiva que una persona, per tant, li costa molt més accelerar – se que no pas a un objecte sobre la seva superfície. Afortunadament.

Per saber – ne més:

• Física per a la ciència i la tecnologia. Autors: Paul A. Tipler i Gene Mosca. Editorial Reverté.
• 100 Preguntes de Física. Per què volen els avions de paper i per què volen els de debò. Autor: Jordi Mazon Bueso. Editorial. Cossetània Edicions.
• Article del blog Ciència al Carrer: El Bosó de Higgs. Autor: Tony Marzoa Domínguez. Enllaç: http://cienciacarrer.blogspot.com.es/2012/07/el-boso-de-higgs.html
• Curs de mecànica newtoniana al MIT, per Walter Lewin (en anglés). Enllaç: http://ocw.mit.edu/courses/physics/8-01-physics-i-classical-mechanics-fall-1999/

Messi i l’Efecte Magnus

Minut 45 de la Segona part d’un impressionant Barça – Madrid, empat dos a dos entre l’equip de blanc i el blaugrana. Es comet una infracció, l’àrbitre pita penal i ens trobem amb Leo Messi preparat per a fer un xut directe a porteria.

Entre Messi i el gol de la victòria es troben sis jugadors de l’equip contrari fent barrera. Messi agafa embranzida i...xuta! La pilota sembla volar cap a corner però, de cop i volta i sota la atònita mirada dels defensors del Reial Madrid la pilota fa un revolt i... GOOOOOOL!!! Victòria del Barça gràcies al gol de Leo Messi!!

Però, com s’ho ha fet Messi per a enredar a la defensa de l’equip amb un xut amb “efecte” i aconseguir marcar el gol de la victòria? La resposta ens la dóna un fenomen estudiat per el físic i químic Heinrich Gustav Magnus a partir dels treballs del físic Johann Bernoulli, es tracta del fenomen físic conegut amb el nom d’Efecte Magnus.

La pilota que Messi acaba de xutar vola girant sobre si mateixa (de la mateixa manera que la Terra gira sobre si mateixa) al voltant de l’eix del xut (aquest eix és la línia imaginària que uneix la bota de Messi amb el punt on inicialment es trobava la pilota)i de manera perpendicular al flux de l’aire del camp de futbol (l’aire flueix cap a Messi mentre que la pilota s’allunya del jugador).

Quan el cantó de la pilota es mou en la mateixa direcció que el flux de l’aire (degut a que va girant), aquest cantó viatja més ràpid que el centre de la pilota i “arrossega” aire en el seu camí, fent que aquest flueixi més ràpidament. Aquesta major velocitat redueix la pressió que l’aire exerceix sobre la pilota, es tracta del Principi de Bernoulli: a major velocitat del fluid (l’aire és un fluid) hi ha menys pressió.

A l’altra banda de la pilota succeeix justament l’efecte contrari: l’aire viatja més lentament que al centre de la pilota i, per tant, la pressió serà major en aquest costat. Una pressió major generarà una força d’empenyiment que desviarà una miqueta la pilota de la seva trajectòria original (una línia recta), que és el conegut Efecte Magnus.

La victòria no es deu als coneixements de física de Messi, sinó a la seva destresa alhora de fer girar la pilota sobre si mateixa quan la xuta. No cal ser un entès en la física de fluids per a treure’n un bon profit ni ser un crac del futbol per a saber que passa en un xut amb efecte.

Els Models atòmics

“Jo, un Univers d’àtoms,

Un àtom a l’Univers”.

Richard Feynman, físic

Els primers en postular teories sobre la constitució de la matèria foren els filòsofs grecs, que suposaven que al món hi havia quatre elements: foc, aigua, terra i aire.

El filòsof grec Demòcrit (segle V a.C) va ser el primer en dir que la matèria estava formada per esferes massisses anomenades àtoms (que en grec significa: unitat indivisible).

La teoria atòmica de Dalton (1808) va resultar útil per a interpretar algunes propietats de les substàncies en les reaccions químiques, però va ser insuficient per a explicar altres fenòmens com l’electrització dels cossos per fregament.

Els diversos avenços en el coneixement de l’estructura atòmica han donat lloc a successius models atòmics.

Model atòmic de Dalton.

El 1808 Dalton va enunciar la seva teoria atòmica, on imaginava els àtoms com esferes massisses indivisibles, tal i com havia pensat Demòcrit al segle V a.C.

El model de Dalton no diu res sobre la constitució interna de l’àtom perquè en la seva època no s’havien descobert les partícules que el constitueixen.

Aquest model va implicar la distinció entre elements i compostos:

• Elements: tipus de matèria constituïda per àtoms d’una mateixa classe.
• Compostos: substància formada per la unió de dos o més elements de la taula periòdica.

Model atòmic de Thomson.

El 1897 el físic britànic Joseph J. Thomson (1856 – 1940) va demostrar que a l’interior dels àtoms hi ha unes partícules diminutes, amb càrrega elèctrica negativa, les quals va anomenar electrons.

Com que la matèria és elèctricament neutra, Thomson va considerar que l’àtom havia de ser una esfera massissa de matèria carregada positivament, en l’interior de la qual estaven incrustats els electrons.

Es tracta d’un model estàtic i no nuclear en el qual els àtoms poden perdre electrons, la qual cosa justifica fenòmens com l’electrització.

Model atòmic de Rutherford.

El 1911el físic neozelandès Ernest Rutherford (1871 – 1937) va demostrar que els àtoms no són massissos sinó que en la major part estan buits.

En la seva experiència, Rutherford va deduir que en el centre de l’àtom hi ha un diminut corpuscle, que va anomenar nucli, en el qual es troben les partícules de càrrega positiva, els protons. A més, Rutherford ja va intuir la presència d’una altra nova partícula situada en el nucli de l’àtom, els neutrons que, com el seu nom indica, tenen càrrega elèctrica neutre.

El model presenta un àtom dinàmic i nuclear, en el qual els electrons, en igual nombre que es protons, giren al voltant del nucli descrivint òrbites circulars.

Model atòmic de Bohr.

A partir dels descobriments sobre la naturalesa de la llum i l’energia, el 1913 el físic danès Niels Bohr (1885 – 1962) va proposar un nou model atòmic.

Per a Bohr els electrons giren entorn del nucli en òrbites circulars de radis definits. No totes les òrbites són possibles: existeixen òrbites permeses i altres de prohibides.

Cadascuna d’aquestes òrbites només pot tenir un nombre donat d’electrons, amb una energia determinada en cada cas.

Perquè un electró canviï d’òrbita, és necessari modificar-ne l’energia en una quantitat determinada.

El 1915 l’alemany Sommerfeld va modificar el model introduint també òrbites el·líptiques.

En aquest model, precursor de l’actual, els electrons només ocupen òrbites amb valors determinats d’energia. Es diu que l’energia està quantitzada.

El model atòmic actual.

El descobriment de James Chadwick (1891 – 1974) d’una nova partícula fonamental en el nucli, el neutró, la massa de la qual és similar a la del protó i sense càrrega elèctrica, va completar la descripció del model atòmic desenvolupat al llarg del segle XX.

En aquest model, Chadwick, va diferenciar dues parts en l’àtom: el nucli i l’escorça.

El nucli.

És la part central de l’àtom i s’hi troben els protons i els neutrons.

• Els protons són partícules amb càrrega elèctrica positiva d’1,6·10^-19C i amb una massa aproximada d’1,67·10^-27 kg.
• Els neutrons són partícules sense càrrega i de massa aproximadament igual a la dels protons.

La massa d’un àtom es concentra en el nucli, ja que la massa dels electrons és insignificant en comparació a la de protons i neutrons.

La Escorça.

És la part exterior de l’àtom i conté els electrons, proveïts de càrrega elèctrica negativa, d’igual valor absolut que la dels protons. La massa dels electrons és de 9,11·10^-31 kg, unes 2000 vegades més petita que la dels protons i dels neutrons.

En tots els àtoms, el nombre de protons del nucli és igual al nombre d’electrons de l’escorça, per la qual cosa l’àtom és elèctricament neutre.

El volum que ocupa l’àtom és aproximadament 10⁵ vegades més gran que el volum del nucli. Així, podem dir que l’àtom és, essencialment, buit.

En aquest model els electrons no descriuen òrbites definides, sinó que es troben distribuïts ocupant orbitals.

Els orbitals són regions de l’espai, entorn del nucli, on la probabilitat de trobar un electró amb una determinada energia és molt gran.

Els orbitals estan agrupats en nivells energètics que es numeren de l’1 al 7 per ordre creixent de l’energia que té l’electró en l’orbital.

Per saber – ne més:

• Breu slide sobre la història de l’àtom: http://www.slideshare.net/karypauly/historia-del-tomo
•  Vídeo sobre la història dels models atòmics (en castellà): http://www.youtube.com/watch?v=8VNvVCaeHhc&feature=youtu.be

Les proves experimentals del Big Bang

“Equipat amb els seus cinc sentits, l'home explora l'Univers que l'envolta i a aquesta aventura l'anomena Ciència".

Edwin Hubble, astrònom

Tota teoria científica es construeix a partir d’un entramat de conceptes, models i observacions, capaços d’explicar adequadament els fenòmens estudiats.

La teoria del Big Bang és la millor aproximació científica per a explicar l’origen de l’Univers: va néixer a partir d’una gran explosió.

El fonament matemàtic d’aquesta teoria el constitueix la teoria de la relativitat general desenvolupada per el físic Albert Einstein a principis del segle XX. Ara bé, com ja s’ha dit, tota teoria científica s’ha de reforçar amb observacions de la natura per a considerar – se vàlida, en el cas del Big Bang tenim tres punts de verificació experimental:

1. L’expansió de l’Univers
2. Les proporcions (relatives) dels elements primordials
3. La radiació del fons de microones

L'expansió de l’Univers

L’any 1916, Albert Einstein, va fer els primers passos fonamentals cap a la teoria del Big Bang amb el desenvolupament de la teoria de la relativitat general i la construcció d’un model (primerament estàtic) de l’Univers.

Darrera d’Einstein, l’any 1922, el matemàtic i meteoròleg rus Alexander Friedmann va proposar un model d’Univers en expansió, basant – se en que l’Univers aparenta ser el mateix des de qualsevol punt d’observació.

L’any 1929 l’astrònom nord – americà Edwin Hubble, a partir dels treballs d’Henrietta Leavitt, i de les observacions del fenomen astronòmic conegut amb el nom de desplaçament cap al roig comparades amb el conegut Efecte Doppler, va constatar que les galàxies s’allunyen les unes de les altres a una velocitat proporcional a la distància que les separa. Aquest fet es coneix avui dia com la Llei de Hubble i va ser la explicació d’un model d’Univers en expansió verificat experimentalment.

Els elements primordials

L’any 1948, l’estudiant de doctorat Ralph Alpher, conjuntament amb el seu tutor George Gamow, va proposar una imatge d’un Univers calent inicial. Aquest model permetia explicar, a partir de la teoria del Big Bang, l’aparició d’elements lleugers (com ara l’hidrogen i l’heli) com a conseqüència de processos entre electrons, protons i neutrons. Podent predir quines havien estat les proporcions inicials per a poder explicar la seva abundància en un Univers primordial.

L’any 1965 el físic Jim Peebles va fer un càlcul aproximat que concordava satisfactòriament amb els valors experimentals.

Poc desprès dels càlculs de Peebles, Ralph Alpher i Robert Herman van predir que la radiació provinent d’aquestes primeres etapes de l’Univers hauria de ser present encara en forma de radiació de fons amb un valor de pocs graus per sobre del zero absolut (0 graus Kelvin), corresponent a – 273,15ºC.

La radiació de fons de microones

La teoria prediu que hauríem de ser capaços de detectar la radiació provinent dels instants inicials de la formació de l’Univers en forma de radiació de microones (tal i com van predir Alpher i Herman).

L’any 1965, els físics nord – americans Arno Penzias i Robert Wilson, que treballaven per a la Bell Telephone, van provar el funcionament d’un detector de microones extremament sensible. El que van enregistrar va ser una proporció molt més gran de soroll de la esperada que, a més, provenia de totes les direccions i era constant.

Aquesta radiació equivalia a una temperatura de – 270ºC, exactament la predita amb la teoria del Big Bang tenint en compte el fet de la expansió de l’Univers i del temps transcorregut des de l’instant inicial fins al dia de l’observació de Penzias i Wilson.

Penzias i Wilson van rebre el premi Nobel de Física l’any 1979 per el seu gran descobriment, decisiu en l’acceptació de la teoria del Big Bang.

Per saber – ne més:

• Sobre Edwin Hubble: http://www.visionjournal.es/visionmedia/article.aspx?id=3722&rdr=true&LangType=1034
• Sobre Henrietta Leavitt: http://cienciacarrer.blogspot.com.es/2012/08/henrietta-leavitt.html
• Sobre la Teoria del Big Bang: Llibre: Historia del Tiempo, del Big Bang a los agujeros negros. Autor: Stephen W. Hawking. Editorial: Alianza Editorial.