UNIBERTSOA:

BIG BANG-ETIK GAUREGUNERA

Jesus Anregi

geda �cilla

U.E.U.ko Fisika SailaGeneral Concha 25, 6. 48010 BILBO

I.S.B.N.: 84-86967-03-1Lege-gordailua: BI-1014-88

Inprimategia: BOAN S.A. Particular de Costa 12. BILBO

AURKIBIDEA

HITZAURREA V

I.- UNIBERTSOAREN JATORRIA ETAEBOLUZIOA

1 LEHERKETA HAUNDIAREN TEORIA 2

1.1.- Leherketa haundiaren ereduaren oinarriesperimentalak 2

12.- Leherketa haundiaren ereduak egitendituen hipotesiak 24

1.3 Unibertsoaren eboluzioaren deskriba-penerako ekuazioak 31

1.4.- Unibertsoaren adina 471.5 Unibertsoaren materiaren eboluzioa 511.6.- Unibertsoaren etorkizuna 641.7.- Big bang ereduaren akatsak 671.8.- Big bang eredua eta gaur egungo

zatikien teoriak 71

2 .- UNIBERTSOAREN EREDUINFLAZIONARIOA 76

3 .- UNIBERTSOAREN EBOLUZIOARENURRATS GARRANTZITSUENAK 89

EGUZKI-SISTEMA 99

1.- EGUZKI-SISTEMAREN JATORRIA 99

2 .- EGUZKI-SISTEMAREN AZTERKETAESPAZIA4UNTZIEN BIDEZ 107

III

IZARRAK 111

1.- NANO ZURIAK 114

2.- NOBAK ETA SUPERNOBAK 116

3.- PULTSARE EDO NEUTROI-IZARRAK.... 118

4.- ZULO BELTZAK 122

IV.- GALAXIAK 129

1.- GURE GALAXIA 129

1.1.- Konposaketa eta egitura 1291.2.- Gure Galaxiaren nukleoa 132

2.- GALAXIA KIRIBILEN DINAMIKA 134

3.- GALAXIEN KUMULU ETASUPERKUMULUAK 137

V.- GALAXIA AKTIBOAK ETAKUASAREAK 139

1.- GALAXIA AKTIBOAK 140

1.1.- Irrati-galaxiak •1411.2.- N motako galaxiak 1431.3.- BL Lacertae (BL LAC) objektuak 144

2.- KUASAREAK 145

BIBLIOGRAFIA 151

IV

HITZAURREA

Lan honen helburua kosmologiak eta astrofisikak azkenurteetan landu dituzten bideak bildu eta azaltzea izango da.Beraz, lanean zehar unibertsoa bere osotasunean eta bereosagaietan banatua aztertuko dugu. Irakurleari uniber-tsoaren ezagumendu orokor bat eman asmoz, azterketahorrek gaur egun mahaigaineratzen dituen arazoak etasaiatzen diren ebazpideak aipatuko ditugu.

Mota honetako lan gehienetan aztergaiak ordenatzekoerabiltzen den kriterioa gurekiko hurbiltasuna izaten da.Hau da, azterketa Eguzki-sistemarekin hasten da, geroizarrak orokorki eta galaxiak aztertzeko; azkenik,unibertsoaren sorrera eta eboluzioa denboran ordenatzeko.Dena den, kasu honetan, ez da hori izango erabiliko dugunordenamendua. Denboraren lerroa argiago gera dadin,lehenengo, unibertsoaren sorrera eta eboluzioaz arduratukogara atal luze batetan, gero gaur egun materiaren banaketanbehatzen ditugun elementu ezberdinak deskribatzeko,hurbilenetik hasiz. Honela, bigarren kapituluan. Eguzki--sistemaz arduratuko gara eta hirugarrenean galaxiezmintzatuko gara.

Laugarren atalean ikusiko dugunez, galaxiak ez diraizar-multzo hutsak kontsideratu behar, beraien nukleoetanfenomeno bereziak ere gertatzen dira eta. Honela,aipaturiko laugarren atal honetan irrati-galaxien etakuasarren azterketan sakonduko dugu, azken batez,

fenomeno horiek beraien nukleoetan oso aktibitate gogorrabilakatzen duten galaxiak direla finkatzeko.

Denbora-unitasunak eta lanaren luzerak behartua, osointeresgarri izan zitezkeen beste gai batzu lanetik kanpogeratu dira. Adibidez, izar arteko hautsa, historiako oharbatzu edo Eguzki-sistemaren planeten azterketa sakonakbeste kapitulu garrantzitsu batzu osotuko lukete. Hutsunehoriek eman nahi izan den unibertsoaren ikuspegiariorokortasunik kentzen ez diotelakoan, goazen gaiansartzen.

Jesus Arregi

Aretxabaletan, 1.988.eko maiatza

VI

UNIBERTSOA:

BIG BANG-ETIK GAUREGUNERA

I. UNIBERTSOAREN JATORRIA ETAEBOLUZIOA

Sarreran esan dugunez, bada, lehengo kapitulu honetanunibertsoaren sorrera eta izan duen eta izango dueneboluzioaz arduratuko gara, nahiz eta eboluzio horren lerronagusiak besterik eman ahal ez izan, arlo horretazarduratzen diren teoriak oraindik ongi desarroilatuak ezdaudelako. Erraza da, bestalde, segidan azalduko ditugunteorien garapenerako gainditu behar diren zailtasunakulertzea. Zailtasun hauetako nabarienak aipatuko dituguagerbidetzat. Batetik, gaur egun ezer gutxi dakiguunibertsoaren eboluzioak jarraitu dituen pausoez, inolakodatu edo ezagumendu esperimental lagungarririk ezdugulako. Hori dela eta, teoriek ahal den eta hipotesisinesgarrri eta gutxienekin lan eginez, egun ezagutzenditugun fenomenoen eta egoeraren azalpena eman behardute. Bestalde, ikusiko dugunez, unibertsoaren hasierakourratsak aztertzerakoan materia oso baldintza berezipeanzeuden oinarrizko zatikitan banaturik zegoen. Baldintzahauek ezin dira laborategietan lortu, noski; honela, datuesperimentalen gabetasuna dela eta, desarroilatzeko nahizegiaztatzeko oso zailak diren teoriekin lan egin beharradago.

Kapitulu hau, orduan, gaur egun onartuena denteoriaren aipamena eginez bukatuko dugu. Teoria hau bigbang (standard big bang model) edo leherketa haundiaren

1

teorian oinarritzen da eta unibertso inflaziokoiaren teoriadeitu ohi zaio. Ereduaren oinarrizko formulazioa Alan H.Guth-i zor diogu. Berak argitaratu zuen ideia nagusia1.980. urtean. Eredu honek hobekuntza garrantzitsu batizan zuen 1.981. urtearen bukaeran A. D. Linde(Mosku-ko P. N. Lebedev Fisika Institutukoa) eta A,Albrecht eta P. J. Steinhardt-en (Pensylvania Unibertsita-tekoak) eskutik. Geroztik, kosmologoak lanean ari dirateoriaren xehetasunak ahalik eta ondoen mugatzen.

1.- LEHERKETA HAUNDIAREN TEORIA

Aurreko orrialdean esan dugunez, unibertso infla-ziokoiaren teoria leherketa haundiaren ereduan oinarritzenda, zehatzagoak izateko esan beharko genuke teoria hauekegiten duten unibertsoaren deskripzioak guztiz berdinakdirela 10-30 segundutik aurrera dagokionean; baina, al-diune horretara iritsi artekoari dagokionez, azalpenakzeharo ezberdinak dira. Ezberdintasuna 10-30 segunduabaino lehenago gertatutako izugarrizko zabalkuntza batetandatza. Dena den, pausook hobeki ulertzeko lehenengo bigbang ereduaren birpasa egingo dugu, gero teoriainflaziokoia garatzeko.

1.1. Leherketa haundiaren ereduaren oinarriesperimentalak.

Big bang teoriaren gorputzarelcin hasi baino lehenago,teoria honek egiten dituen eta esperimentallci baieztatuakdauden hiru aurresan aztertuko ditugu. Teoriarenaurresanak eta neurketa esperimentalen arteko konparaketateoria azaldu ondoren egiteak logikoagoa badirudi ere,lehenengo apartatu honetan geratuko dugu, esango ditu-gunek erraztu egingo dituztelako aurrerago eman beharrekoazalpenak.

2

Hiru dira, nagusiki, big bang ereduak bere alde dituenfroga esperimentalak:

a) Hubble-ren legea (unibertsoaren hedapena)

Segidan ikusiko dugunez, mendearen inguruan kosmo-logiaren desarroilorako garrantzi oso handiko aurkikuntzaegin zuen E. Hubble-k, Wilson Mendiko behatokian jarriberria zen 2,5 m-tako teleskopioarekin. Hubble-k eginikobehaketen arabera unibertsoa hedatzen ari da. Hau da,unibertsoan edozein bi galaxiaren (edo zatikiren) artekodistantzia handitzen ari da etengabe eta horixe da hainzuzen ere big bang ereduak aurresaten duena. Dena den,hedakuntza hau ongi interpretatu beharra dago nahasteriksort ez dadin. Galaxiak elkarrengandik urruntzen ari direlaesaten dugunean ez da pentsatu behar, neurketak guregalaxiatik egiten ditugulako, beste galaxiak guretikurruntzen ari direla besterik gabe, bera hedapenaren zentruabalitz bezala. Copernico-ren garaietatik onartua dagoenez,Lurrak (ez eta Eguzkiak, gure galaxiak edo unibertsokobeste inolako gorputzak) ez du posizio pribilegiaturikbetetzen unibertsoan. Hau da, behaketak beste galaxiabatetatik egingo bagenitu ondorio berbera lortuko genuke:galaxia guztiak elkarrengandik eta neurketak egiteko erabilidenetik urruntzen ari direla. Honek esan nahi du hedapenakez duela zentrurik eta unibertsoaren eskualde guztietanberdin behatu eta neurtzen dela. Lehenengo irudiakfenomeno hau hobeki ulertzen lagunduko gaitu. Irudikopuntu bakoitza galaxia bat dela suposatzen badugu,sarearen kuboaren aldeak bikoizten baditugu irudiaren b)partean duguna lortzeko, hau da, sarea hedatzeko, goianazaldutakoa aurkitu dugu: neurketak egiteko edozeingalaxia hartzen badugu ere galaxiak elkarrengandikurrundu egin direla baino hedapenaren zentrua dengalaxiarik existitzen ez delarik. Irudiaren (d) eta (e)parteetan gauza bera ikusten dugu bi dimentsiotako eredubaten bidez: hedatzen ari den esfera baten gainazala.

3

Baino Hubble ondorio hauetara nola iritsi zen azaltzeko,lehenengo, derrigorrezkoa dugun beste tresna batengarapena egingo dugu: Doppler efektua. Izen honekin J. C.Doppler-ek aurkitutako uhin-higiduren propietate batideitzen zaio.

1. irudia

4

,

Fenomenoa hauxe dugu: uhin-perturbazioa sortzenduen iturria eta behatzailearen higidura erlatiboaren araberaezberdintasunak ager daitezke iturriak igortzen duenuhinaren maiztasuna eta behatzaileak jasotzen duen maiz-tasunaren artean. Konkretuki, iturria behatzailearengandikuirunduz badoa, honek neurtzen duen maiztasuna igorpen--maiztasuna baino txikiagoa da eta uhin-luzera, orduan,handiagoa. Arrazoia erraz uler daiteke.

• Suposa dezagun iturriak igortzen duen uhinen periodoaT dela. Uhinaren maximo bat igortzen denetik hurrengoaigorri arte iturriak VT distantzia ibili du, V iturriaren etabehatzailearen arteko urruntze-abiadura erlatiboa bada.Beraz, uhinak argi-izpiak badira, bigarren maximoaklehenegoak baino denbora pizka bat gehiago beharko dubehatzailearenganaino iristeko, zehazki, gehiago.Azken batez, bada, behatzaileak

VTT ' = T + —

c

periodoko uhinak jasotzen ditu, ez T periodokoak.

Periodoen arteko erlazioa erabili beharrean uhin--luzeerenarekin lan egin nahi badugu ondoko hau dugu:

Uhinaren luzera iturritik ateratzean = cT da;behatzaileak neurtzen duena, berriz,

X 1 =cr=cT+VT=X+VT (2)

Ikusten denez, uhin-luzera handiagoa da eta handitu denproportzioa hauxe dugu:

(1)

5

AX vr Vz = — = — = —

k cT c

Modu berean froga daiteke iturria eta behatzaileahurbiltzen direnean, hau da, abiadura erlatiboa -V denean,maiztasun behatua handiagoa dela eta uhin-luzeralaburragoa.

Iturri eta behatzaileak higidura erlatiborik ez badute,

orduan ez dago lerrakuntzarik eta X,' = X, da, noski, 2.irudian aipaturiko aukera guztiak agertzen dira. Puntuekiturriaren ondoz-ondoko posizioak adierazten dituzte etagurutzeek behatzaileak.

Doppler efektu hau oso behaerraza da soinu-uhinenkasuan. Adibidez, tren bat pasatzerakoan, txistuaren soinuaaskoz ere zorrotzagoa da hurbiltzen denean urruntzendenean baino.

Guri interesatzen zaigun argi-uhinen kasuan fenomenoajarraia izan gabe emisio edo absortzio-lerroek agertzenduten espektroetan egiten da nabaria. Lerro horiek lerratuakagertzen dira abiadura erlatiboaren arabera: gorrirantzlerratzen dira iturria urruntzen ari denean eta urdinerantzhurbiltzen denean. Espektroa jarraia denean lerrakuntza ezda nabaria egiten infragorritik edo ultramoretik, lehenikusten ez ziren uhinak agertzen direlako beste lerratuenhutsunea betetzera.

Honela, espektroko lerro ezagun baten lerrakuntzaneurtzen badugu (3) adierazpenaren bidez iturriarenbegilerroaren direkzioko abiadura kalkula dezakegu.Higiduraren direkzioa zein den nolabait jakin badezakegu,abiadura-bektorea kalkula daiteke.

(3)

6

(

gorriranzkolerralcuntz_abehatzen duenbehatzailea

2. Irudia

(3) adirazpenak z-ren balioa ematen du iturriaren etabehatzailearen arteko abiadura erlatiboak txikiak direnean.V, abiadura erlatibista egiten denean, kalkuluak Einstein-enteoria erabiliz egin behar ditugu eta orduan,

1 + V/cz 1(i v2k2)1/2

dela ateratzen da. Bestela, (3) adierazpena erabiliz, z > 1lerrakuntza kasuetan V > c aterako litzateke.

Goazen orain Hubble-k eginiko aurkikuntzekin eta bereizena daraman legearelcin konkretuki.

1.923. urtean Hubbler-k aurreko mendean zehar izan-dako eztabaida zahar bat itxi zuen. Ordurarteko teles-kopioak potentzia askikoak ez zirela eta, ezin zen erabakiMessier katalogoko zenbait objekturen izaera. Izan ere,katalogo horretako elementu guztiak izar itxura ez zuten

(4)

7

objektuak ziren, hau da, puntuak bezala ikusten ez zirenak.Objektu zabal hauetako batzuren kasuan nabaria zen izar--kumuluak zirela, baino besteetan, nebulosak deitzenzutenetan, ez zegoen gure galaxiako hodei argitsuak edobestelako objektu estragalaktikoak ziren ala ez eraba-kitzerik. Aipaturiko urtean, Hubble-k, lehen aipatu dugunWilson Mendiko teleskopioarekin, M31 (Messier katalo-goko 31. objektua) edo Andromeda nebulosan izar batzubereiztu zituen. Egituraren besoetan Cefeida motako izaraldakor batzu bereiztu zituen. Izar-mota hau lehendikezaguna zen eta beraien argitasun absolutu eta alda-kortasun-periodoaren arteko erlazioa ongi aztertua zegoen.Argitasun absolutua objektu batek direkzio guztietanigortzen duen energi kantitatea dugu; baino hau ez da,noski, gure teleskopioak jasotzen duena. Guk jasotzenduguna argitasun absolutuaren eta distantziaren funtziopeanizango da, honela, itxurazko argitasuna definituko dugugure teleskopioaren zentimetro karratu batek hartzen duenenergia bezala, eta distantziaren karratuaren alderantzizproportzionala da, hau da:

= -2(5)

non, L i, itxurazko argitasuna den, L argitasunabsolutua eta r objekturainoko distantzia.

Hubble-k Cefeidan periodikoak aztertuz beraien argi-tasun absolutua kalkulatu zuen, honela, itxurazkoargitasuna neurtuz objekturainoko distantzia kalkulatuzuen. Distantzia gure galaxiako objekturik urrunerainobaino askoz ere handiago zenez Andromeda nebulosagurearen antzeko beste galaxia bat zela frogatu zuen.Denera, Messier katalogoko 103 objektutatik 33 galaxiakdira.

8

Galaxia hauen azterketa dela eta, 1.910-20 urteenhamarkadan, Vesto M. Sipher-ek (Lowell Behatokikoa)Messier katalogoko nebulosa batzuren espektroa aztertzenari zelarik, haietako batzu gorriranzko ala urdineranzkolerrakuntza agertzen zutela konturatu zen. Lerrakuntzahauek Doppler efektuaren ondoriotzat jo ziren, nebulosabatzu Lurretik urruntzen ari ziren beste batzu hurbiltzenziren bitartean. Adibidez, Andromeda galaxiari kalkulatuzitzaion abiadura Lurreruntz 300km/s-takoa izan zen.Hubble-k ikerkuntza lerro honi jarraitu zion eta 1.929.urtean 18 galaxien gainean eginiko lan bat aurkeztu zuen.Bertan azaltzen zuenez, galaxiak guregandik urruntzen ariziren abiadura handiagoekin zenbat eta urrunago egon,konkretuki distantzia eta abiaduraren erlazioa lineala zelarik3. irudian ikus daitekeen bezala.

Abiadurarentzat, bada, ondoko adierazpena dugu:

V =HxRnon, R, galaxiaraino distantzia den,eta H, Hubble-ren konstantea deitzen dena.

3. irudia

9

Aipaturiko lana agertu ondoren Hubble-k berak neur-ketak beste galaxia batzutara zabaldu zituen eta gaur egunez zaio oraindik lanari utzi. Honela, goian aipaturikoerlazioa baieztatua izan da. Dena den, grabitatearen indarradela eta, hedakuntzaren intentsitatea, H, geroago etatxikiago da. Beraz, erlazio osotuago idazteko ondoanbezala idatzi beharko genuke:

V(t) = H(t) . R(t) (6)

Denbora-tarte handiak kontsideratzen ditugunean H(t)ezin dugu konstantetzat hartu, noski. Bestalde, H-ren gauregungo balioari buruz ere, ezin dugu zehaztasun osoz hitzegin, 1.929.etik aurrera balio ezberdinak eman zaizkio eta.Gaur egungo H(t)-ren balioa, Ho deituko duguna,50 km/s edo pizka bat handiagoa dela uste da.

ParsecEdozein modutan ere, kontuan izan behar dugu lege hau

ez dela kasu guztietan betetzen. Salbuespenak oso hurbileta oso urrun dauden galaxietan ditugu. Lehenengoek ezdute legea betetzen galaxiek ere higidura nagusiarengainetik higidura aleatorioa dutelako, gas baten molekulekdutenaren antzekoa. Honela, R txikia denean urruntze--abiadura, V, txikia da, abiadura aleatorioaren ordenekoaedo txikiago, beraz, kasu hauetan legetik desbideratzen da.Oso urrun dauden objektuen kasuan, abiadurak osohandiak dira eta erlatibitatearen efektuak nabarmenak egitendira. Kasu hauetan ere legea ez da betetzen.

Bukatzeko, Hubble-ren legeak unibertsoaren tamainuariburuz eskuratzen digun kontsiderazio bat egingo dugu.

Aurrerago ikusiko dugunez, gaur egun ez dakiguoraindik unibertsoa finitua ala infinitua den; beraz, bigarrenkasuan behintzat ez du zentzurik tamainuaz hitz egiteak.Unibertsoa handitu egiten dela esaten dugunean galaxia

10

guztien arteko distantzia proportzio berdinean handitzendela esan nahi dugu. Denboran zehar distantzia hori nolaaldatu den adierazteko eskala-faktorea, S, deitzen denadefinituko dugu. S(t)-ren balioa, t aldiunean, bi galaxien(edo zatikien) arteko distantzia t aldiunean, zati galaxiahorien arteko gaur egungo distantzia izango da:

R(t)S(t) = (7)

Beraz, gaur egun (to aldiunean) S(to) =I da. Uni-bertsoa hedatzen ari denez, iraganean S(t)< 1 izan da.

b) Mikrouhinen hondo-erradiazio kosmikoa

Hauxe dugu big bang ereduak egiten duen bigarrenaurresan egiaztagarria.

Aurreko apartatuan ikusi dugu nola ipini zen agerian,esperimentalki, unibertsoaren hedapena, nahiz eta ordukozientzialarien eskematik kanpo zegoen ideia izan. (Garaihartan oraindik unibertsoaren eredu estatikoak lantzen ariziren). Mikrouhinen hondoaren aurkikuntzaren kasuanzirkunstantziak ez ziren berdinak, 1.965.ean aurkitu zenhondo-erradiazioa hogei bat urte lehenago aurresanazegoen G. Gamow eta bere laguntzaileak ziren R. A.Alpher eta R. Herman-en lan batetan. Baina hala ere, gaitikateratzen gaituztelako aipatuko ez ditugun arrazoiak izanzirela eta, ez zen mikrouhinen hondoa aurkitzekoprogramarik egin eta kasualitatez aurkitu zuten Arno A.Penzias eta Robert W. Wilson-ek, Bell Telephoneko antenabeste lan batetarako prestatu ondoren. Konkretuki, Penziaseta Wilson-ek neurtu nahi zutena zera zen: gure galaxiakigorritako irratiemisioaren intentsitatea Esne-Bidearenplanotik kanpo, hau da, materia gutxien dagoenlatitudeetatik. Antenaren anplifikadorearen zirkuitoen zarata

11

elektrikoa minimizatzeko egin ahalak egin ondorenneurketak egiten hasi ziren. Dena den, zaraten mailabenetan txikia zela konprobatzeko, lehenengo behaketakmikrouhinetako 7,35 cm-ko uhin-luzerako egin zituzten,luzera horretarako gure galaxiaren irrati-igorpenaarbuiagarria delako. Honela, aurkitzea espero zuten guztiaeguratsak sortutako igorpen txiki bat besterik ez zen.Igorpen hau ezagutzen oso erraza da, antena orientatzendugun direkzioan eguratsak duen lodierarekin aldatzendelako: zenbat eta eguratsaren lodiera handiago izan orduaneta handiagoa da igorpena. Igorpen hau deskontatuzzaraten mailak ia nulua izan behar zuen.

Irratiteleskopioa

Aipaturiko ikertzaileek espero zuten emaitzak goiandeskribitutakoak izan arren, aurkitu zutena zeharo ezber-dina izan zen. Antenak direkzioarekin independentea zenzarata maila bat jasotzen zuen. Zarata parasitoa ez zela

12

egiaztatzeko instalazioa berrikusi ondoren emaitza berberaneurtu zutenez, igorpena nondik etor zitekeen aztertzen hasiziren. Horretarako, lehenengo igorpenaren intentsitateaneurtu zuten direkzio ezberdinetan beti balio berdinaklortuz. Honek esan nahi du igorpena ez dela gure galaxiansortua. Gainera, Andromeda galaxia gurearen antzekoa daeta hari ere ez zaio igorpenik ezagutzen 7,35 cm-koluzerako uhinetan. Zein da orduan igorpenaren iturria?.Azalpena eman baino lehenago emisioa ongi karakte-rizatzen ikasiko dugu. Horretarako, segidan gorputzbeltzaren igorpena aztertuko dugu.

Dakigunez, 0°K baino tenperatura handiagoan dagoenedozein gorputzek bere tenperaturaren araberako igorpenbat emititzen du. Igorpen honi erradiazio termikoa deitzenzaio eta gorputzaren elektroien higidura termikoak sortuada. Zenbat eta tenperatura altuagoa energia handiagokoigorpena dugu. Konkretuki, horma opakoak dituen kutxabat (gorputz edo kutxa beltza deituko duguna) kon-tsideratzen badugu, bertan tenperatura uniforme egitendenean kutxaren barnean hormek igortzen duten erra-diazioaren energiaren banaketa ondoko ekuazioarenaraberakoa da:

8 ic he ddu =

5 hcikbn(e – 1)

du, X eta X+ dX tarteko uhin-luzeretan bolumen--unitateko igortzen den energia da; h, Planck-en konstanteada eta bere balioa 6,625 x 10-27 ergxs da; k b , Boltz-mann-en konstantea da eta 1,38x10-16 ergi2K balio du.

4. irudian gorputz beltzaren espektroaren itxura duguhiru tenperatura ezberdinentzat. Ikusten denez espektrojarraia da.

(8)

13

• uhin-luzera (cm)-4

110 -210

4

10 —

102 —10 —

intentsitatea110

2

T2-

Ti = 6.000 K, Eguzkiaren gainazaleko tenperatura.

T2 = 300 K, Lurraren gainazaleko tenperatura.

T3 = 3K, mikrouhinen hondo-erradia7ioaren tenperatura (kasu

askotan balio hau erabiltzen da 2,96 K balio zehatzarenhurbilketa bezala).

4. irudia

Gorputz beltzak denera igortzen duen energi kantitateahonako integral honek ematen duena da:

U =

o X (e — 1)

00

j 5 hc/kbTX

8 It he dX

14

Eta integralaren emaitza hauxe dugu:

8 7C5 (KbT)4

U =

= 7,56464. [T(°K)14 erg/cm3(9)15 (hc)3

Emaitza hauek interesgarriak dira igorpenaren inten-tsitatea bakarrik tenperaturaren funtzioa dela frogatzenduelako. Hori dela eta, irrati-teleskopikoak uhin-luzerabatean jasotzen duen igorpena karakterizatzeko luzerahorretan emisio berdina ematen duen gorputz beltzarentenperatura erabiltzen da. (Egia esan, hau ez da guztizzehatza, erabiltzen den tenperatura antena-tenperaturadeitzen dena da, baina diferentzia oso txikia denez ez dugukontzeptu berri hori erabiliko). Gure emisioaren kasuanerradiazioa deskribitzen duen tenperatura 2,5°K eta 3,5°Kmugen artean egongo litzateke.

Kasu honetan gainera, tenperaturaren bidez egitendugun deskripzio honek esannahi sakonagoa izango du.Oreka termikoan dauden sistemen emisioak ere gorputzbeltzenaren berdinak dira eta ikusi ditugun adierazpenenbidez deskribitzen dira ere. Penzias eta Wilson-ekaurkitutako erradiazioa lehen eman dugun tenperaturarenbidez deskribitzen da, baino ez bakarrik 7,35 cm-ko uhin-luzerarentzat, beste guztientzat ere bai. Segidan frogatukodenez, hau honela da mikrouhinen hondoa unibertsoa garaibatetan oreka termikoan izan zenean zegoen erradiazioarenhondakina delako.

Penzias eta Wilson-ek 1.964.ean egin zituzten hondo--erradiazioaren lehenengo neurketak. Garai berean,Gamow-en lanak ezagutzen ez zituztelarik, bazeudenastrofisikari batzu mikrouhinen hondo horrekin kezkatuaketa kalkuluak egiten hasiak, baina Bell Telephone-koikertzaileen lan esperimentalen berri ez zutelarik, ez eta

15

batak bestearen lanena. Honela ari ziren Y. B. Zeldovich,F. Hoyle, R. J. Tayler eta P. J. E. Peebles. 1.965.eanPenzias eta Wilson-ek Peebles-en lanen berri izan zuten etahaien lanarekin batera Peebles berak, Dicke, Roll etaWilkinson-ek beste bat argitaratu zuten neurtutakomikrouhinen hondoen azalpena emanez.

Arecibo-ko teleskopioa

Lan horretan ziotenez, unibertsoaren hasierako faseetanenergia oso handiko erradiazioak egon behar zuen, bestela,hasieran zegoen hidrogeno guztia helio bihurtuko zatekeeneta ez da hori gaur egun behatzen duguna, unibertsoarenmateriaren hiru laurdenak, gutxi gorabehera, hidrogenodira eta. Erradiazioa hain indartsua zen ezen eratzen zirendeuterio-nukleoak desegiten zituen helio eman bainolehenago. Zer gertatu zitzaion, edo nola eboluzionatu zuenerradiazioak unibertsoa hedatzen zen neurrian?. Unibertso-aren zabalkuntza hori dela eta, eskala-funtzioaren balioafase haietarako askoz ere txikiagoa da eta materia eta

16

f

erradiazioa askoz ere dentsitate handiagotan zeuden gauregun baino; ondorioz, tenperatura ere altuagoa zen.Baldintza hauetan nukleoak ezin zuen bere inguruanelektroiak mantendu. Elektroiak eta fotoiak, orduan,elkarrekintza jarraian zeuden dispertsioaren fenomenoa delaeta. Egoera hau ez zen gehiegi aldatu tenperatura 3.000°Kinguru egin arte. Orduan, elektroiak nuldeoekin konbinatuziren (fase honi birkonbinaketa-fasea deitzen zaio etaaurrerago azalduko dugu xehetasun guztiak emanez) etaordutik aurrera fotoiek ez zuten oztoporik izan unibertsoanzehar hedatzeko. Erradiazioaren hedapen hau hasi zenean,bere banaketa 3.000 2K-ko tenperaturan dagoen gorputzbeltzarena zen.

Zer gertatu zitzaion erradiazioari unibertsoa hedatuzjoan zen neurrian?. Doppler efektua aztertu genueneanikusi genuenez, unibertsoa hedatuz doanean, erradiazioarenuhin-luzera handitu egiten da. Suposa dezagun, ideiakfinkatzeko, bi galaxia ditugula A eta B. A galaxiatik neur-ketak egiten baditugu, B galaxia V abiadura batekinurruntzen dela ikusiko dugu. Alduine konkretu batetan Bgalaxiatik argi-izpi bat ateratzen bada, A galaxiaraino iritsiarte egingo duen espazioa bien arteko distantzia da, S=c.t,non, t, bidaia egiteko behar duen denbora den. Denborahorretan B galaxia A-rengandik urrundu dena hau da:

AS = V.t

Beraz, unibertsoa denbora honetan handitu denarenproportzioa ondokoa da:

dS Vt VS =

(10)

17

Baina V/c zatidura da, hain zuzen ere, AXIXproportzioa ematen duena, beraz, unibertsoa hedatzen denproportzioa eta uhin-luzera handitzen dena berdinak dira.Hau da, unibertsoa bikoiztu egiten bada (S = 2 egitenbada) erradiazioaren uhin-luzera ere bikoiztu egingo da.

Birkonbinaketa garaian genuen erradiazioaren espektroanola transformatu den galderaren erantzuna, orduan,ondokoa dugu: unibertsoa S 1 eskala-faktore batetan hedatubada, orduko erradiazioaren luzera faktore berdinean aldatuda:

= S i X (11)

Hedakuntza gertatu ondoren X' eta X' + tartean

jasoko dugun energia lehen eta X + dX, tartean jasotzengenuena baino txikiagoa izango da bi arrazoirengatik:

1.- Unibertsoaren bolumena S13 faktorean handitu da,beraz, fotoien dentsitatea 1/S13 faktorearekin gutxitu da.

2.- Fotoi baten energia E = hc/X adierazpenarenaraberakoa denez, uhin-luzera handitzean txikiagoa egingoda:

E' = hc/X '= hc/S i X, = E/S i (12)

Efekto biak kontutan hartzen baditugu, bolumen--unitateko energia 1/S 14 faktorearekin gutxitu da:

18

1 8 7r hc dXdu' =du =

S 4

15

4 lhclicbTX - 1$

(13)

eta du - balioa funtziopean jartzen badugu:

8 7t hc dX' 8 it hc dXdu' =

T

fiChc (14)5 4 hc/KbT'S

X15

[eb9t,'

- 1] X S i [e - 1]

Adierazpen hauek berdinak izan behar • dute, noski;baina horretarako derrigorrezkoa dugu azpiko erlazio hau:

T' = T

(15)

Beraz, lortzen dugun banaketa, berriz ere, gorputz beltzbatena da baino tenperatura berri bati dagokio: lehenengotenperatura eskala-faktorearekin zatitua hain zuzen ere.Generalean, gorputz beltzaren erradiazioa unibertsoa heda-tzean Planck-en banaketaren araberakoa izaten jarraitzen dubaina hedakuntzaren eskalaren alderantziz proportzionaladen tenperaturaren funtziopekoa.

Hauxe da, bada, aipaturiko lanean mikrouhinenerradiazioaren aza1pentzat jotzen zena. Kalkulu teorikoakneurketa esperimentalekin ados datoz eta erradiazioarentenperatura 2,962K-koa da. Adostasuna nabaria egiten da5. irudian. Bertan, aipaturiko tenperaturarako kurbateorikoa eta neurketa esperimentalak adierazi dira. Neurketaesperimentalak adierazten dituzten segmentuen luzerakhaien erroreen bestekoak dira.

19

intentsitatea 411

10-11—

-121 0

-110

3 T 2,964K

10-14—

-1510

11>uhm-luzera (cm)

0 -2 1 io 2

5. irudia

Uhin-luzera ezberdinetan egin diren neurketak, 5.irudian ikusten dugunez, nahiko ados daude kalkuluekin.Bestalde, erradiazio honek isotropikotasun oso handiaagertzen du, beraz ez da erraza beste iturririk edo emandugun azalpenaren alternatibarik izatea. Dena den, oraindikbada beste fenomeno bat eman dugun azalpen horibaieztatzen duena.

Hubble-ren legea azaltzean, galaxiek hedakuntzakosmologikoaz gain berezkoak dituzten abiadurak aipatuditugu. Abiadura hauek argiarenaren 0,1%-koak izaten diragutxi gorabehera. Gure galaxiak ere badu higidura hori,noski; orduan, logikoa da suposatzea ezberdintasun batagertuko dela neurketak galaxiaren higiduraren norantzaneta honen aurkakoan egiten ditugunean. Lehenego kasuan,Doppler efektua dela eta, erradiazioa (A, B eta D fotoiak 6.irudian) urdinerantz lerratua egongo da, eta intentsitate

20

handiagoz agertuko da; bigarren kasuan berriz (E, F eta Gfotoien kasuan 6. irudian), gorrirantz lerratzen da etaintentsitate txikiagoz agertuko zaigu. Anisotropia honenneurketak ere egin dira eta behatu diren emaitzen araberagure galaxiaren abiaduraren zorizko osagai horren balioaargiarenaren 0,2% da. Neurketa hauek erradiazioarenjatorriari buruz emandako teoriaren erabateko frogakontsidera ditzakegu. Galaxiaren berezko abiadura honeksortzen duen anisotropiaren efektua alde batetara utziz,mikrouhinen hondoa isotropikoa da 0,01% zehazta-sunarekin.

6. irudia

Azken lerroaldi hauetan hondo-erradiazioa unibertsoaoreka termikoan zegoen garaiko erradiazioaren hondakinadela ikusi dugu. Beraz, suposatzen dugu unibertsoakhasieran ondoz-ondoko oreka termikoko egoerak hartuzeboluzionatzen zuela. Hurrengo atalean ikusiko dugunez,baieztapen hau hipotesien artean onartuko dugu. Bereesangura hobeki ulertzeko oreka honen bereiztasunakaztertuko ditugu.

21

Oreka termikoko egoerak sistemako partikulen artekoelkarrekintzen ondorioz lortzen dira. Elkarrekintza hauekdirela medio, energia gehiago duten zatikiek energiagutxiagokoei ematen diete banaketa konkretu eta egonkorbetetara iritsi arte, oreka termikoa hain zuzen ere. Honela,beraien propietateak (energia, abiadura, posizioa...) baliobatzuren artean duten zatiki-kopurua konstante egingo da.Balio tarte horretatik ateratzen diren zatilcien kopurua bertansartzen direnena baino handiagoa izanez gero, tartehorretako zatiki-kopurua txikituz joango da; honekin,ateratzen direnena ere jaitsiko da eta tarte horretatik kanpodirenak orain gehiago direnez, tartean sartzen direnenkopurua handi eraziko dute. Azkenik, muga horien arteandauden zatiki-kopuru konkretu batentzat, ateratzen etasartzen direnen kopuruak berdinak egiten dira eta orduanesaten dugu oreka lortzen dela.

Begibistakoa dugu, orduan, sistema bat bere gisaeboluzionatzen uzten badugu oreka termikoko egoera bathartu arte aldatuko dela. Aipatzekoa da unibertsoa zabaltzenari dela denbora guztian, beraz, ezin duela inoiz orekatermikoko egoera lortu zentzu hertsi batetan hitz eginez.Baina errealitatean, fotoiak eta unibertsoa hasieran betetzenzuten beste zatikien batezbesteko denbora askea oso laburrazen, unibertsoaren hedapen-denbora baino askoz eretxikiagoa, beraz, dispertsio asko jasatzen zituzten heda-kuntzaren efektuak nabariak egin baino lehen; azken batez,oreka lortu egiten dela kontsidera daiteke eta gainerahedapena ondoz-ondoko oreka termikoak hartuz gertatzendela onar dezakegu.

Egoera honetan dagoen sistemaren propietate guztiaktenperatura eta kontserbatzen diren beste magnitude gutxibatzu emanez mugatzen dira. Hau da, oreka termikoandauden sistemaren propietateek hasierako baldintzekikooso dependentzia txikia agertzen dute. Honek uniber-tsoaren hasierako baldintzen ezagumena lortzeko aukerak

22

murrizten baditu ere, abantaila handia suposatzen du,unibertsoaren eboluzioa mugatzeko ez dugulako baldintzahaiek ezagutu beharrik.

Mikrouhinen hondoari buruz besterik gabe, apartatuhonekin bukatzeko unibertsoaren eboluzioan bi garaibereiztuko ditugu.

Atzeko orrietan ikusi dugu oreka termikoan dagoensistema baten zatikien energia T-ren funtzio lineala dela.Hau honela izanik tenperatura altua zenean, 3.000°K edo4.000°K baino handiagoa, uñibertsoko erradiazioarenenergia materia moduan zegoena baino handiagoa zen.Tenperatura aipaturikoa baino txikiagoa denean, masaridagokion energia da bestea baino garrantzitsuagoa etaorduan eboluzioa materiaren eboluzioak berak definitzendu. Garai honi materiaren garaia deitzen zaio, aurrekoari,berriz, erradiazioaren garaia eta orduan bere eboluzioa zenefektu garrantzitsuenak sortzen zituena.

Ikusten denez, garai arteko muga birkonbinaketa--fasearekin batera dator. Ez dakigu bateratasun haukasualitate hutsa den ala arrazoi sakonagoak dituen.

d) Elementu arinen ugaritasuna

Big bang ereduak egiten duen hirugarren aurresanaelementu arinen proportzioei buruzkoa dugu. Elementuarinen artean hidrogenoa, helioa, litioa, berilioa eta boroakontsideratuko ditugu. Ikusiko dugunez, leherketa gertatuondorengo hiru minutu eta erdi inguru pasatu ordukoelementu arin batzu eratu ziren. Leherketa haundiarenteoriak aurresaten dituen helio-4, helio-3, deuterio etalitio-7-ren kantitateak esperimentalki neurtutakoelcin nahikoados datoz. Dena den, 1. taulan elementu batzurenproportzioak ditugu ideiak hobeto finkatzeko. Bertanagertzen direnak dira ugarienak.

23

Elementua masa-proportzioa

Hidrogenoa (H i)i 70,7%

Helioa (He2) 28,1%4

Karbonoa (C6 ) 0,3%12

Nitrogenoa (N7 ) 0,2%14

Oxigenoa (08 ) 0,7%16

1. taula

Hasierako minutu horietan elementu astun batzurenkantitate oso txiki batzu ere sortu ziren; baino gaur egunuste denez elementu astunak izarren barneko prozesuenondorio dira. Beraz, askoz ere beranduago eratu ziren.

1.2.- Leherketa haundiaren teoriak egiten dituenhipotesiak.

Leherketa haundiaren teoria segidan garatuko ditugunlau hipotesi nagusietan oinarritzen da:

a) Unibertso guztiaren azterketa eta bere eboluzioguztiaren azterketa egiteko erabiltzen ditugun fisikarenlegeak gaur egun ezagutzen ditugunak dira, hau da,suposatzen da fisikaren legeak ez direla denborarekinaldatzen eta itxura berdina izan zutela iraganean eta berdinaizango dutela etorkizunean. Konkretuki, Einstein-en

24

erlatibitatearen teoria erabiltzen da grabitatearen efektuakdeskribatzeko. Teoria hau dugu, gaur egun, grabitateareneraginaz arduratzen direnetatik bere alde oinarri esperi-mentalik sendoenak dituena, horregatik, bada, hautapena.

b) Unibertso primitiboa oso tenperatura altuan zeudenoinarrizko zatikiz beteta zegoen (aipatzen ez bada ere,oinarrizko zatikiak esaten dugunean kontuan izan behardugu antizatikiak ere barne kontsideratzen ditugula).Zatikizko gas hau oreka termikoan zegoen eta hedatzen arizen unibertsoarekin batera. Esan dugunez, unibertsoa hainberoa zegoen, ezen zatiki eta antizatikien kontzentrazioakoso antzekoak ziren bikote bakoitzarentzat. Unibertsoprimitiboaren deskripzio hau harrigarria gerta daitekekontuan hartzen badugu gaur egungo unibertsoan ez delabatere antimateriarik aurkitu. Baieztapen hau egiteko bibehaketa-motatan oinarritzen gara. Gure galaxiatik etaingurukoetatik jasotzen ditugun izpi kosmikoen analisiak ezdu inoiz antinukleoen (antiprotoiz eta antineutroiz osotuak)existentzia agerian jarri. Bestalde, badakigu materiak etaantimateriak kontaktorik badute desintegratu egiten direlaenergi handiko erradiazioa emanez (X eta y izpiak); bainaorain arte behintzat ez da horrelako emisiorik behatuespazioko leku urrunetatik, beraz, ez da espero anti-materiarik aurkitzea. Beste posibilibate bat materia etaantimateria oso eskualde bereiztu eta isolatuetan egoteaizango litzateke, baina ez da materia eta antimateria horrelabereiz dezakeen prozesurik aurkitu, beraz, hipotesi hau erebaztertu egin da.

Nola azaldu, bada, unibertso primitiboaren eta gauregungoaren arteko konposaketen arteko ezberdintasuna?.Big bang ereduak hipotesitzat hartzen du baita ere, materiaeta antimateriaren arteko asimetria hau. Hasieran zatikibaten eta bere antizatikiaren kontzentrazioak antzekoakziren baina ez berdinak, honela, bikoteka desintegratuzirenean materia-kantitate txiki bat gelditu zen, gaur egun

25

unibertsoan dena hain zuzen ere. Hurrengo orrialdeko 2.taulan oinarrizko zatikien zerrenda dugu beraien bereiz-tasun batzurekin. Lehen esan dugunez eta nahiz eta taulanagertu ez, kontuan izan behar dugu zatiki bakoitzak bereantizatikia duela. Honek bere zatikiaren bereiztasun ber-dinak ditu karga izan ezik, hau zatikiarenaren aurkakoa da.

Bigarren hipotesi honekin bukatzeko taulari buruzkokomentario batzu egingo ditugu.

Jakina denez, naturan lau indar edo elkarrekintza -motaezagutzen dira: grabitate indarra, indar elektromagnetikoa,elkarrekintza bortitza eta elkarrekintza ahula. Ikustendenez, taula hiru zatitan banatua dugu. Lehenengo taldekoelementuek ez diote elkarrekintza bortitzari erantzuten etabikotetan bereiztuta daude elkarrekintza ahuletan horrelaagertzen direlako. Bikote bakoitzeko bi elementuak osomasa ezberdinekoak dira.

Bigarren taldeko elementuak, quarkak, hadroienosagaiak dira, Quarken konbinazio ezberdinek hadroiezberdinak osotzen dituzte. Hadroiek bi taldetan banatzendira: Barioiak eta mesoiak. Nukleoiak (protoia etaelektroia) lehenengo taldekoak dira eta konkretuki honakoegitura hau dute:

protoia uudneutroia udd

Quarken arteko elkarrekintzak aztertzen duen teoriakronodinamika kuantikoa da. Teoria honen arabera ellcarre-lcintza horiek hain indartsuak dira, ezen ezin diren ellcarren-gandik alderatu edo urrundu banandu arte. Lehenengo bitalde hauek fermioien multzoa osotzen dute eta beraienespina 1/2 da.

26

OINARRrEKO ZATIKIAK

zatikia espina lcarga masa(MeV) egonkortasuna

e (elektroia) 1/2 -1 0,511 bai

ve (neutrino 1/2 0 <103 bai?

elektronikoa)

(muoia) 1/2 -1 105,7 ezleptoiak vii(neutrino 1/2 0 <0,65 bai?

muonikoa)

z (tau) 1/2 -1 1780 ez

vt (tau neu- 1/2 0 <250 bai?

trinoa)

u 1/2 2/3 4? bai

d 1/2 -1/3 8? protoietan

c 1/2 2/3 1150? ezquarkak s 1/2 -1/3 150? ez

1/2 2/3 ez

b 1/2 -1/3 4500? ez

grabitoia 2 0 0 baifotoia 1 0 0 bai

bosoiak gluoia(8 mota) 1 0 0? ezW 1 -1 80000? ez

Z 1 0 90000? ez

2. taula

27

Azkenik, hirugarren taldean bosoiak ditugu, espinosoko zatikiak. Bosoien bereiztasunik aipagarriena zeradugu, naturako elkarrekintzak transmititzen dituztela. Bizatikiren arteko indarra bosoi baten trukatzearen ondoriobezala interpreta daiteke. Trukatzen diren bosoiak bosoibirtualak deitzen dira ezin direlako behatu. 7. irudiangrabitate-indarraren kasuaren adierazpen grafikoa dugu.Elkarrekintza kasu honetan indarra grabitoi baten bideztransmititzen da. Indar elektromagnetikoa fotoien bidezsortzen da, gluoiak quarken arteko elkarreldntza bortitzarentransmisoreak dira eta W eta Z bosoiak elkarrekintzaahularenak.

Fotoiak eta grabitoiak egonkorrak direnez askeak ereager daitezke. Fotoien kasua nabaria da, baina grabitoiakoraindik ez dira behatu beraien elkarrekintza materiarekinoso-oso ahula delako.

7. irudia

d) Aurreko hipotesian unibertsoan den materiazarduratu gara. Orain bere banaketari buruz egingo duguhipotesia. Leherketa-teoriak printzipio kosmologikoa bete-tzen dela suposatzen du. Printzipio honek esaten duenez,eskala handietan unibertsoak itxura berdina agertzen dudirekzio guztietan -hau da, unibertsoa isotropoa da- etapuntu guztietatik unibertsoa homogeneoa da.

28

(

Andromeda galaxia

Aurrerago ikusiko dugunez, beraien banaketa azter-tzerakoan, galaxiak ez daude uniformeki banaturik gureingurua aztertzen dugunean, kumuluak deitzen dituguntaldeetan pilaturik baizik. Kumulu hauek beste egiturahandiago batzu osotzen dituzte, superkumuluak alegia.Baina oso eskualde handia hartzen dugunean galaxienbanaketak uniformetasun batzu agertzen ditu. Honela,lehenengo aldiz Hubble-ren lanean agertzen zenez,ortzearen direkzio guztietan galaxien banaketa berdina da.Hau da, materiaren banaketa isotropikoa agertzen zaigu.Hau kontuan hartuz eta gure posizioa unibertsoan beteziaez dela onartzen badugu zera ondoriozta daiteke: behaketakunibertsoko beste edozein puntu batetatik egiten badituguere banaketaren isotropikotasuna ez da galduko. Kontuanhartzen badugu orain matematikoki frogatuta dagoela puntuguztientzat isotropoa den espazioak homogeneoa izan beharduela, printzipio kosmologikoa agertzen da. Dena den,astronomoek galaxien banaketa espazioan esperimentalkimugatzen saiatu dira, printzipioaren froga zuzenak izateko.

29

Froga hau lortzeko astronomoek, lehenengo, balio minimoarbitrario batzutatik gorago galaxien kopurua mugatzendute. Berehala ikusiko dugunez, galaxien banaketa espa-zioan uniformea bada ikus daitezkeen galaxien kopuruakargitasun minimo horren 3/2 berreketaren alderantzizproportzionala izan behar du. Eta horixe izan da, hainzuzen ere, astronomoek behatu dutena 100 milioi argi--urteko baino distantzia handiagoentzat. Goazen, bada,galaxia-kopuruaren legearen itxura frogatzera.

Banaketa uniformea bada galaxien kopurua, N,kontaketa egiteko hartzen dugun bolumenaren funtziopeanizango dugu, hau da:

Nar3

Bestalde, behatzen dugun argitasuna, L i, eta argitasunintrintsekoaren, L, arteko erlazioa (5) erlazioak emanadator:

Li=

L

r`

Beraz, beha daitekeen distantzia argitasunaren -1/2berreketaren funtziopean dago:

r = L1/2/Lilt2

eta adierazpen hau N -ren itxura ematen duenekoanordezkatzen badugu:

N L3/2/L13/2

eta N Li-3t2

(16)lehen esan dugun bezala.

30

e) Azken hipotesi honek suposatzen du materiak etaerradiazioak jasan zituzten aldaketak oso astirotsuak izanzirela, inolako eraginik sortarazi ez zutelarik unibertsoareneboluzio termodinamikoan.

1.3.- Unibertsoaren eboluzioaren deskribapene-rako ekuazioak.

Lehenengo hipotesiaren komentarioa egitean, uniber-tsoaren deskribapena egiteko Einstein-en erlatibitatearenteoria orokorra erabiliko genuela esan dugu. Teoria honek,azken batez, masak espazioaren deformazio bat sortzenduela esaten du. Deformazioa da, hain zuzen ere, masenarteko erakarpen-higidurak mugatzen dituena. 8. irudianfenomeno hau ulertzeko analogia bat dugu.

8. irudia

Bertan M masak espazioan sortzen duen deformazioaedo grabitate-eremua masa horrek plano elastiko batetansortuko lukeen deformazioarekin konparatzen dugu. Hone-

3 1

la, plano deformatuan m masa txiki bat jartzen baduguM-runtz higituko da. Era berean M-k espazioan sortzenduen grabitate-eremuak m masa M-runtz higi erazten du.m masa txikiak ere eremu txiki bat sortzen du, baina ezdugu adierazten arbuiagarria kontsideratzen dugulakoadibidea errazagoa egiteko.

Espazioaren deformazioa bere kurbaduraren, k-ren,bidez neurtzen dugu eta beraren balioa da, printzipiokosmologikoarekin, unibertsoaren geometriak zeintzu izandaitezkeen erabakitzera eramango gaituztenak.

Printzipio kosmologikoaz hitz egiterakoan aipatu ezbadugu ere, honek unibertsoaren deformazio edo geome-tharako aukerak hirutara murritzen ditu. Arrazoia begibistakoa da: masak espazioaren banaketa konkretu batsuposatzen du, uniformea hain zuzen ere; beraz, uniber-tsoaren deformazioa -geometria- mugatzen du.

Geometriarako hiru aukerak beraien kurbaduarenbalioaren bidez adieraz daitezke eta hauexek ditugu aukerahoriek eta beraiei dagozkien geometrien bereiztasunak:

a) Kurbadura negatiboa denean (k<O)

Kasu honetan unibertsoa infinitua da, hau da, bolumenaeta masa infinituak ditu. Bere propietate geometrikoakgeometria hiperbolikoak deskribitzen ditu. Unibertso hauespazioan irudikatzeko beste laugarren dimentsio batbeharko genuke, horregatik, nolakoa den ideia egiteko bidimentsiotako kasu bera adierazi dugu 9. (a) irudian. Ikus-ten denez, unibertso honen geometriaren propietateetakobat triangelu baten angeluen batura 1802 baino txikiagoadela dugu.

32

9. irudia

b) Kurbadura zero denean (k = 0)

k = 0 denean unibertsoa, berriz ere, infinitua da, bainakasu honetan geometria euklidearra da, hau da, gure

33

inguruko espazioan neurketak eta kalkuluak egitekoerabiltzen duguna, bertan distantziak laburrak direlako etagrabitate-eremuak ahulak direlako. Eremuak ahulak izateansortzen duten espazioaren kurbadura hain txikia da ez delagure neurketetan nabaria egiten. Distantziak laburrak iza-tean unibertsoa bere osotasunean planoa izan gabe kurbatuabada ere, kurbadura ez da nabaria egiten lurraren gaina-zalaren kurbadura nabaria ez den bezala metroen ordenakodistantziak neurtzen ditugunean. 9(b) irudian adierazi dugubi dimentsiotako analogia. Unibertso euklidearrari planoaere deitzen zaio eta unibertso infinituko kasu biei unibertsoirekiak deitzen zaie.

d) Kurbadura positiboa denean (k>0)

Hirugarren kasu hau unibertsoa finitua edo itxia deneangertatzen da eta bere geometria esferikoa da. Zer esanik ez,bere masa kantitate finitua da. Bi dimentsiotako ereduaesfera baten gainazala izango litzateke. Bertako puntubatetatik (hiru dimentsiotako unibertso esferikoko puntubatetatik bezala) argi-izpi bat aterako balitz puntu berbereraitzuliko litzateke bidean oztoporik ez izatekotan (nahiz etaunibertsoak eboluzionatu bidaia egiteko denbora horretan).Azken batez, Lurraren gainazala bi dimentsiotako unibertsohorietako bat izango litzateke eta izpiak meridiano batjarraituko luke bidaia horretan. 9(d) irudian ikusten denez,kasu honetan triangeluaren angeluen batura 180 2 bainohandiagoa da.

Ohar hauek egin eta gero gaur egungo unibertsoa bereosotasunean hartu eta bere gainean erlatibitatearen ekua-zioak aplikatuko ditugu izango duen eboluzioa aztertzeko.Dena den, materia eta erradiazioaren banaketa homogeneoadenez unibertsoaren zati guztiek modu berean eboluzionatubehar dute. Honetaz baliatuz, egin behar dugun guztia zerada: edonolako jatorri bat hartu, gure galaxia adibidez, etaberagandik distantzia konkretu batetara, R, dagoen

34

materiaren dinamika aztertu. Distantziak 100 milioi argi--urtekoa izan behar du, gutxienez, printzipio kosmologikoabete dadin. Baldintza hauetan jatorritik R distantziara hartudugun materia-multzoaren (R distantziara dagoen bestegalaxia hasten) higidura kalkulatzeko bakarrik R erradiokoeta gure galaxian zentraturiko esferaren barnean dagoenmateriaren eragina kontuan hartu behar dugu, uniber-tsoaren masa guztia esfera horren barnean dagoena izangobalitz bakarrik. 10. irudian adierazten da esan duguna.

Teorema hau, aztertzen den sistemaren simetria esfe-rikoaren funtzioa da eta Newton-en grabitatearen teoriarenbarnean ezaguna zen. G. D. Birkhoff-ek frogatu zuen1.923. urtean erlatibitatearen teoriaren formulazioarenbarnean. Esfera honi aplikatzen zaio orduan Einstein-enteoria. Honela, Hubble-ren legearen arabera v abiadu-rarekin urruntzen ari den B galaxiaren gainean F indarraagertuko da (ikus 10. irudia). Erlatibitate orokorrarenteoriaren arabera F indarraren adierazpena ez dago masarenfuntziopean bakarrik, esferaren barnean dagoen masa etaerradiazioaren funtziopean baizik. Grabitate-indarraren era-gilea, orduan, masa-energia deituko dugun magnitudeaizango da, magnitude hau zatiki guztien geldiuneko masaeta masa zinetikoaren batura izanik (masa zinetikoa energiazinetikoaren eta c2 faktorearen zatiduraren emaitza da).Bestetik, Einstein-en teorian, materiaren presioak ereeragina du, masa-energiaren dentsitatea bezala, indarrarenbalioan. Konkretuki indarra ondoko faktorearen fun-tziopean dago:

pc2 + 3p

non, p, dentsitatea deneta p, presioa.

35

10. irudia

Gure eredu honetan, askotan gogora erazi dugunez,materiaren banaketa homogeneoa da; beraz, ez dagopresio-gradienterik sort dezakeen indarrik. Hori dela eta, ezdago grabitatearen indarrari aurka egin diezaiokeen indarrik(izarretan, adibidez, tenperaturaren funtziopen dagoenpresioaren diferentziak -presioa zentrutik kanpo alderajaitsiz doa- grabitatearen indarra orekatzen duen beste indarbat sortzen du). Ondorioz, Unibertsoak dinamikoa izanbehar du hedatzen edo uzkurtzen egongo delarik, fasebatetik besterako oreka aldiunean izanik salbuespenbakarra.

Goazen, bada, teoria aplikatu ondoren lortzen ditugunemaitzak aztertzera. Emaitza horiek desarroilo matema-tikoak ematen dituen bi ekuazioetatik ondorioztatukoditugu: masa-energiaren ekuazioa eta eboluzioaren ekua-zioa.

36

a) Masa-energiaren ekuazioa.

Ekuazio honek masa-energiaren dentsitatearen ebolu-zioa ematen digu denboraren funtziopean gure esferarenbarnean. Lortzen diren emaitzak ezberdinak dira uni-bertsoaren erradiazioaren arorako eta materiaren arorako.Lehenengo kasuan masa-energi dentsitatearen balioa (9)adierazpenetik ondorioztatzen denez tenperaturaren fun-tzlopean dago, konkretuki

p (t) a T(t) erg/cm3 ,

baina tenperaturaren denborarekiko eboluzioa R(t) edoS(t)-ren alderantzizkoaren proportzionala da, beraz,

p (t) a 1/S4 (t) (17)

Bigarren kasuan, materiaren aroan, masa-energiarendentsita- tearen balioan erradiazioaren eragina arbuiagarriadenez, dentsitatearen adierazpena beti bezala kalkulatukodugu:

p (t) = mN

non, m, materia arruntaren masa den.Materiaren aroan materia kantitatea konstante denez

p (t) = 31n/4 R3(t) = K/R3 (t)

non, K, konstante den.Edo eskala-faktorearen funtziopean

p (t) 1/S3 (t) (18)

37

Masa-energiaren dentsitatearen denborarekiko eboluzio-arentzat adierazpen ezberdinak ditugu aro ezberdinetan.Dena formula bakar batetan jartzeko honela idatziko duguemaitza:

p (t) 1/Sn (t)

(19)

non, n = 3 den materiaren aroan,n = 4 den erradiazioaren aroan.

Jokaera ezberdin hauen arrazoia ondokoa dugu:erradiazioaren aroan materia azken batez zatiki erlatibistenmoduan dago, beraz, bere energia gehiena zinetikoa da etaunibertsoaren hedapenarekin gutxitu egiten da; materiarenaroan, berriz, energia gehiena masa moduan dago eta hauezin da aldatu.

b) Eboluzioaren ekuazioa.

Beste ekuazio honek unibertsoaren hedapenaren inten-tsitatea ematen digu. Ekuazioa ondokoa dugu:

H2 = -

8nG p-

c—S2

2k3

non, G, grabitatearen konstantea deneta, k, espazioaren gaur egungo kurbadura.

Bigarren ataleko kendurak hedapenaren intentsitatearen,Hubble-ren "konstantearen" denboraren funtzioaren, karra-

tuaren balioa ematen digu. Kenkizuna p (t)-ren funtzioada, beraz, S(t) handitzen den neurrian txikitu egiten da osoazkar (11. irudian dago adierazita kurba). Kentzaileakitxura ezberdinak izango ditu kurbaduraren balioaren

(20)

38

G p3

kc2 / S

2 (k > 0 denean)

2 2 n_kc2 / S kL = 0 denean)

Alrigij----0-1 H2

= 0It

11111"

posit

kc2 / S

2 (k < 0 denean)

negat

arabera. Printzipio kosmologikoaren azterketa egiterakoanikusi genuenez k positiboa, nulua ala negatiboa izandaiteke. Kendura, H 2, irudi berberean irudikatua dago gezibertilcalen bidez.

Kurbaduraren balioa positiboa denean, irudian ikustendenez, H(t)-ren balioak nahiko txikiak dira eta gutxituzdoaz zero egin arte, kenkizuna eta kentzailea berdinakdirenean. H = 0 egiten den une horretan hedapena geratuegiten da, orduan, S(t)-k ezin du balio handiagorik hartueta txikitzen hasten da. Unibertsoa orduan uzkurtu egitenda, berriz ere hasierako egoeraiantz jotzen duelarik.

11. irudia

39

Kurbadura nulua denean ekuazioaren itxura hau da:

8H2 (t) = —

37cGp(t)

Ikusten denez, H 2 ez da inoiz zero egiten hedapena

mugagabeki jarraitzen duelarik. p(t)-k, eta beraz H(t)-kere, zeroruntz jotzen dute S(t) handituz doan neurrian;ondorioz, edozen materia-zatikiren hedapen-abiadurak erezeroruntz joko du, baina anulatzen ez delarik.

Kurbadura negatiboa denean hedapenak, aurreko ka-suan bezala, infinituki jaraituko du. Hedapen-abiadurakonstante batetarantz hurbilduko da.

Gaur egungo egoerari aplikatzen badiogu, eboluzioarenekuazioak honako itxura hau hartuko du:

2 8

Ho = -3- 7c G po - kc2 (22)

non, Ho, Hubble-ren konstantearen gaur egungo balioa

den eta po masa-energiaren gaur egungo balioa. Eskala-

-funtzioaren gaur egungo balioa, (7) adierazpena kontuanhartzen badugu, 1 izango da.

Eta (22) adierazpeneko atal biak 8/3 7c G-rekin zatitueta ordenatzen baditugu ondokoa lortuko dugu:

3 H203 ke2

P° 8 7c G 8 G

(21)

(23)

40

3 H02

non, gaiak dentsitate-unitateak dituen eta dentsitate8 IC G

kritikoa deitzen den, berehala ikusiko dugun arrazoi-

arengatik. Generalean pc ikurrarekin adieraziko dugu.

Gaur egungo dentsitatearen balioa dentsitate kritikoare-

na baino handiagoa bada, po>pc , orduan, po - pc> 0 da;beraz, (23) adierazpeneko eskuineko atalak positiboa izanbehar du; horretarako, eta beste biderkagaiak etazatitzaileak positiboak direla kontuan izanik, kurbadurarenbalioak positiboa izan behar du, k > 0. Laburbilduz, gauregungo dentsitatea dentsitate kritikoa baino handiagoa badaunibertsoaren kurbadura positiboa da, horrek dakartzanondorioekin: unibertso itxia eta geometria esferikoa izatea.

Dentsitate biak berdinak badira, p o = p c , ondokobaldintza bete behar da:

3Kc2 – 08 rc G

Adierazpen honetan konstantea ez den gai bakarra kdugu; beraz, kasu honetan zero balioa hartu beharko dubaldintza bete dadin. Dentsitatearen balioa balio kritikoabada unibertsoa infinitua da eta geometria euklidearra du.

Azkenik, po< pc bada kurbadura negatiboa izango da.Kasu honetan unibertsoa irekia da eta bere geometriazelaren geometria izango da.

Dena den, generalean ez da dentsitatearen balioarekin

41

lan egiten 0-rekin baizik. S2 dentsitatearen gaur egungobalioaren eta dentsitate kritikoaren arteko zatiketa delarik:

Po= —

(24)Pc

Orduan, po > pc denean S2 > 1 da; po pc denean

= 1 da, eta azkenik, po< pc denean S2 < 1 da.

Arazo guzti hauek hobeki ulertzeko mekanika klasi-kotik hartutako analogia bat desarroilatuko dugu. Grabitateindarraren moduko indar zentral baten eremua azter-tzerakoan gorputz bat eremuaren eraginpenetik ateratzeanahi badugu, energia minimo bat eman beharko diogupartikula horri. Eneigia horri dagokion abiadura ihes--abiadura deituko diogu eta vih ikurrarekin adierazi.Adibidez, Lurretik espazialuntzi bat jaurtiki nahi baduguhiru aukera agertuko zaizkigu ematen diogun hasierakoabiadura (energia) kontuan hartzen badugu:

a) vo < vih baldin bada, espazialuntzia Lurrareninguruko orbita bat egiten geratuko da, edo bestela Lurreraeroriko da berriz.

b) vo = vih baldin bada, espazialuntzia infiniturainojoan daiteke (Lurraren eraginpenetik ateratzen da) bereabiadura zeroruntz hurbiltzen doalarik urruntzen denneurrian.

d) vo > vih baldin bada, espazialuntzia infiniturainojoango da bere abiadura balio konstante batetarantz txikituzdoalarik.

42

Azterketa hau Birkhoff-en teorema kontuan izanik 10.irudiko A galaxiatik ummtzen ari den B galaxiari aplikatzenbadiogu, esferaren masa erabil dezakegu B galaxiarenihes-abiadura kalkulatzeko, hau da, esferaren azaleandagoen B galaxiak infinitura ihes egin ahal izateko orainizan behar duen abiadura kalkulatzeko. Goazen, bada,kalkulua egitera energiaren adierazpena erabiliz:

E = T + V

non, T, energia zinetikoa den;eta, V, energia potentziala.

B galaxia, aldiune konkretu batetan, esferaren azaleanbaldin badago, bere abiadura ihes-abiadura izanik, bereenergia zinetikoa ondokoa izango da:

1 2T = — mv (25)

2 ih

Energia potentziala, berriz, gorputza, infinitutik, da-goen punturaino ekartzeko egin behar den lana da; beraz,ondoko integralaren bidez kalkulatuko dugu:

M mV = Fds = G 2 dr

r00

non, R, esferaren erradioa den;r, esferaren gainazaletik B galaxiarainoko distantzia;

eta M, esferaren masa.

43

Integralaren emaitza oso erraz atera daiteke:

M n R M mV=[ r

-G----] =-G oe

B galaxia ihes-abiadurarekin ateratzen bada esferarengainazaletik, suposatu dugun bezala, abiadurarik gabeiritsiko da infinitura, eta bertan potentzialen jatorriandagoenez V ere zero da; ondorioz, E = 0 da, etamagnitude hau kontserbatu egiten denez (25) eta (26)adierazpenak energiaren adierazpenean ordezkatzenbaditugu ondoko baldintza bete beher dela ikusten da:

1 2 M m0 = — mv. - G

2 ihR

2 GMBeraz, Vih = J R (27)

edo dentsitatearen funtziopean,

4 2 8GVih =i2G T icR p =

3 p(28)

Ikusten denez, vih esferaren erradioaren proportzionalada; baino Hubble-ren legearen arabera galaxiaren abiaduraere R-ren funtzio lineala da, beraz, abiadura horien zatiduraesferaren tamainuaren independentea da, hau da, berdinada unibertsoko galaxia guztientzat:

(26)

44

-8

V 7c p Gih 3

= = Ho

Dentsitate kosmikoaren eta Hubble-ren konstantearenarabera lehen aipatutako hiru aukerak ditugu:

a) S2 < 1, galaxia ezingo da infinituraino iritsi; beraz,uneren betetan guregana erortzen hasiko da, une horretanhedapena gelditu egingo da uzkurpena hasteko.

b) S2 = 1, galaxia infinituraino iritsiko da: unibertsoainfinitua eta euldidearra da.

d) C2 > 1, unibertsoa infinitua da eta zelaren geometriadu.

Dentsitate kritikoa definitu dugunean esan dugunbezala, bera da unibertso itxi eta irekiak bereizten dituena,

beraz, (29) adierazpenean L-1 = 1 egiten denean p-k har-tzen duen balioa izango da dentsitate kritikoarena:

3 Ho2

Pc 8 7c G

Balio hori (23) adierazpenetik atera duguna da, noski.Kalkulu guzti hauek mekanika klasikoaren barnean eginakdira; baina, ikusten denez, baliagarriak dira mekanikaerlatibistaren barnean dentsitatea masa-energi dentsitatebeznla interpretatzen badugu.

(29)

. (30)

45

t, denboragure galaxiarengaur egungo posizioa

t R, distantzia

gure galaxiareneboluzioa adieraz-ten duen lerroa.

Goian aipatu ditugun posibilitate guzti hauek 12.irudian adierazita daude; baina irudian aldagaiak denboraeta galaxien arteko distantzia izanik. Jatorri bezala guregalaxia hartu genuenez bere posizioa denboraren ardatzeanaurkituko dugu.

Gaur egun P puntuan dagoen galaxia baten eboluzioaaztertzen ari bagara, bere abiadura puntu horretanV=R H izango da unibertsoa itxia nahiz irekia izan.o oHorregatik dute kurba guztiek malda berbera puntuhorretan. Kurbaren itxurek ematen dute eboluzio posibleezberdinak lehenagoko eta geroko aldiuneentzat hiruaukeren arabera.

12. irudia

46

1.4.- Unibertsoaren adina.

Gaur egun, Hubble-k bere neurketekin frogatu zuenez,unibertsoa hedatzen ari da. Honek begibistako ondoriobatetara garamatza: denboran atzera begiratzen baduguedozein galaxiaz edo zatikiz osoturiko bikoteen elementuekelkarren hurbilago egon beharko lukete. Geroago etahurbilago zenbat eta atzerago begiratu denboran. Gainera,bikote guztiek beraien elementuak elkartzeko behar dutendenbora berdina da. Emaitza hau printzipio kosmologi-koaren ondorio dugu: bikote batzu besteak baino azkarragoelkarrenganatuko balira dentsilate ezberdineko eskualdeakaurkituko genituzke iragana aztertzerakoan. Hori kontra-esanean dago materiaren banaketa homogeneoaren hipo-tesiarekin; beraz, esandakoa frogatzen dugu.

Emaitza hori nabaria egiten da unibertsoa beti abiaduraberdinez hedatu den kasurako. Kasu horretan abiadura betibezala ondokoa izango da:

v = HoR

Baina abiadura konstante denez ondokoa ere beteko da:R

v = —T

13. Irudia

47

Adierazpen biak konparatzen baditugu Ho = L izan

behar duela ikusten da; beste modu batez idatzia: T

1T =

(31)

A eta B galaxiek elkarrengandik urruntzeko behar izanduten denbora Hubble-ren konstantearen balioaren alderan-tzizkoa da, azken adierazpenean agertzen denez.

Laburbilduz, une batetan zatiki guztiak elkarren gaineanegon ziren, gero urruntzen hasi zirelarik. Une horretan,gauza gehiegi sinplifikatzea bada ere, leherketa haundiagertatu zela esaten dugu.

Leherketa hau noiz gertatu zen, edo adinaren arazoraitzultzen bagara, esan behar dugu adin hori ez dela (31)adierazpenetik lortzen duguna gure unibertsoa uniformekihedatzen ez delako. Azken batez, T-ren balioa Hubble-renkonstantearen eta kurbaduraren funtziopean egongo da,segidan ikusiko dugun moduan;

a) kurbadura negatiboa denean.

Kasu honetan eboluzioaren ekuazioa honela idazdaiteke:

8 Ikl c2H2 (t) = vtGp(t)+ 2

Kurbaduraren modulua handia bada lehenengo batugaiaarbuiagarria da bestearekiko. Dentsitatearen aldaketarenefektua oso txikia da eta Hubble-ren konstantearenfuntzioaren itxura, orduan, honako hau da:

48

edo S-ren defmizioa aplikatuz (7 adierazpena):

c frcH(t)

R(t) (32)

Baina hedapen-abiadura hauxe dugu:

v (t) = H (t) . R (t)

Adierazpen honetan (32) formulak ematen digunH(t)-ren gutxi gorabeherako balioa ordezkatzen baduguv(t) ia-ia konstantea ateratzen zaigu:

v(t)=c.RoN,(1-c

Honek hedakuntzaren dezelarazioa oso txikia dela esannahi du. Dezelerazio hori qo ikurrarekin adierazten dugueta grabitatearen indarraren funtzio lineala da; beraz, hona-ko batuketaren proportzionala:

Po c2 4- 3Po

Dena den, gaur egungo presioaren balioa arbuiagarria

kontsidera daiteke eta qo po-ren proportzionaltzat jotzen

da. Esan bezala, kasu honetan dezelerazio-parametroa ianulua (qo=0) da. Ondorioz unibertsoaren adina • 1izango da. Ho

49

Gaur egungo Ho-ren balioa honako honetan edo pizkabat gehiagotan estimatzen da:

Ho = 50 km/s.Mpsec (33)

Beraz, unibertsoaren adina 10.000 edo 15.000 milioiurte ingurukoa izango litzateke. 12.irudian ikusten duguk<0 denean malda ia konstante dela (v= kte) eta bertanjarrita dago baita ere dezelerazioaren balioa, qow0.

b) Kurbadura zero denean.

Kasu honetan eboluzioaren ekuazioa honako hau da:

8H2 (t) =-TwGp(t)

Hubble-ren konstantearen itxura, orduan, azpikoa da:

H(t) = LTTG7:(t)3

Ikusia dugunez ( (19) adierazpena), dentsitatea gutxie-nez R3(t) -ren alderantzizkoa da; beraz, abiaduraren itxurahauxe dugu:

1..v(t) =H(t).R(t)/-

8nG—R(t),

3 R3 (t)

(34)

(35)

50

Ghauda, v(t)cc 3R(t) '

1edo laburrago, v ( t )

(

Kasu honetan, orduan, dezelerazio-parametroa handia-goa da, konkretuki qo = 1/2 (lehen bezala p arbuiatuegiten dugu). Iraganean Hubble-ren konstantea gaur egunbaino handiagoa izan denez, unibertsoaren adina ez da1/Ho , txikiagoa baizik. Emaitza hauek ere 12. irudiandaude.

d) Kurbadura zero baino handiagoa denean.

K positiboa denean arrazoiketa berdina eginez dezele-razio-parametroa handiagoa dela ikusten dugu: konkretuki

qo = 1 da kurbaduraren balioa handia denean. Beraz,unibertsoaren adina oraindik txikiagoa da (ikus 12. irudia).

1.5.- Unibertsoaren materiaren eboluzioa.

Kapituluaren hasieran ikusi genuenez, gaur egununibertsoa hedatzen ari da, eta aurreko apartatuan frogatudugu horrek unibertsoa noizbait dentsitate infinitua izanzuela onartzera garamatzala. Gas baten kasuan gertatzenden bezala, materiaren konpresioak tenperaturaren igoeradakar, beraz, leherketa handiaren teoriak dentsitate etatenperatura infinituko singulartasun bat besterik ez duematen. Singulartasun honi ezin zaizkio fisikaren legeakaplikatu, noski. Gure teoriaren bidez ezin dugu hasieradeskribitu. Aldiune horretan, adinaren kalkuluaren emai-tzak erabiliz orain 10 edo 15 mila milioi urte direla

51

leherketa bat gertatu zela esango dugu bakarrik, leherketahonen energia izanik, hain zuzen ere, oraindik gaur egununibertsoa heda erazten duena. Big bang horretaz hitzegitean ondoko hau dugu sarritan mahaigaineratzen dengaldera: non gertatu zen leherketa?. Galdera honentzatbadugu erantzun garbia. Leherketa haundian unibertsoaosotzen zuten elementu guztiek parte hartu zuten etaleherketa leku guztietan gertatu zen. Unibertsoa infinituabaldin bada hala izan behar zuen hasiera-hasieratik, ez duzentzurik leherketa puntu bakar batetan gertatzeak,irudikatu ohi den bezala. Unibertsoa infinitua izan ez arrenere hasieran ez zegoen gero bete zen hutsunerik, materia etaespazioa elkarrekin hedatzen dira eta.

Leherketaren hurrengo aldiuneetan espazioa oinarrizkozatikiz, bere antizatikiz eta erradiazioz baterik zegoen,bigarren hipotesiak zioenez, tenperatura izugarria zelarik(ikus zatikien 2. taula). Materia eta erradiazioa orekatermodinamikoan zeuden, batak bestea sortzen zuelarik.Aldiune horretatik aurrera unibertsoa zabaltzen eta hoztenhasi zen gaur egun prozesuek jarraitzen dutelarik. Bainazabalkuntza honen pauso garrantzitsuenak deskribatzenhasi baino lehenago beste bi arazo ukitu behar ditugu:lehenengo, denbora kosmikoaren eskalari dagokiona;bigarrena, oinarrizko zatiki eta antizatikien sorrera etaezereztatze-prozesuarena.

a) Denbora kosmikoaren eskala.

Big bang ereduaren bereiztasunik nabarienetako bat zeradugu: denboran jatorri bat ematen diola unibertsoari.Lehenago, unibertsoaren adina mugatzen saiatu garaHubble-ren konstantearen balioan oinarrituz. Orain,ordutik aurrera gertatutako fenomenoak deskribatzerakoandenboran kokatzen ere saiatuko gara. Horretarako denboraneurtzeko eskala bat egiteko aukera ematen digunfenomeno bat aurkitu beharko dugu, noski.

52

Gaiaren desarroiloan ikusi dugunez, gure teoriarenbaliagarritasunerako oinarrizkoa dugu unibertsoa orekatermikoko egoeratatik egoeratara eboluzionatzea, gutxienezhasierako faseetan. Oreka termikoa dakigunez, tenperatu-raren balioa emanez deskribatzen da. Unibertsoa homoge-neoa suposatzen dugunez, beti oreka-egoera berdineanzegoen bere osotasunean; beraz, eboluzioa tenperaturarenfuntziopean deskribatzen badugu unibertso osoak eskalabakarra izango du. Segidan gainera, tenperatura etadenboraren arteko erlazioa aurkituko dugu eta horrekindenbora kosmikoaren eskala egina izango dugu. Kalkuluakerrazago egiteko, eta kasua adierazgarria delako, unibertsoakurbadura nulukoa suposatuko dugu. Beraz, baldintzahaietan, eboluzioaren ekuazioa eta Hubble-ren konstantea-ren adierazpena (34) eta (35) formulek ematen dizkigute-nak dira hurrenez hurren. Bestalde, masa-energiarendentsitatearen itxura (19) adierazpenak ematen digu. Azkenhau (35)-ean ordezkatzen badugu ondokoa lortzen duguH(t)-rentzat:

8 7c G 1 8 7c GH(t) =

3 Rn (t) Rna(t) 3

Orduan, edozein galaxia baten abiaduraren adierazpenahonako hau da:

vG8 K(t) = R10/2)

3

Eta denbora-funtzioa aurkitu nahi dugunez,

dR(t) 87c G R1-(11/2)

dt 3

53

3 dR(t)eta dt = —

8 7C G R1(11/2)

Azken adierazpen hau integratzen badugu:

(Rni2 (t2) - Rni2 (ti)t2 =

8 it G 11/2

(R (t2) - Rna (ti))8 G

Eta denbora-funtzioa dentsitatearen funtziopean emate-ko 12 11/2(t) (19) adierazpenetik askatuko dugu azkenekoadierazpenean ordezkatzeko:

2= —

n

tz- ti2n F8nG LF(72) P j

(9) adierazpenak ematen digun Stefan-Boltzmann-enlegea unitate egokitan ipini ondoren erabiltzen badugu,denbora-funtzioaren itxura definitiboa lortuko dugu:

2 3 1 1t2 - tl = —

n 8 ir G 1,22.10-35 T2 T1

Formula honek tenperatura T 1 baliotik T2 baliorajaisteko pasatu behar izan duen denbora ematen digu.

54

(36)

Beraz, hau izango da erabiliko dugun adierazpenadenbora-eskala egiteko, nahiz eta zenbait kasutan T-renbalioak borobildu.

b) Zatiki eta antizatikien sorrera eta ezereztatzea.

Mikrouhinen hondoa aztertzerakoan ikusi genuenez,fotoien batezbesteko energia tenperaturaren funtziopeandago. Erradiazioaren aroan materia arruntaren geldiunekoenergia arbuiatu egin daiteke eta unibertsoa bakarrikerradiazioaz osoturik dagoela suposatu. Energia, orduan,erradiazioaren energia zinetikoa izanik besterik gabe.Egoera honetan, eta aro honetako hasierako faseetantenperatura oso altua zenez, zatiki-antizatiki bikoteensorrera eta deuseztatze-prozesuak gertatzen ziren.

Deuseztatze-prozesua, zatiki batek antizatiki batekintalka egiten duenean gertatzen da, eta orduan, masatxikiagoko bikote bat sortzen da. Ondoan dugu adibidebezala protoi-antiprotoi bikotearen ezereztatzea bi fotoiemateko (kargarilc gabeko zatikien antizatikia zatiki bera daeta):

P + Y + Y

Bikote baten sorrera masa txikiagoko bikote batentalkaren ondorioz gertatzen da; adibidez lehen aipatudugunaren alderantzizkoa. Baina kasu honetan talka egitenduten zatiki eta antizatiki bakoitzaren geldiuneko energia,m c2 eta bere energia zinetikoaren baturak, gutxienezosortuko den zatiki bakoitzaren geldiuneko masarenbestekoa izan behar du. Konkretuki, guri interesatzen

55

zaizkigun prozesuak gainean aipatu ditugunen antzekoprozesuak dira, hau da, energia hutsetik materia sortzendutenak. Fotoien energiak, orduan, sortzen den bikotearengeldiuneko energia baino handiagoa izan behar du. Bainafotoien energia zinetikoa da eta hau tenperaturarenproportzionala da, zehazki:

Ec = kbT (37)

non, kb, Boltzmann-en konstantea den. Beraz, betebehar den baldintza honako hau da:

kbT 2mc2(38)

Orduan, zatiki-antizatiki bikote bakoitzarentzat beresorrerarako beharrezko den tenperatura minimo bat kalkuladezakegu. Adibidez, elektroiarentzat:

kbTe mec2

non, Te , elektroi-positroi bikote bat sortzeko behar den

tenperatura minimoa den.

Me C2

0,511 . 106 eVBeraz, Te �_ Kb

6. 199 2K8,617 . 10-5 eV/2K

3. taulan beste bikote batzuren sorrerako tenperaturaminimoen balioak ditugu modu berean kalkulatuak.

Tenperatura, bikote konkretu baten tenperatura minimoabaino handiago denean, bikote horretako zatiki-antizatikienkantitatea unibertso primitiboan bertan zeuden fotoiena berada, segidan ikusiko dugunez. Mikrouhinen hondoa azter-

56

tzerakoan esan genuenez, unibertsoaren eboluzioa orekatermikoko ondoz-ondoko egoerak hartuz gertatu da. Horidela eta, unibertsoan izan zen eta gaur egun den erra-diazioaren banaketaren adierazpena ondorioztatu genuengorputz beltzaren igorpenean oinarrituz. Orain orekatermikoko egoera horiek zer suposatzen duten ikusikodugu, zatiki-antizatiki bikoteen ugaritasunean duten eraginaagerian jarriz.

LEPT K ln i i : e •IAK

Zatikiak T(109 K) Zatilcia T(109K) Zatilcia T(109K)

e (elektroia) 5,930 protoia 10.888 grabitoia 0

ve (e neutrinoa) < 0,000116 neutroia fotoia 0

1.1. (muoia) 1226,2 10.903 gluoia 0?

vp. (neutrino p.) < 7,546 nukleoiak oinarrizko W 928400?

t (tau) 21540zatikiak z badira ere,beraien arrantziagatik Z 104440

aipatzen dituguvt(neutrino tau) < 2901

1

3. taula

Hubble-ren legea ikusi ondoren esan genuenez,unibertsoaren hasierako faseetan eskala-funtzioaren balioaoso txikia zen eta, beraz, masa-energiaren dentsitatea osohandia. Baldintza hauetan garai hartan unibertsoa osotzenzuten zatietako batek beste batekin talka egin arte pasatzenzen denbora, batezbesteko denbora askea deitzen dena, osotxikia zen, unibertsoak modu nabari batez hedatzeko beharzuena baino askoz ere txikiagoa. Beste modu batez esanda,unibertsoan eskala-funtzioa kantitate nabari batez handi-tzeko behar zen denboran zatikiek talka edo elkarrekintzaasko jasaten zituzten. Elkarrekintza hauetako bakoitzak

57

energi aldaketa bat suposatzen duenez, logiko da motahonetako sistema batek oreka-egoera batetara ebolu-zionatzea. Oreka esaten dugunean, ez gara oreka estatikobati buruz ari, oreka dinamiko edo estatistiko bati buruzbaizik. Honela, konstante mantentzen dena zera da: beraienpropietateen balioek tarte eman batetan duten partikulenkopurua. Hau da, egoera eman batetan sartzen direnzatikien kopurua eta ateratzen direnena berdinak dira.Oreka estatistiko hau da oreka termikoa deitzen duguna,sistema osorako berdina den tenperatura baten bidezdefmitu daitekeelako.

Era berean, oreka termikoak zatiki-antizatiki bikotenkopuruak mugatzen ditu. Tenperatura konkretu batetandiren fotoi-bikoteak gehiago badira zatiki-antizatikikonkretu batzuren bikoteak baino, orduan, haien artekoelkarrekintzak hauen artekoak baino ugariagoak izango diraeta zatiki-antizatiki bikote gehiago eratuko dira fotoi-bikotealc baino. Honela, kopuru biek berdintzera joko dute.

Unibertsoa hasieran oreka termikoan egon zen sistemabat izateak ondorio garrantzitsu bat dakar, lehen esandugunez. Sistema hauen propietateak oreka karakterizatzenduen tenperaturaren funtziopean daude gehien bat. hau da,hasierako baldintzek ez dute ia eraginik. Ez dabeharrezkoa, orduan, baldintza guzti horiek ezagutzea.Bakarrik konstante mantentzen diren magnitude batzumugatu behar dira. Magnitude hauek karga elektrikoa,zenbaki barionikoa eta zenbaki leptonikoa ditugu.

Karga elektrikoaren kontzeptua ezaguna denez, zenbakibarionikoa eta leptonikoa definitzera pasatuko gara.Oinarrizko zatikiez hitz egiterakoan, hadroiak barioi etamesoietan banatzen zirela ikusi genuen. Barioiak nukleoieketa hiperoiek osotzen duten taldea dira. Zatild-azeleragai-luen bidez egin diren saiakuntzatan konprobatu ahal izandenez, elkarrekintza guztietan barioien eta antibarioien

58

arteko kendura konstantea da, hau da, berdina daelkarrekintza gertatu aurretik eta elkarrekintza gertatuondoren. Propietate hau hobeto definitzeko zenbaki bario-nikoa erabiltzen dugu, honela, barioi baten zenbakia +1 daeta antibarioi batena -1. Prozesu batetan orduan, ellcarre-lcintza gertatu aurretiko zenbaki barionikoen batura etaelkarrekintza gertatu ondorengoena berdinak dira. Denadela, zenbaki barionikoak ez du beste inolako esannahidinamikorik, kargak bezala adibidez. Hau da, ez da inolakoeremu barionikorik existitzen, zenbaki huts bat da.

2. taulan leptoien zerrenda dugu. Zenbaki leptonikoazenbaki barionikoa bezala definitzen dugu eta kontserbazio--lege berbera betetzen du. Kasu honetan gainera, leptoiak2. taulan banatuta dauden bezala kontsideratuz ere kon-tserbazio-legea betetzen dute.

Azeleragailuekin lan egitean lortu den energia guz-tientzat kontserbazio-lege hauek bete egiten dira. Beraz,unibertsoa baldintza horietan izan denez geroztik behintzat,karga, zenbaki barionikoa eta zenbaki leptonikoa berdinakizan ditu, gertatu diren elkarrekintzek ez dute aldatu eta.Saia gaitezen, bada, magnitude horien balioak mugatzengero balio horietan oinarrituz materiaren eboluzioaaztertzeko T-ren eboluzioaren funtziopean.

Magnitude horien balioak, karga, barioi eta leptoidentsitateak emanaz mugatu beharko genituzke; bainaunitate horiek erabili beharrean magnitute bakoitzaren fotoibatekiko kantitatea emango dugu, kantitate hori konstantedelako, segidan ikusiko dugunez.

Karga, zenbaki barionikoa eta zenbaki leptonikoakonstanteak dira, beraz, unibertsoa hedatzen ari denez,beraien dentsitatea unibertsoaren tamainuaren kuboarenalderantzizkoa da: Berehala frogatuko dugu bolumen--unitateko fotoien kopurua tenperaturaren kuboaren

59

funtzioa dela; tenperatura hedalcuntzarekin linealki jaistendenez, fotoien dentsitatea ere unibertsoaren hedakuntzarenkuboaren alderantzizkoa da. Orduan, magnitude haien etafotoien kopuruen arteko erlazioa konstante da.

Froga dezagun, bada, bolumen-unitateko fotoien kopu-rua tenperaturaren kuboaren proportzionala dela. Gorputzbeltzaren erradiazioa aztertzerakoan Planck-en banaketarenadierazpena ikusi genuen, (8) adierazpena hain zuzen ere.Energi banaketa hori kuantu edo fotoi moduan interpretatu

nahi badugu X eta X. + uhin-luzeren arteko bolumen--unitateko fotoi-kopurua honako hau izango da:

du du du

hc/X

(8) adierazpena kontuan izanik:

8 7c dXdN –

2n,4 (e

hcikTX - 1 )

Eta bolumen-unitateko fotoi-kopuru totala:

..

IN = dN = 60,42(kbT/hc)3 (39)

o

N, orduan, tenperaturaren kuboaren funtzioa da,frogatu nahi genuen bezala.

60

Zein da orduan unibertsoaren karga fotoi batekiko?.Zenbaki hau oso erraz muga daiteke. Indar elektrikoagrabitate-indarra baino askoz ere handiagoa da, orduan,zeinu bateko kargak besteak baino ugariagoak balira, nahizeta oso kantitate txikian, indar nabariena elektrikoa izangolitzateke. Beraz, unibertsoan karga fotoi batekiko nulua edoarbuigarria dela kontsidera daiteke.

Zenbaki barionikoa ere nahiko erraz kalkula daitekebarioi egonkor bakarrak nukleoiak eta antinukleoiakdirelako. (Zehatzak izateko esango dugu neutroia bakarriknukleoaren barnean dagoenean dela egonkorra, bestela,bere bizitzaren batezbestekoa 15,3 minutukoa da).Leherketa haundiaren ereduaren hipotesiak aipatzerakoan,b) hipotesian konkretuki, unibertsoan antimateriarik ez delabehatu esan genuen. Gauzak honela izanik, zenbakibarionikoa unibertsoaren dentsitatearen funtzioa da eta,bestetik, bolumen-unitateko fotoi-kopurua (39) adierazpe-narekin kalkulatuko dugu hondo-erradiazioaren tenperaturaordezkatuz. Unibertsoaren batezbesteko dentsitatea ezin daziurtasun osoz neurtu, horregatik ezin dugu fotoiekikobarioi-kantitatea ongi finkatu, baina 10- 9 barioi/fotoi-koinguruan estimatzen da.

Zenbaki leptonikoaren kalkulualc arazo gehiago dakar.2. taulan ikus daitekeenez elektroiez aparte neutrinoak ereegonkorrak dira. Elektroien kopurua protoien kopuruarenberdina delako, zenbaki barionikoan oinarrituz kallculabadaiteke ere, neutrinoen kopurua mugaezina da, gauregun behintzat, materiarekin duen elkarrekintza oso ahuladelako, eta beraz, efektuak nabariak egiten ez direlako.Horrela egiteko inolako argudio seriorik ez badago ere,generalean, zenbaki leptonikoa txikia kontsideratu ohi da,barioien proportzioa ere hala delako.

Lehenengo segunduaren milenean, tenperatura1013k-koa zen eta unibertsoaren eskala argi-egun batzu-

61

takoa besterik ez. Tenperatura eman dugun baliotik jaitsizenean erradiazioak ezin zuen nukleoi eta antinukleoiriksortarazi eta zatiki hauen kantitatea asko gutxitu zen.Lehenengo segundua pasatu ondoren tenperatura1011k-koa zen eta eskala argi-hilabete batzutakoa. Osagainagusiak, orduan, fotoiak, neutrinoak, elektroiak etaberaien antizatikiak ziren. Protoien kopurua oso txikia zeneta neutroiena protoienaren zazpiren bat. Hirugarrensegundutik aurrera tenperatura 5.109k-tik behera jaistenhasi zenean elektroiak eta positroiak deuseztatzen hasi zirenhaiek protoien antzeko kopuruan izan arte. Une honetatikaurrera unibertsoaren osagai ugarienak fotoiak etaneutrinoak dira. Gorago unibertsoaren eboluzioa bi aronagusitan zatitu dugu: erradiazioaren aroa eta materiarenaroa. Orain ikusi dugunarekin zera esan dezakegu:erradiazioaren aroa ez dela e" eta e+ bikoteen desager-pena gertatu arte hasten, bakarrik orduan esan dezakeguunibertsoaren osagai nagusia erradiazioa dela. Ordurarteosagai guztiak oreka termikoan zeudenez materia etaantimateria asko zegoen; zatiki edo antizatiki bakoitzarenkopurua, deuseztatu baino lehenago, ia fotoienarenbestekoa zen.

Dena den, xehetasun horrek ez dakar aldaketa handirikkalkuluak egiteko orduan. Arrazoia erraza da. Edozeinzatiki bat kontsideratzen dugunean bere energia bi zatitanbana dezakegu: geldiuneko masari dagokiona eta beretenperaturari dagokiona. Tenperatura zatikiaren deusez-tatze-tenperaturaren ingurukoa ez bada, tenperaturaridagokion energia askoz ere handiagoa da bestea baino:beraz, unibertsoa mota ezberdineko erradiazioz beterikkontsidera daiteke. Jarrai dezagun orain unibertsoareneboluzioaren pauso adierazgarrienekin. Hiru minutu etaerdi pasa ondoren tenperatura 109K-tik behera zihoan etabaldintza haietan deuterio-nukleoak eratzen hasi zirenondoren heliokoak emateko. Hurrengoan, interes handirikgabeko garai nahiko luze bat dator zeinean unibertsoak bere

62

zabalpenari jarraitu bait zion, besterik gabe. Unibertsoak300.000 mila urte bete zituenean, gutxi gorabehera,elektroiak nukleoekin elkartzen hasi ziren atomoakemateko. Garai honi birkonbinaketa-garaia deitzen zaio etaatomoen eraketak duen garrantziaz gain, gorago ere aipatudugun beste bereiztasun bat agertzen du: elektroian etafotoien arteko elkarrekintzen gelditzea, jadanik haiekaskeak ez direlako.

Fotoiek materiarekin azkeneko elkarrekintza izanzutenetik izan duten eboluzioa, funtsean, ez da aldatu,erradiazioaren tenperatura unibertsoaren zabalkuntzarenalderantziz proportzionala izan delako, lehen bezala. Bainakontuan izan behar dugu, batetik, ez duela eraginikmateriaren egoeraren gain;bestetik, eboluzio horrenondorio diren fotoiek behatzerakoan ez digutela azkenekoelkarrekintza izan aurretiko unibertsoaren egoerareninformazioarik ematen. Arrazoia unibertsoak ordurarteizandako oreka termikoen bidezko eboluzioan aurkitu behardugu. Lehenago ere azaldu dugu oreka termikoa orekaestatistikoa dela, tenperatura eta parametro konstante gutxibatzu definituz mugatua dugun oreka bat. Oreka-egoerahori lor dadin osagaien arteko elkarrekintzek oso ugariakizan behar dute. Honela, oreka baino lehenagoko egoerak"desfiguratu" egiten dira zeharo. Beste modu batez esanda,hasierako egoerak oso ezberdinak badira ere, sistema batzuT berdineko oreka termikoa lortzen uzten badugu orekatermikoak oso antzekoak izango dira, lehen aipatu ditugunkantitateak hasieratik aldatu gabe zituzten balioetan bereizdaitezkeela bakarrik. Garai honi fotoien langa deizen zaioezin ditugulako zatiki hauen bidez azkeneko ellcarrekin-tzaren aurretiko egoeren informazioak lortu. Aurreragoikusiko dugunez fotoiena ez da izango lehenengo egoereninformazioaren gardentasun eza suposatuko duen langabakarra.

63

Aurrerantzean materia, grabitate-legearen funtziopean,pilatzen hasi zen, gaur egun ezagutzen ditugun egiturakemanez.

1.6.- Unibertsoaren etorkizuna.

Unibertsoak gaur egungo egoera honetara iritsi arte izanduen eboluzioaren pauso garrantzitsuenak ikusi ondoren,bere etorkizunaz arduratuko gara. Gainetik izan bada ere,arazo hau unibertsoaren geometriaz hitz egiterakoan ukitu •genuen. Orduan esan genuenez, unibertsoaren geometrtaesferiko bada edo ez bada eboluzioa zeharo ezberdina da,beraz, hasteko, unibertsoa itxia ala irekia den jakin behardugu; lehenengo kasuan hedapena geratu egingo litzatekegero uzkurpena hasteko; bigarrenean, hedapenak betirakojarraituko luke.

Aukera horien artean hautatzeko biderik zuzenenaunibertsoaren batezbesteko dentsitatea neurtzea izangolitzateke, dentsitate kritikoarekin konparatzeko. Dena den,metodo honen bidez ezin daiteke emaitza zehatzik lortu ezindugulako baieztatu gure behatzeko metodoen bidezdetektatu dugun materia unibertsoan den materia guztiadenik. Aitzitik, izar-kumuluetako izarren higidurak aztertuzadibidez, zenbait kasutan ikusten den materia bainogehiago egon behar dela ondorioztatu da. Materia ikustezinhonen kantitatea mugatzen oso lan zaila dugu, noski; beraz,bide honetatik ezin dugu emaitza oso fidagarririk lortu.Hala ere esango dugu, gaur arte egindako azterketenarabera, emaitzak unibertso irekia izatekoaren aldekoakditugula, edo beste modu batez, existitzen den materiaikustezinaren kantitatea ez dela aski unibertsoarendentsitatea dentsitate kritikoa baino handiagoa egiteko.(Ideia bat egiteko esango dugu materia ikuskorrarendentsitatea dentsitate kritikoaren 2% besterik ez dela).

64

Aipaturiko bide zuzen honen ziurgabetasunak bestezeharkako teknika batzu erabiltzera behartu du. Saiatu denhauetako posibilitate bat desazelerazio edo dezelerazio--parametroaren neurketa izan da. Ideia hauxe dugu.Hubble-ren konstantearen balioan eboluzioa unibertsoarendentsitatearen funtzioa dugu eboluzioaren ekuazioak ( (20)ekuazioa) adierazten duenez. Honela, H-ren balioa iakonstantea izango litzateke unibertsoaren dentsitatea osotxikia balitz, kasu horretan grabitatearen balaztatze-indarraoso txikia litzateke eta. Eta alderantziz, dentsitatez handiaizanez gero indar hori handia izango litzateke eta H-k baliohandiagotatik gaur egungo balioa hartu arte eboluzionatubeharko zukeen. Gauzak honela izanik, distantzia konkretubatetara hartzen dugun galaxia baten gorriranzkolerrakuntza handiagoa izango litzateke bigarren kasuan bereabiadura hala delako -kontuan izan (6) adierazpena-, Hkasu horretan handiago delako. (Gogoratu behaketakegiten ditugunean denboran atzeraka ikusten dugula).

Gorriranzko lerrakuntza distantziarekiko adieraztenbadugu grafiko batetan, dentsitatea oso txikia den

kasurako, hau da, q = 0 den kasurako, grafikoa ia-iazuzen bat izango da. Dezelerazio parametroa handiagoa denneurrian kurbak malda handiagoak hartuko ditu zenbat etadistantzia handiagotarako neurtu. Ikus 14. irudia.

Honela, neurketak eginez eta ateratzen-den grafikoa 14.irudiareldn konparatuz dezelerazio parametroa mugatu etaunibertsoa irekia ala itxia den ondorioztatuko genuke.Baina metodo honek ere zailtasun handi bat agertzen du,distantziaren neurketarena hain zuzen ere. Distantzia,generalean, argitasun intrintseko eta itxurazkoen balioakezagutuz egiten da (ikus (5) adierazpena). Grafikoaegiteko, orduan, argitasun intrintseko konkretu batekoobjektuak hartu beharko genituzke; baina horixe da ezdakiguna nola egin, objektuak urrun daudenean ez dugubere argitasun intrintsekoa zein den finkatzeko. metodorik

65

eta. (Gogoratu Hubble-k, adibidez, cefeiden argitasunaaztertuz kalkulatzen zuela distantzia; baina urrunekogalaxien kasuan ez ditugu izarrak bereizten, noski).

lara-kuntza = qo = 1/2

1-\-•

0,1

0,01

0,001 I10 100 1000 10.000 – distantzia (Mpsec) -

denbora

14. irudia

Gaur egun, oraindik, unibertsoa itxia ala irekia denesaterik ez dugunez, posibilitate biak birpasatuko ditugulaburki etorkizunerako aukerak ezagutzeko.

Unibertsoa irekia balitz, hedapenak etengabe jarraitukoluke. Hondo-erradiazioaren tenperatura jaitsiz jarraitukoluke baina denbora finitu batetan zerora iritsi gabe.Galaxiak, eta materia guztia generalean, elkarrengandikurrunduz joango lirateke eta urteekin izarren erregaiak ereagortu egingo lirateke hidrogenoa, helio eta beste elementuarinek aurreko generazioetako izarretan elementu astunakemanez erre ondoren. Hurrengo kapitulu batetan ikusikodugunaren arabera, izarrek egitura berezi batzutaraeboluzionatuko dute: zulo beltzak, neutroi-izarrak etab.Ikusten denez, urteekin etorkizun hotz eta iluna izangogenuke kasu honetan.

66

Beste kasuan berriz, unibertsoa urte batzuren buruan-gutxiago zenbat eta dentsitatea handiago izan- hedapenfasea bukatuko du eta uzkurtzen hasiko da orain artedeskribatu ditugun pausoak berriz ibiliz. Honela,uzkurpena hasiz gero hondo-erradiazioa geroago etaberoagoa izango litzateke. Berriz ere gaur egungo tenpe-ratura hartuko luke eta pizkanaka bere tenperatura-giroajasan ezinezkoa egin arte berotuko litzateke. Aurrerantzean,erradiazioaren tenperatura 3.0002K-koa egitean erradia-zioaren fase berri batetara pasatuko ginateke, erradiazioaeta materiaren elkarrekintzak berriz hasiz eta lehen esandugun bezala, unibertsoaren eboluzioa ikusterakoanaipatutako pauso guztiak atzeraka ibiliz. Unibertsoaorduan, hasieran deskribatu genuen moduko tenperaturaeta dentsitate infinituko singulartasun batetan bukatukolitzateke?. Egia esan, oraingoz ez dugu galderarentzaterantzun zehatzik. Unibertsoa singulartasunean bukatzea-ren alternatiba bat aipa daiteke edozein modutan. Besteaukera honen arabera, unibertsoa singulartasunera iristean"errebote" fenomeno bat gertatuko litzateke eboluzioaberriro hasiz. Eta hau honela izatekotan lehenago ere halaizan zela suposatuko beharko genuke; azken batez, kasuhonetan denborak ez luke jatorririk izango eta unibertsoahorrelako infinitu zikloen jarraipena izango litzateke.

Hauexek ditugu, bada, unibertsoaren etorkizunerakoaukerak.

1.7.- Big bang ereduaren akatsak.

Kapituluaren hasieran big bang ereduak azal ditzakeengaur egungo behaketak aipatu ditugu eredu honen aldekofrogatzat. Izan ere, hiru behaketa horiek ereduarenoinarriak dira; baina, hala ere, badira oraindik arazo batzuteoria honen barnean a7alpenik aurkitzen ez dutenak. Arazohauek unibertsoaren eboluzioaren lehenengo segunduarenfrakzio izugarri txikiekin lotuak datoz. Bestalde, aurreko

67

puntuan materiaren eboluzioa ematean ezin izan dituguhasierako pausoak eman. Zailtasun hauen arrazoi batbakarra dugu ikusiko dugunez, baina lehenengo leherketahaundiaren ereduaren akatsak aipatuko ditugu.

Ikus ditzagun, bada, leherketa haundiaren ereduarenakatsak:

1.- Horizontearen arazoa (unibertsoaren uniformetasu-naren arazoa).

Unibertsoaren uniformetasuna lehenago aipatu dugunmikrouhinen hondoaren uniformetasunean egiten da naba-ria; erradiazio hau uniformea da parte batetan 10.000-tik.Baina unibertsoaren eboluzioa azkarregia da oreka termikoametodo arrunten bidez lor dadin eta arrazoia informaziofisikoaren transmisioarengan aurkitzen dugu. Informazioaezin daiteke argiaren abiadurarekin baino abiadurahandiagorekin higitu. Hau horrela izanik, uniformetasu-naren azalpena emateko mikrouhinen hondoaren iturriakargiaren abiadurarekin edo txikiagorekin higitzen denfenomenoren baten bidez komunikatuak izan zirela. Hauda, eskualdearen tamainuak, unibertsoaren hasieratikargiak ibilitako distantzia -horizontearen distantzia deitzendena- erradiotzat hartzen duen esfera batena baino txikiagoaizan beharko luke. Baina guk gaur egun behatzen ditugunmikrouhinen iturriak elkarrengandik 100 aldiz urrunagozeuden erradiazioa igorri zen aldiunetan horizontearendistantzia baino. Beraz, eta iturri hauek komunikatu ezinzirenez, nola azaldu mikrouhinen hondoaren uniforme-tasuna?. Teoriak behar zituen hasierako baldintzak gogoraekartzen baditugu ikusiko dugu uniformetasuna beraienartean badagoela; baina noski, ez da batere betegarriaunibertsoaren bereiztasun nabarienetako bat azalpenikgabeko hasierako baldintzen artean ipintzea.

68

15. irudia

Goian dugun irudian horizontearen arazo hau adieraztenda erlatibitate espazialaren barnean erabili ohi direnespazio-denbora diagrama baten bidez. Ardatz horizon-talean posizioa eta bertikalean denbora adierazi ditugu etaardatz horietan erabiliko ditugun eskalak ez dira linealakizango, egokitu egin ditugu argi-izpi baten ibilbidea maltabat duen zuzen batena izateko. Demagun A puntuak gureposizioa adierazten duela espazio-denbora diagraman. Apuntura irits daitezkeen seinaleak ilundua dugun trian-geluan -iraganaren triangelua deitzen dugun triangeluan-dauden puntuetatik ateratzen direnak izan daitezke bakarrik,bestela seinalearen abiadura argiarena baino handiagoaizango litzateke eta. Adibidez, E puntutik irten den seinalebat A puntura iritsiko balitz, denbora berean F puntutikatera den argi-izpiak baino espazio handiagoa ibiliko luke.Beraz, F puntutik irten den seinalea ezin daiteke A punturairitsi, eta orduan F-en gertatutakoek ez dute eraginik Apuntuan.

69

Suposatzen badugu mikrouhinen hondoa th aldiunean

igorri zela, gaur egun jasotzen dugun hondo horren iturriakB eta D puntuen arteko segmentuko puntuak ditugu. Zuzenhorretako puntu bakoitzak bere iraganeko triangelua du etatriangelu hortatik kanpo dauden puntuek ez dute eraginikpuntuan behatzen dugunaren gainean. Honela, B eta Dpuntuak kontsideratzen baditugu, beraien iraganekotriangeluek ez dute puntu amankomunik; beraz, B eta Dpuntuak ez daude inolaz ere erlazionatuta. Hauxe dugu,orduan, deskribatzen ari garen horizontearen arazoa: nolaazaldu erlazionaturik ez dauden B eta D puntuetatik iristenden mikrouhinen erradiazioa tenperatura berekoa izatea?.Aurrerago dugun 17. irudian arazo berbera adieraztendugu. Bertan ikusten denez, big bang ereduarentzat behadaitekeen unibertsoa horizontearen distantzia bainohandiagoa da.

2. Unibertsoaren xamurtasunaren arazoa.

Onartu dugun printzipio kosmologikoaren araberaeskala handitan kontsideratzen badugu unibertsoa uniformeda. Baina eskala txikitan hartzen badugu, nabaria egitenzaigu berehala ere ezhomogeneotasuna (materiaren bana-keta kontuan hartu besterik ez dugu galaxiatan ordenatuaikusteko). Banaketa honen azalpenera hurbiltzeko, leher-ketaren eredu arruntak beste hasierako baldintza bat onartubehar du: ezhomogeneotasunen espektroa. Materiarenbanaketak nahiko azkar egiten dira grabitatearen indarrarenondorioz, orduan, hasieran onartu behar ditugun ezhomo-geneotasunek oso txikiak izan beharko lukete. Gas arruntbat oreka termikoan ez litzateke aski homogeneoa izango,horregatik izena: xamurtasunaren arazoa.

3.- Kurbadura nuluaren arazoa.

Unibertsoaren etorkizunaz hitz egiterakoan ikusigenuenez, oraindik ezin dugu unibertsoa itxia ala irekia den

70

esan, hau da, ez dugu S2-ren balioa ezagutzen. Dena den,bat baino handiagoa zein bat baino txikiagoa izan, berebalioa batetik oso hurbil dagb: 0,1 eta 2-ren artean hainzuzen ere. Unibertsoa planoa ez bada ere, bere kurbadurazero ingurukoa da. Honek segidan ikusiko dugun arazoadakarkio big bang ereduari.

Jakina denez Q-ren bat balioa unibertso euklidearrari

dagokio. Q=1 balio honek oreka ezegonkorreko egoera bat

suposatzen du eta SI-k aldiuneren batetan bat balioa hartuizan balu balio hori izango zukeen betirako, baina berebalioa baten pizka bat ezberdina izan baldin balitzaldiuneren batetan desbideratze hori asko handitukozatekeen unibertsoaren eboluzioarekin eta denborarenpasatzearekin. Nola azaldu, orduan, kosmologoek neurtzen

duten Q-ren balioa 0,1 eta 2 artean egotea?. Gaur egunneurtzen den balioa muga horien artean egoteko leherketa-

ren aldiunean 0-ren balioaren eta baten arteko diferentziak10 15-etik parte batetan baino txikiago izan beharko zuen.

Eredu arruntak ezin du azaldu zergatik Q-k batetik hainbalio hurbila hartzen zuen. Zailtasun hau ere, ereduinflazionarioaren bidez gainditu beharko dugu baliagarriizatea nahi badugu.

1.8.- Big bang eredua eta gaur egungo zatikienteoriak.

Honaino big bang ereduaren lerro nagusiak aztertuditugu beraren aldeko frogak eta akatsak agerian jarriz.Akatsak, bestalde, eta hasieran aipatzen genuen bezala,denak unibertsoaren eboluzioko hasierako aldiuneei lotuakdaude (10-3° segundua baino lehenagokoak). Akats guztihauek nolabait gainditzeko, hasierako baldintzak bezala

71

onartu behar izan ditugu: uniformetasuna, ezhomoge-

neotasun espektroa eta Š2-ren hasierako balioa. Gainera,materiaren eboluzioa ere, ezin izan dugu hasierakoaldiunetatik eman, baldintza horietan materiak betetzendituen legeak ezagutzen ez genituelako. Arazoak, bada,materia oinarrizko zatikitan banaturik dagoen garai horretanagertzen dira. Puntu horretan, Kosmologia, Astrofisika etazatikien fisikaren interesak bateratu egiten dira eta big bangeredua eboluzioaren lehenengo aldiunetara zabaldu nahibadugu zatikien teoria horiek erabili beharko ditugu. Denaden, leherketa haundiaren teoria eta zatikien teoriakelkarrekin aplikatuz ere, ezingo ditugu goian aipaturikoarazoak argitu. Alde batetik, aurrerago ikusiko dugunbezala, behaketa berri baten azalpena lortuko badugu ere,bestetik, beste akats berri bat ere sortuko da. Baina hau denhau ulertzeko lehenengo erabiltzen den zatikien teoriarenberri eman behar dugu.

Azken hamarkadan zatikien teoriaren garapenarakoeman diren pausoak bateratze-teorien arlora jo dute. Motahonetako lehenengo teoria H. M. Georgi eta S. L.Glashow-ek (Harvard Unibertsitatekoak) desarroilatu zuten1.974. urtean. Teoria hauen ideia nagusia lehen hiru indarezberdin kontsideratzen zirenak (elektromagnetikoa,elkarrekintza ahula eta elkarrekintza bortitza) indar edoelkarrekintza bakar batetan bateratzean datza.

Bateratze-mekanismoa simetriaren bidez lortutakoerlazioa da. Hau da, unibertsoa fase simetriko batetandagoenean hiru indar hauek indar bakar batetan batzendirela, eta simetria hori hausten denean hiruen artekoezberdintasunak agertzen dira. Beraz, teoria pentsatua izanbeharko da gure unibertsoari aplikatzen diogunean,simetria berez hausteko moduan. Hobeki ulertzekomekanikako adibide bat jarriko dugu konparaketa gisa.Likido bat badugu ontzi zilindriko batetan, molekulenbanaketa berdina irudituko zaigu ontzia biratu arren ere;

72

beraz, likido hau lege simetriko baten bidez deskribatuaizango da. Baina likidoa hoztu egiten badugu kristaldu arte,orduan atomoak ardatz kristalografikoen arabera orde-natzen dira eta simetria galtzen da. Antzeko zerbait dugu,zatikien bateratze-teoriekin: tenperatura kritiko bat du.gufase simetrikoa eta ez-simetrikoa bereizten duena, 102/Kgutxi gorabehera. Orduan, tenperatura altuago deneanegoera simetriko batetan gaude, tenperatura 1027K-tikjaisten denean fase-aldaketa gertatzen da, simetria hautsiegiten da eta hiru elkarrekintzak azaltzen dira ezagutzenditugun bereiztasunekin. Baino oraindik xehetasun gehiagoeman behar ditugu simetriaren hausdurari buruz fase artekoaldaketa-fenomenoa ongi ezagutzeko.

Gaur egungo zatikien teoria guztiak eremu-teoriakuantikoak dira. Konkretuki, gure teoriaren formulazioanHiggs-en eremuek (P. W. Higgs-ek definitutakoak) partehartzen dute. Eremu hauen balioak denak nuluak direneansimetria-fasean gaude; aitzitik, eremu hauetatik batek balioez nulua hartzen duenean, orduan hausten da simetria.Bestalde, teoriak dioenez, sistema bat .masa-energidentsitate minimoko egoeran dagoenean gutxienezHiggs-en eremuetako batek balio ez nulu bat hartzen du,hau da, Higgs-en eremu guztiak nuluak direneanmasa-energiaren dentsitatearen balioak ezin dira minimoakizan. Tenperaturaren balioak eta Higgs-en eremuen balioakerlazionatuta daude, noski; honela, tenperatura 1027Kbaino handiagoa denean flulctuazio termikoek zero ematendute Higgs-en eremuen oreka-balio bezala. Tenperaturabalio horretatik jaisten denean Higgs-en eremuek balio eznuluak hartzen dituzte.

2. taulan unibertsoaren oinarrizko osagaiak aipatze-rakoan, elkarrekintzak bosoi ezberdinen bidez transmititzenzirela esan dugu. Honek esan nahi du hiru elkarrekintzakbakar batetan batzen direnean ere, bosoi berezi bat izanbehar dela elkarrelcintza bateratu hori transmititzeko. Bosoi

73

hauek X bosoiak deitzen dira eta oso masa handia dute, Weta Z bosoiek baino handiagoa.

Bosoi hauen masak direla eta, interesgarria da nabariegitea X, W eta Z bosoiek masa izanik, fotoiek eta gra-bitoiek ez dutela. Ezberdintasun hori Higgs-en eremuekinloturik dauden Higgs-en bosoien bidez azal daiteke.Higgs-en bosoiek aipaturiko hiru bosoi masadunekindituzten elkarrekintzen bidez, azken hauek masa nolahartzen duten uler daiteke. Besteei masa ematean Higgs -enbosoiek, beraiek ere, besteari eman diotenaren antzekomasa hartzen dute eta masa hau sortzeko energia espaziohutsaren masa-energia hartuz lortuko litzateke. Gaur egunesan dezakegu espazioak, berak, egitura bezala, ez duelamasa-energi dentsitaterik edo baldin badu ere, oso-osotxikiak izan behar du ez delako inolako efekturik nabarituunibertsoaren hedakuntzan. Dena den, badirudi uniber-tsoaren hasierako aldiunetan bazuela eta aipatu dugunprozesuaren bidez galdu zuela.

Honenbestez, big bang eredua eta zatikien teoria hauelkarrekin aplikatzen direnean gertatzen dena ikustekoinformazio aski dugu. Kapituluaren bigarren apartatuan bigbang ereduaren desarroilorako onartu behar genituenhipotesiak ikusi ditugu. Hipotesi hauetako laugarrenakontuan izaten badugu unibertsoaren tenperatura 1027Kbalioa hartzen duenean, eboluzio termikoa oso astirogertatuko da eta tenperaturaren balioa asko jaitsi bainolehen materia guztiak fase simetrikotik fase ez-simetrikorapasatzeko astia izango du. Fase-aldaketa hau gertatuondoren gure eredurako oso garrantzitsua den beste etapabat betetzen da. Bateratze-teoriak sortu baino lehenago,zenbaki barionikoa elkarrekintza guztietan kontserbatuegiten zela onartzen zen. Hori horrela izanik, gaur egununibertsoan behatzen den materia eta antimateriarenugaritasunaren asimetria azaltzeko hasierako baldintzabezala onartu behar genuen asimetria hori eta horrela

74

mugatu dugu fotoiko barioi-kopurua. Oraindik gehiagoesan dezakegu, unibertsoaren osotasunaren zenbakibarionikoa 10 /8 dela uste da. Bateratze-teoria berri hauenarabera, azeleragailuetan egiten diren esperimentuen energimailatarako zenbaki barionikoa kontserbatu egiten badaere, tenperatura kritikoaren ingurukoentzat lege hori ez dabetetzen; beraz, zenbaki barionikoaren balioa ez duzuhasierako baldintzen artean hartu behar, tenperatura 1021Kbaino pixka bat baxuagoa denean oinarrizko zatikienelkarrekintzen ondorio bezala sortu zela onar daiteke eta.Unibertsoaren fase simetrikoan aipaturiko hiruelkarrekintza bakar batetan bateratzen baldin badira, onartubeharra dago baldintza horietan leptoiak eta quarkak ezdirela hain ezberdinak, gehiago oraindik, X bosoienelkarraldatzearen bidez leptoiek quarlcak eman ditzakete etaquark-ek leptoiak. Beraz tenperatura maila horietan ezlirateke zenbaki barionikoa ez zenbaki leptonikoa kon-tserbatuko. Honela, fase-aldaketa gertatu ondoren etadeskribituko ditugun elkarrekintzak direla medio sortukolitzateke materia eta antimateria artean gaur behatzen dugunasimetria. Bateratze-teoriaren kalkuluak parametro arbitra-rio askoren menpean daude, hori dela eta, ezin da zenbakibarionikoarentzat balio zehatzik mugatu esperimentalkiondorioztatu denarelcin konparatzeko. Dena den, parame-troentzat balio logiko batzu hartzen baditugu emaitzaonargarriak ateratzen dira.

Eta bateratze-teorian aplikazioak dakarren zenbakibarionikoaren justifficazioa ikusi ondoren, goazen teoriahonen erabilerak dakarren arazoa komentatzera. Gauza zerada, faseen arteko trantsizioa gertatzen denean, defektu askosortzen direla. Defektu hauen sorrera ongi ulertzeko, berrizere, lehen erabilitako analogiara joko dugu. Likidoakristaltzen denean, beraren eskualde ezberdinek orientazioezberdineko ardatz kristalografikoen arabera solidotudaitezke. Orduan, eskualde ezberdinen arteko mugekdefektu ugari agertzen dituzte kristal-egituran. Era berean,

75

fase simetrikotik simetria hautsiko fasera iragatean uniber-tsoaren materiaren banaketan ere defektu batzu sortzendira. Akats hauek bi motakoak dira: puntualak, monopolomagnetikoek sortarazten dituztenak; eta gainazalekoak,dominio-hormak deitzen direnak. Bai monopoloak eta baihormak egonkorrak eta masa oso handikoak ditugu(monopolo magnetikoena, gutxi gorabehera, 10 16 aldizprotoiarena da).Informazioaren transmisioaren arazoareninguruan egin ditugun kontsiderazioen antzeko beste batzudirela eta, egoera berdineko eskualde baten tamainua ezindaiteke horizontearen distantzia baino handiagoa izan, etadatu hori erabiliz, akats-kopurua kalkula daiteke. Kopuruhau hain handia izango litzateke, masa-energiaren dentsi-tatearen zatirik handiena suposatuko lukeela, eta beraz,unibertsoaren eboluzioa askoz ere azkarrago joangolitzateke. Efektu honen arrazoia eboluzioaren ekuazioa,(20) adierazpena, aztertuz uler daiteke. (17) eta (18)adierazpenen arabera, masa-energiaren dentsitatearenbalioaren beherakada astiroago gertatzen da zenbat etaunibertsoaren energiaren zati handiagoa izan materiamoduan eta txikiagoa erradiazio moduan. Kasu honetan,(20) ekuazioan ikusten denez, H-ren balioa handiagoa daeta unibertsoa azkarrago zabaltzen da. Honela,hondo-erradiazioak 30.000 urtetan hartuko luke gaur egun,10.000 edo 15.000 milioi urte iragan ondoren, duentenperatura eta gure ereduak bere balio guztia galtzen du.

Nabaria da, bada, leherketaren ereduaren hobetubeharra. Horixe izango da, hain zuzen ere, aurrerantzeanegingo duguna.

2.- UNIBERTSOAREN EREDU INFLAZIO-NARIOA

Azkenik, unibertsoaren eredu inflazionarioaren azalpenaegiteko oinarri guztiak jarrita ditugu. Kapituluaren hasieran

76

ereduaren sorrerari buruzko ohar batzu egin ditugu. Orainzuzen-zuzenean hasiko gara eredua agertzen Alan H.Guthek 1.980.ean aurkeztu zuen moduan, segidan,geroztik egin diren zuzenketekin jarraitzeko.

Eredu inflazionarioak big bang ereduak onartzen dituenhipotesi berak egiten ditu, laugarrena izan ezik. Leherketahaundiaren teoria ikusterakoan esan dugunez, unibertsoakoreka termikoko ondoz-ondoko egoerak hartuz ebolu-zionatu du. Honek eboluzioa nahiko astirotsua izateaexigitzen du, materia eta erradiazioak, beraien artekoelkarrekintzak direla eta, oreka termikoak lor ditzatentenperatura ezberdinetan. Teoria berri honek, ez dusuposizio hori egiten.

Hasteko, orduan, unibertsoa zabaltzen ari zela eta osotenperatura altuan zeuden erradiazioa eta materiez beterikzegoela onartuko dugu. Tenperatura oso altua esatendugunean, tenperatura hori, eskualde batzutan behintzat,simetria-fasearen trantsizio-tenperatura baino handiagoesan nahi dugu. Eskualde horietan, orduan, Higgs-eneremuen balioa zero da. Baino kasu honetan ez dugusuposatuko tenperatura jaitsi eta horrekin batera, besterikgabe, Higgs-en eremuek balio ez nuluak hartzen dituztenik.Aurreko apartatuan deskribatu dugun zatikien teorianezezagunak diren parametroen balio batzuren kasuan,hozdura-abiadura faseen arteko transtsizioarena bainoaskoz ere handiago izango litzateke, big bang ereduarenlaugarren hipotesia betetzen ez delarik. Kasu honetan,tenperatura 1027 mugatik behera asko jaitsiko litzateke,Higgs-en eremuen balioak oraindik nuluak izanik.Fenomeno hau, azken batez, hain ezaguna den gainozdura--fenomeno horietakoa dugu. Adibidez, ura -20 C-rainohoztu daiteke solidotu gabe.

Zatikien teoriak ikusterakoan esan genuenez, Higgs-eneremuak nuluak ez direnean, hau da, simetria hautsi

77

denean, orduan ditugu masa-energia gutxieneko egoerak,benetako hutsunea deituko duguna; baino gainozduragertatzen den kasuan tenperaturak jaitsiz jarraitukozukeenez fase-aldaketa gertatu gabe, materiak oso egoeraberezi bat hartuko luke, hutsune faltsoa deituko dugunegoera. Hutsune faltsoa berezia egiten duten ezaugarriakaztertu baino lehenago parentesi bat egingo dugu hutsune--kontzeptua ahal den neurrian argitzeko.

Hutsuneaz mintzatzen garenean ez da pentsatu beharhutsune "ideal" batetan, hau da, inolako zatikirik edoerradiaziorik gabeko hutsune batetan. Arazo hauek oraindikguztiz argitu gabe badaude ere, eremu-teoria kuantikoetanhutsunea aipatzen denean zera adierazi nahi da, puntuguztietatik eta direkzio guztietan itxura berbera duen"gauza". Higituz ere nabaria egin ezin daitekeena. Azkenbatez, unibertsotik ken daitekeen guztia kendu eta ondorengeratuko litzatekeena izango litzateke hutsunea. Adibidez,suposa dezagun Lurrarenaren berdina den egurats batdugula baina Lurrik eta inolako mugarikgabe. Demagun,halaber, egurats horretan txori bat dugula. Aire hortandiren presio, tenperatura etabarren diferentzia guztiakdesager arazten baditugu eta txoriak inolako turbulentziariksortu gabe hegan egin dezakeela suposatzen badugu,geratuko litzatekeena izango litzateke txoriaren hutsunea.Hutsune horrek gainera energi egoera ezberdinak harditzake eguratsaren elementu batzuren arteko erreakziokimikoren bat eragin badugu. Antzeko zerbaitetan pentsatubehar dugu unibertsoko hutsuneez aritzen garenean.Hutsunea ken daitekeen guztia kendu ondoren izangogenukeena litzateke. Adibidez, Higgs-en eremuak izangolirateke kendu ezinezko elementu batzu beharrezkoakditugulako, lehenago ere esan dugunez, W, Z, eta Xbosoien existentzia azaltzeko. Beraz, Higgs-en eremuakespazioari datxezkiola edo inherenteak zaizkiola esandezakegu. Horregatik esaten genuen Higgs-en bosoiek W,Z eta X bosoiei masa ematen zietenean denek espazioaren

78

masa-energia hartzen zutela. Hutsuneari buruzko argitasunhauekin bukatzeko esango dugu benetako hutsunea etahutsune faltsoaz gain, aipatu beharrik izango ez dugunbeste hutsune-egoera batzu ere ager daitezkeela.

Esaten genuenez, gainozdura fenomeno hori gertatuzgero, materiak hutsune faltsoko egoera hartuko luke.Tenperatura oso baxua izango litzatekeenez (1022K inguru,hau da, trantsizio-tenperatura baino ehun mila aldiztxikiagoa), masa-energiaren dentsitatearen osagai termikoaoso txikia izango litzateke egoera honetan, beste guztiaHiggs-en eremuan kontzentratuta egonik. Gogoratu eginbehar da eremu hauek espazioaren egituraren parte direlaeta beraien balio nuluek dentsitate-balio oso handiaksuposatzen dituztela. Guth-ek teoria aurkeztu zuenean,energi dentsitatearen itxura 16(a) irudikoa zela suposatukozuen. Bertikalki, dentsitatearen balioa dugu, etahorizontalki, Higgs-en eremuen balioak. Eremu hauenbalioa zero denean, hau da, azaleraren simetri ardatzeangaudenean, hutsune faltsoko egoeran gaude etaunibertsoaren masa-energi dentsitatea 10 95 erg/cm3-koaizango litzateke perturbazio termikoak kontuan izan gabe(dentsitate hau atomoaren nukleoarena baino 10 59 aldizhandiagoa da). Hutsune faltsoko egoera honen inguranpotentzial-langa bat dugu. Eremuen teoria kuantikoarentunel efektua dela eta, egoera horretan dagoen unibertsokoeskualde batek langa hori gaindi dezake Higgs-eneremuaren balioak zeroren ezberdinak egiten direlarik (askida beraietako bat zeroren ezberdina egiten bada). Orduan,benetako hutsuneko eskualde edo burbuila bat sortukolitzateke denbora gutxian masa-energi dentsitate minimokozirkuluko puntuetako batetaraino eboluzionatuz.

Irudiko analogia erabiliz, unibertsoak langa pasatuondoren, gainazaletik maldan behera erortzen den bola batbezala eboluzionatuko luke. Unibertsoa hutsune faltsokoegoeran erortzen denetik benetazko hutsuneko burbuila

79

eratzen den arte 10-32 seg. edo pizka gehiago igarotzen diraeta denboraldi horretan gertatzen den "inflazio--fenomenoa" dugu teoria honen bereiztasunik garran-tzitsuena. Goazen, bada, fenomeno hau azaltzera.

80

Esan dugunez, benetako hutsuneko egoerak egoerafaltsuak baino masa-energi dentsitate txikiagoa du; beraz,hutsune faltsoko eskualde baten barnean sortzen deneanzabaltzera joko du geroago eta abiadura handiagoz,argiarenaren ordenakoa egiten delarik. baino hau honelaizanik, zabalkuntza posible izan dadin hutsune faltsoarenpresioak benetakoarena baino txikiagoa izan behar du, hauharrigarria bada ere. Konkretuki presioaren balioamasa-energiaren funtzioa da. Presioaren balioa, orduan,homogeneoa da, dentsitatearena bezala; beraz, presioezberdintasunik ez dagoenez, ez da indar mekanikoriksortzen. Dena den, lehenago esana dugunez, presioarenbalioak grabitate-indarrarengan eragina du ondokofuntzioak adierazten duen moduan:

F a p + 3p (40)

Orduan, P-ren balioa ordezkatzen badugu:

F - 2p (41)

Honela, grabitate-indar oso berezi bat sortzen delaondorioztatzen dugu. Indar hau alderatze-indarra izangolitzateke erakarpen-indarra izan ordez. Orduan, uniber-tsoaren eskualde batek hutsune faltsoko egoera bat hartzenduenean, bere hedakuntza esponentzialki handitzen dagrabitate-indar berezi honek sortzen duen azelerazioariesker. Hedakuntza honen iraupena 10- 32 seg-ren inguruanmugatzen da. Denbora honetan unibertsoaren diametroa10Pu aldiz handiagoa egin zela kalkulatzen da. Oso denboralaburrean, bada, izugarrizko zabalkuntza gertatzen da.Aipaturiko denbora tartearen buruan benetako hutsunekoburbuilak sortzen dira, Higgs-en eremuak balio ez nuluakhartzen dituzte, simetria apurtu egiten da eta burbuilahorietan hutsune faltsoaren masa-energi dentsitatea aska-

81

tzen da. Askapen hau ulertzeko Higgs-en eremuen balioakizen berarekin ezagutzen diren eta masa handia dutenbosoien dentsitatearen bidez deskribatu besterik ez duguegin behar, mekanika kuantikoa erabiliz. Bosoi haueksortzen direnean, espazioan direnez desintegratu egitendira.

Desintegrazio honek ematen dituen zatikiek, beraienarteko elkarrekintzak eta desintegrazio berriak direla medio,denbora gutxian oinarrizko zatikiz osoturiko gas batsortuko lukete unibertso guztian. Simetria-hauste honetanaskatzen den energiak (gainozduraren lehengoanalogiarekin jarraituz, uraren izozte-prozesuan askatzenden bero sorra izango litzatekeena) tenperatura 1027Kingururaino igo arazten du, tenperaturaren balioaren mugakemandako balioaren erdia eta hamarren baten artean izanik.Tenperaturak hain altuak direnean badakigu zenbakibarionikoa ez dela kontserbatzen, orduan, lehen esandugunez, garai honetan materia-antimateria asimetria sortuzela suposatzen da. Xehetasun hauek 17. irudian adierazitadaude, bertan eredu arrunta eta inflazioaren artekotenperatura eta masa-energi dentsitateen eboluzioen konpa-raketa egiten da.

Azkenik, kontuan izan behar dugu eredu inflazio-narioaren arabera sortu behar diren benetako hutsunekoburbuilak, zabaltzerakoan ez direla bata bestearekinelkartzen, bitartean duten hutsune faltsoa, bera ere,zabaltzen ari delako.

Orain, eredu inflazionarioaren oinarriak ezagutu ondo-ren big bang teoriak azal ezin ditzakeen arazoak nolakonpon daitezkeen ikusten saiatuko gara. Ikusiko dugunez,eredu inflazionario honek ere hobetu beharra izango du,big bang ereduaren hiru akatsetatik bi besterik ez dituelakogainditzen: horizontearen arazoa eta kurbadura nuluarenarazoa.

82

inflazioaren garaia (fase-trantsizioaren iraupena)

BIG BANG EREDUAEREDU INFLAZIONARIOA

birkonbinaketagaraia

10-50 10-40 10-30

10-45 10-35

1 lol (urte)1015 (seg)

1

io-50 io-40 I io-30

10-45 10-35

EREDU INFLAZIONARIOA gaur egun

BIG BANG EREDUA

atomoaren nukleoaura

1 I 1010 t

(urte)

1015 (seg)

17. irudia

83

Horizontearen arazoa ez zaigu agertzen eredu berrihonetan. Gaur egungo unibertso behagarria hartu etaeskala-funtzioaren bidez eta aipaturiko inflazio-faktorearenbidez bere tamainua kalkulatzen badugu, hedakuntza guztihoriek izan baino lehenago, bere tamainu hori ordukohorizontearen distantzia baino askoz ere txikiagoa zelakonproba daiteke. Beraz, eskualde hark oreka termikoalortzeko denbora izan zuen eta gero, homogeneotasunalortu eta gero, gertatu zen hedapena. Orduan, ez dagoinolako arazorik gaur egun behatzen dugun ondo--erradiazioaren homogeneotasuna onartzeko.

Kurbadura nuluaren arazoa ere oso erraz konpontzenda. Inflazio garaia deskribatzen duten ekuazioen arabera

-ren balioak baterantz jo behar du hasierako balioaedozein izanik ere. Ekuazioen arabera balioak ia-ia bat izan

behar du gaur egun. Erraza da Q-ren joera hau ulertzea

analogia baten bidez. S2 =1 balioa, dakigunez, espaziolaunari dagokiona da. Unibertsoaren geometria hasieranlauna ez bada ere, horretara joko du inflazioaren ondorioz,esfera baten gainazalak launtasunerantz jotzen duen bezalaerradioa handitu arazten dugunean. 18.irudian adieraztendugu efektu hau.

(a)

(b) (d)

18. irudia

84

Honaino inflazio-ereduak azal ditzakeen big bangereduaren akatsak. Xamurtasunaren arazoa ez da gainditzeneredu honekin, aitzitik, fase-aldaketa gertatzeko moduakonar daitezkeenak baino askoz ere ezhomogeneotasunhandiagoak sortzen ditu. Lehen esan dugunez, benetazkohutsuneko burbuilak sortzen direnean ez dira beraien arteanelkartzen, gainera, burbuila-kopuru finitua duten kumu-luetan pilatuta egoten dira. Kumuluaren energia gehienaburbuila handienaren gainazalean kontzentratuko litzateke;baina behaketek ez dute masa-energi banaketarentzathonelako distribuziorik ematen. Ikusten denez, oraindikere teoria hobetu beharra dago.

Hobekuntza hori 1.981. urtearen azken aldera lortuzuten A. D. Linde-k (Moskuko P. N. Levedev Institutoa)alde batetik eta A. Albrecht eta P. J. Steinhardt-ek(Pensylvaniako Unibertsitatekoak) bestetik eta indepen-denteki.

Ikusten denez, eredu inflazionarioa, orain arte, 16(a)irudiko Higgs-en funtziopeko masa-energi dentsitatearenbanaketan oinarritzen da. Dena den, banaketa hori ez dadugun aukera bakarra. Ereduaren parametro ezezagunenbalio batzurentzat masa-energiaren dentsitatearen banaketak16(b) irudiko itxura hartzen du. Funtzioaren itxura berrihonek dakartzan aldakuntzak izango dira, hain zuzen ere,ereduaren hobekuntza ekarriko dutenak. Irudian ikusdaitekeenez, kasu honetan dentsitate-funtzioak *ez dulangarik egiten. Hutsune faltsoa erdiko tontorrekogailurrari dagokio eta ia-ia launa den eskualde batezinguratuta dago. Pizkanaka-pizkanaka malda handiagoaegiten da, Higgs-en eremuen balioak zerotik urruntzendiren neurrian.

Zeintzu dira, .orduan, kasu honetan unibertsoakhasieran jarraitzen dituen pausoak?. Lehen bezala, hasteko,unibertsoan 1027K-tik gorako tenperatura zuten eta zabal-

85

tzen ari ziren hodeiak zirela onartu behar dugu. Sistemagainoztu arteko lehenengo pausoak aurreko ereduarentzatazaldu ditugun berberak dira. Diferentziak hutsunefaltsoaren eskualdearen eboluzioarekin sortzen dira,konkretuki benetako hutsunea sortzen den artekotrantsizio-fasean. Kasu honetan unibertsoaren hutsunefaltsoko eskualdeek ez dute potentzial-langarik gainditubehar benetako hutsuneko egoerara igarotzeko. Beraz,hutsune faltsoa sortu orduko Higgs-en eremuaren balioakzerotik urruntzen hasten dira, fluktuazio kuantikoen edotennikoen kausaz, benetako hutsunea sortuz. Mekanikakoanalogia bat erabiliz, unibertsoa aldapan behera erorikolitzatekeen bola bat izango litzateke. Higgs-en eremuekhartzen dituzten balioen eboluzioa, bola horrekerortzerakoan hartuko lukeen abiadurarekin konparadaiteke. Honela, hasieran adibidez, Higgs-en eremuenbalioak oso astiro urruntzen dira zerotik. Horregatik,fase-trantsizio honi biratze-erorketa astirotsuko trantsizioadeitu ohi zaio. Fase-aldaketaren astirotasuna dela eta,hasieran, nahiz eta benetako hutsunea lehenengo unetiksortua izan, masa-energi dentsitatearen balioa hutsunefaltsoarena kontsidera daiteke. Orduan, lehen ikusi dugunguztia aplikagarria da orain ere, eta grabitate-indaralderatzaileak unibertsoaren hedakuntza azeleratua ekarrikodu.

Garrantzitsua da, edozein modutan, hedakuntzabenetako hutsunea sortu eta gero gertatzen dela azpima-rratzea. Hedakuntza hau geratu egingo da masa-energiarendentsitatearen balioa hutsune faltsoaren ingurukoa ezdenean, hau da, 16(b) irudiko kurbaren malda handikozatian sartzen denean, beheko puntuetako orekaegoeretarantz eboluzionatuz doanean denbora horretanhedatzen da eta denbora hori lehen bezala 10-32seg-tanfinkatzen da. 10-34segunduoro unibertsoaren erradioabikoiztu egiten da eta denera 10 50 aldiz, edo pizka batgehiago, handiagoa egiten dela uste da. Fase-aldaketaren

86

to-10

to-3°

to-50

10-45 10-35 1 0510-2510-15 10 -5

horizontearen dist.(big bang eredua)

beha daiteken unibertsoarendistantzia (eredu inflaz.)

inflazioaren garaia

1050 horizontearen distantzia(eredu inflazionarioa)

103° beha daiteken unibertsoaren

10 1 0erradioa (big bang)

S(cm) birkonbinaketa gaurgaraia egun

1015 (seg)

hasieran horizontearen distantzia 10 -2Acm-koa da. Beraz,hedapena gertatu ondoren, puntu berberen arteko distantzia1026cm-koa izango da gutxienez.

Hedakuntza bukatu ondorengo unibertso behagarriarendistantzia, pasatu den denbora kontuan izanik, 10 cm-koaizango litzateke. Ez dugu, bada, inongo problemarikhorizontearen arazoa gainditzeko, eredu inflazionariozaharrarekin bezala. 19.irudian dugu arazo honenazalpenaren adierazpen grafikoa. Kurbaduraren balionuluaren arazoa ere, lehen bezala gainditzen da, horregatikez dugu orain aipamenik egingo.

19. irudia

Nola gainditzen dira energia-banaketaren eta xamur-tasunaren arazoak? Erantzuna lortzeko, lehenik, fase--aldaketa gertatzen denean agertzen den beste xehetasun bataipatu behar dugu. Zehatzak izateko simetriaren haustearenfaserako aukera bat baino gehiago dugu. Eremuen zoriz,kofluktuazioak dira Higgs-en eremuek zeroren balioezberdinak har ditzaten egiten dutenak. Fluktuazioenzoritasun hori dela eta, Higgs-en eremuek hartzen dituzten

87

balioak ezberdinak dira eskualde ezberdinetan eta balioenmultzo ezberdin bakoitzak simetria hautsiko fase ezberdinbat ematen du. Gure analogia berriz aipatuz, simetria hautsiegiten denean, ordenamendu bat sortuko balitz bezala da,likido bat solidotu balitz bezala kristal-sare bat emanez.Higgs-en balio ezberdinek sortzen dituzten simetriahautsiko eskualde ezberdinak, kristal-sarea eratzeankristalak eskualde ezberdinetan har ditzakeen orientazioezberdinak izango lirateke.

Eskualde bakoitzari dominio deituko diogu. Orduan,hutsune faltsotik ateratzeko langarik ez dagoenez, unibertsoosoak jasaten du aldaketa, ez lehen bezala, simetriahautsiko burbuilen artean hutsune faltsoko eskualdeakgenituela. Unibertsoa simetria hautsiko dominio ezber-dinetan zatiturik geratzen da. Dominioak, orduan, ez diraburbuila esferikoak lehen bezala eta dominio ezberdinenartean big bang eta zatikien teoriak ikusterakoan aipatugenituen hormak eta monopoloak eratzea posible da. Nolagainditzen dugu, bada, xamurtasunaren arazoa?. Azalpenaerraza da. Hasieran dominioen tamainua, gutxi gorabehera,horizontearen distantziaren berdina da. Lehen emanditugun datuen arabera horrelako eskualde bat 1026 cm-koabihurtuko litzateke, beha daitekeen distantzia aldiunehorretarako 10 cm-koa izanik bakarrik. Beraz, 10 cm-koerradioko esfera honen masa-energi dentsitateak ia-iahomogeneoa izan behar du zabalkuntzaren eraginez etadominioen arteko ezhomogeneotasunak behaezinak dira,beha daitekeen mugatik kanpo daudelako. Horregatik,existituko balira ere, ezingo genituzke energi ezhomo-geneotasunik behatu.

Honekin, bada, leherketaren ereduak azalpenik gabeuzten zituen zenbait arazo eredu inflazionarioaren bidezargitu ditugu eta hasierako unetan unibertsoak izandakoeboluzioari pizka bat gehiago hurbildu gatzaizkio.

88

3.- UNIBERTSOAREN EBOLUZIOARENURRATS GARRANTZITSUENAK

Segidan, unibertsoari buruzko kapitulu luze honekinbukatzeko, unibertsoaren eboluzioaren urrats garrantzi-tsuenalc kronologikoki ordenatuak aipatuko ditugu eboluziohorren ikuspegi orokor bat emanez.

Unibertsoa, bada, leherketa haundi batez sortu zelaonartuko dugu, ondoren hedatzen eta hozten hasi zelarik.Gaur egun, oraindik, ezin dugu lehenengo aldiunetan-10-45 segundurarte gutxi gorabehera- gertatukoaren berrieman. Garai horretan masa-energi dentsitatearen balioahain handia da, ezen Einstein-en erlatibitatearen teoriaorokorra ez den baliogarria, energi maila horietangrabitate-eremua ere kuantifikatu egin behar delako, eremuelektromagnetikoa fotoien funtziopean deskribatzen dugunbezala, grabitatearena grabitoien banaketa bezala kontside-ratuz. Grabitatearen kuantifikazioa kontuan hartu beharrekogarai honi Planck-en garaia deritzo eta lehen esan dugunezunibertsoa sortu zenetik 10-45 segundurarte irauten du,gutxi gorabehera. Denbora horretan grabitoiak, beste zatikiguztiekin, oreka termikoan egon ziren. Garai hau bukatzendenean unibertsoaren osagien energia ez da aski grabi-toieldn oreka termikoan egoteko eta grabitoien erradiazioaunibertsoan zehar zabaltzen da hondo-erradiazioabirkonbinaketa garaiaren ondoren zabaldu zen bezala. T,orduan, 1032K zen.

Lehenago esana dugunez ere, grabitoien erradiazioareneta materiaren elkarrekintza ahulegia da beraien efektuakneurtzeko; baina neurtzea posible balitz ere, ezingo genukePlanck-en garaiari buruzko informaziorik lortu. Esangenuenez, oreka termikoa bakarrik oreka-tenperaturarenfuntziopean dago eta aurreko egoerak ezberdinak badiraere, oreka termikoa lortzen denean materia egoera berdinbatetara iristen da beti. Hau horrela izanik, gaur egun

89

behatuko genituzkeen grabitoiak aldiune konkretu batetan,azken elkarrekintza izan ondoren hain zuzen ere, hartuzuten itxuratik gaur egun arte izandako eboluzioarenondorio izango lirateke. Beraz aldiune hartako informazioalortzeko bidea izango genuke, baina inola ere ez orduanbaino lehenagoko aldiunekoak. Horregatik, Planck-en aroabukatzen den aldiuneari grabitoien langa deitzen zaio,grabitoien behaketaren bidez ezin delako langa horrenaurretiko egoeraren informaziorik lortu. Dena den, esandugunez, gaur egun ez gaude oraindik Planck-en garaiansakontzeko moduan, ez dugulako beharrezkoa dengrabitatearen teoria kuantifikatu bat.

Planck-en aroa bukatu ondoren unibertsoa lehendeskribatu dugun fase simetrikoan egongo litzateke 10-35segundurarte gutxi gorabehera. Simetria hautsi eta gero,Higgs-en bosoiak desintegratu egiten dira tenperaturaberriz igo eraziz, materia eta antimateriaren arteko asimetriasortzen delarik, lehen azaldu den bezala. Kontuan izanbehar da, halaber, simetria hausten denean, elkarrekintzabateratua transmititzen duten X motako bosoi errealak eredesagertu egiten direla, oreka termikoaren tenperatura askiez delako bikote berriak sor daitezen.

Geroztik, ugarienak diren zatikiak honako zerrendahonetakoak ditugu: grabitoiak, quarkalc, gluoiak, W eta Z

bosoiak, fotoiak, leptoiak eta beraiei dagozkienneutrinoekin eta aipatu ditugun zatiki guztien antizatikiakia0 besteen besteko kantitatean. Zatiki hauen arteko elkarre-ldntzak hiru dira: grabitatea, bortitza eta elektroahula.Simetria hausten denean, ez dira lehen bateratuta zeudenhiru elkarrekintzak bereizten; alde batetik gluoiektransmititzen duten elkarrekintza bortitza dugu, eta bestetik,fotoiek transmititzen duten indar elektromagnetikoaren etaW eta Z bosoiek transmititzen duten elkarrekintza ahularenbaterapena: elkarrekintza elektroahula. Bi elkarrekintza

90

hauek 10-11 segunduan bereizten dira, guk ezagutzenditugun moduan jokatzen hasteko. Aldi berean W eta Zbosoiak desagertzen dira beraien antizatikiekin (Z-renantizatikia Z bera da, ez du kargarik eta) deuseztatuz, orekatermikoan dauden zatikien energiak zatiki horiengeldiuneko energiaren bestekoak ez direlako.

10-6 segunduaren inguruan quark-ak (eta antiquark-ak)nukleoiak eta beste hadroi guztiak (eta antihadroiak)eratzeko elkartu ziren. Quark-en jokaera mugatzen duenteoriaren - kronodinamika kuantikoa, QCD- arabera haienarteko indarra handitu egiten da distantziareldn. Honela,unibertsoa handitzean, dentsitatea txikitzen den neurrian,quarkak elkartu egin behar dira, derrigorrez, egitura jakinbatzutan (hadroiak) beraien arteko erakarpen-indarra osohandia egiten delako. Honela, ez zen quark askerik geratu,denek hadroi-sistemaren batetan egon behar zuten. Gauzabera esan dezakegu antiquarkez, noski. Garai honetan,tenperatura hadroi astunen deuseztatze-tenperaturaingurukoa dugu; beraz, eratu eta berehalaxe, hadroiak

(nukleoiak barne) eta leptoi astunak eta beraienantizatikiekin deuseztatuz joan ziren astunenetatik hasizarinenetaraino. Hadroiek, protoia eta neutroia izan ezik,leptoi astunek bezala, oso bizitza laburra dute. Orduan,bikoteen dueseztatzea gertatu ondoren geratu zirenhondarrak desintegratu egin ziren beste zatiki arinagobatzutan (segunduen frakzio oso txikiez hitz egiten arigarenez ez dugu neutroiaren desintegrazioa kontuan izanbehar, bere batezbesteko bizitza 15 mn-koa da eta). Beraz,prozesu hauek bukatu ondoren geratu ziren quark guztiaknukleoien osagaiak ziren. Gluoi askeak ere guztizdesagertu ziren. Beraz, zatiki ugarienak grabitoia, fotioa,elektroia, masarik gabeko neutroiak eta beraien antizatikiakditugu beraien deuseztatze-tenperatura baxuagoa delakooraindik. Une hauetan finkatzen da lehen mugatu dugunfotoiko barioi-kopurua. Fotoi, elektroi eta neutroi-

91

-kopuruak antzekoak dira, beraien antizatikien bezala.Protoi eta neutroi-kopuruak ere elkarren antzekoak ditugu,baina hauen proportzioa, esana dugunez, nukleoi bat milafotoiko da. Hemendik aurrera deskribatuko ditugunekintzak leherketaren ereduak ere berdin-berdin aurresatenditu. Orain, orduan, 63. orrialdean aipaturiko pausoakbirpasatu eta zehaztuko ditugu.

Denbora pasatu ahala, 10-1 segunduaren inguruan,tenperatura 3.10 10K inguru denean, neutroi eta protoi--kopuruak ezberdinak egiten dira. Ezberdintasun honensortzaileak ondoko erreakzioak ditugu:

n + e P (42)e

n + v -›41— p + e (43)e

Erreakzio hauek antzeko abiadurarekin gertatzen diraalde bietara tenperatura aipaturikoa baino handiagoadenean. Tenperatura jaistean, berriz, askoz ere errazagoada ezkerretik eskuinera gertatzea, protoiaren geldiunekoenergia neutroiarena baino txikiagoa delako. Honela, garaihonetan protoien ehunbestekoa 60% izatera pasatzen da,neutroiena 40%-an geratzen den bitartean.

Leherketa gertatu zenetik segundu bat pasatu ondorendentsitatea nahikoa jaitsi da neutrinoek beste zatikiekinelkarrekintzarik ez izateko beste (Tenperatura orain 1010Kda). Beraz, oreka termikoa uzten dute eta aurrerantzeanazkeneko elkarrekintza izan ondoren zuten itxuratikeboluzionatzen hasten dira, unibertsoaren zabalkuntzarenmenpean. Lehen bezala neutrinoen erradiazioaren tenpe-ratura unibertsoaren zabalkuntzarekin alderantziz propor-tzionala da, baina orain neutrinoek ez dute unibertsoarenbeste osagaien eboluzioan parte hartzen. Honela,neutrinoak aztertuz lortuko genukeen informazioa, bakarrikoreka hori hautsi zen aldiunean unibertsoak zuen itxurari

92

MeV&MA

10.000 edo 0 segundu Leherketa Haundia?15.000 mi-lioi urte

1032 K 1045 seg Gratiboien langa1027 K 10-35 seg Hiru indarren bateratasuna hausten

da. Materia-antimateria asimetriasortzen da. X bosoiak desagertzendira.

3.1015 K 10-11 seg Elkarrekintza ahula eta elektro--magnetikoa bereizten dira. W etaZ bosoiak desagertzen dira.

1013 K

10-6 seg Quarkek hadroiak sortzen dituzte.Aurrerantzean hadroiak eta leptoiastunak deuseztatu egiten dira.Geratzen direnak (nukleoiak izanezik) desintegratu egiten dira.

3.1010 K 10-1 seg Neutroi eta protoi-kopuruakdesberdintzen hasten dira.

1010 K 1 seg Neutrinoen langa3.109 K 14 seg e--ak eta e + -ren desagerpena

hasten da.9.108 K 225 seg He4-a eratzen da.3.108 K 2080 seg e- eta e+ bikoteen deusezta-

pena bukatzen da.3.000 K 300000 urte Birkonbinaketa-garaia

Galaxiak eta izar zaharrenakeratzen hasten dira.

5.000 milioi urte

Eguzkiaren sorrera.4.600 milioi urte

Lurraren eraketa.3.000 milioi urte

Bizitzaren sorrera.

2,9 K GAUR EGUN

4. Taula

93

buruzkoa da. Grabitoien kasuan esan dugun bezala,unibertsoak oso erreakzio-kopuru handia gertatzea supo-satzen du eta honek iraganeko egoeren informazioarengaltzea dakar. Grabitoien kasuaren antzera, fase honineutrinoen langa deituko diogu.

Protoien eta neutroien proportzioak 75% eta 25% egindira hurrenez-hurren eta oraindik aldatzen jarraitzen du.Unibertsoaren eboluzioan mugarriak kontsidera daitezkeenekintza hauek (aipatutakoak eta aipatuko ditugunak) 4.Taulan adierazita daude.

14. segundua bete orduko tenperatura jadanik 3.109K-tik behera doa. Elektroien eta positroien deuseztatze--tenperatura 2. taulan ikus daitekeenez altuagoa da, beraz,garai honetako e" - e+ bikoteak deuseztatzen hasita daude.

Oraindik, (42) eta (43) adierazpenen bidez deskribatuditugun neutroiaren desintegratze-prozesuek jarraitu egitendute: beraz, neutroien proportzioa jaitsiz doa eta beraiennukleoiekiko proportzioa 17% izatera iritsi da, protoiena83% izanik, noski.

Garai honi dagokion tenperatura kontuan izanez gero,ez dago objekziorik helio-4-ko nukleo egonkorrenexistentzia onartzeko. Baina nukleo hauen eraketa proze-suko lehenengo erreakzioa, beherago (44) adierazpenarekinduguna, abiadura berdinekin gertatzen da alde bietara.Honela, deuterioak deuseztatzera jotzen du eratu orduko etaez dago aukerarik deuterio honek erreakzio-kateajarraitzeko helio nukleoak eman arte.

Leherketa gertatu zenetik 225 segundu pasa ondoren,tenperatura 9.108K-koa dugu eta une honetatik aurreraeratzen den deuterioa ez da lehen bezain azkar desegiten,(44) adierazpeneko prozesuko ezkerretik eskuinalderako

94

erreakzioa ez delako hain efektiboa. He4-aren eratze--prozesu osoa ondokoa dugu:

p + n d + y (44)

n 3

d + p 4-- He + y (45)

3He + d He

4+ p (46)

Deuterioa eratu ondorengo prozesua ez da bakarra,beste aukera bat azpian duguna da:

3

d + n H + y (47)

H3 + p He

4

+ y (48)

Eratuko den He4-aren kantitatea prozesuak hastendirenean ditugun neutroi eta protoi-proportzioenfuntziopean dago, noski. Honela, kontuan izan beharditugu puntu honetan, n eta p kopuruak alda eraztendituzten (42) eta (43) erreakzioak. Hortaz gainera,neutroiaren berezko desintegrazioaren eragina ere kontuanizan behar da, garai honetan efektiboa izaten hasten da eta.

Azken prozesu hau desintegrazioa deitzen da,elkarrekintza ahulak sortua da eta ondokoa dugu:

n p + e + v e (49)

Deuterioa eratzen hasten denean neutroien nukleoiekikoproportzioa 14% dugu, protoiena 86% izanik. Helioareneraketa neutroi askeak agertu arte ematen da. Helio

95

-nukleoak bi protoiz eta bi neutroiz osotuta daude; beraz,era daitekeen helio guztia eratu ondoren geratzen diren Hnukleoak (hau da, protoiak) masa guztiaren 72% izangodira, helio-nukleoen masarena denaren 28% izanik.(Gogoratu 1. atalean eginiko diskusioa unibertsoan direnelementuen ugaritasunari buruz. 24. orrialdeko taulan datuzehatzagoak ditugu beste osagiak ere kontuan izanik).

Oraindik unibertsoaren eboluzioaren gure deskri-bapenean beste mugarri garrantzitsu batzu jarri beharkobaditugu ere, geroago eta denbora tarte luzeagoz bereiztuakizango dira.

Hurrengo une aipagarria ordu erdi pasa ondoren dugu.Tenperatura orduan, 3.108-koa egiten da eta garai honetanpositroi-elektroi bikoteen desagerpena bukatzen da,bakarrik unibertsoan diren protoi beste elektroi geratzendirelarik. Dena den, elektroiak ez zitzaizkien oraindiknukleoei lotu, tenperatura altuegia zen eta.

Logikoki, elektroi-positroi bikoteen deuseztape--prozesuak iraun zuen artean askatu zen energiakunibertsoaren tenperatura igo erazi zuen. Baina ordurako,neutrinoak oreka termikotik kanpo zeuden, materiarekin etafotoiekin elkarrekintzarik ez zutelarik; beraz, beraientenperatura ez zen igo eta hozten jarraitu zuten. Honela,neutrinoen gaur egungo tenperatura fotoiarenaren 70% da,gutxi gorabehera; hau da, 2 K inguru.

Orain, orduan, unibertsoa grabitoiz, neutrinoz, fotoizeta H eta He4-ko nukleoz eta elektroiz osoturik dagoenplasma batez beterik dugu.

Plasma horrek oreka termikoko egoerak hartuzeboluzionatu zuen fenomeno aipagarririk sortarazi gabe300.000 urte pasatu arte. Orduan tenperatura 3.000K-koabesterik ez zen eta elektroiak nukleoiekin elkar daitezke

96

atomoak eratzeko. Garai hau birkonbinaketa garaia deitzenda eta elektroiak nukleoiekin lotzen direnez, erradiazioak ezdu, jadanik, elkarrekintza gehiago materiarekin, lehenagodeskribitu dugun fotoien langa sortzen delarik.

Aldiune honetatik aurrera materia grabitate-legearenfuntziopean dago eta galaxien eraketa prozesuak hasten diraizar zaharrenekin batera. Baina arazo hauek hurrengokapituluetan ukituko ditugunez, orain 4. taulan egiten denaipamenarekin utziko ditugu.

Gorago ere esan dugunez, 4. taulan eboluzioarendeskribapenean aipatu diren fenomenoak adierazita daude,argibide eta laburpen gisa. Ikus daitekeenez, ekintzagarratzitsuenak denboran kokatzen dira, beraiei dagokientenperatura ere agertzen delarik. Azpimarratuak agertzendiren zenbakiek denbora gaur egunetik hasi eta atzerakakontatzen dute, iragan hurbileko fenomenoak zehaztasunhandiagoz kokatzeko. Tenperatura eta denboraren artekoerlazioa (36) adierazpenak ematen diguna da. Unitateegokiak jarri eta eragiketak egiten baditugu ondoko gutxigorabeherako adierazpena ateratzen zaigu:

{

n=4 erradiazioaren garaia

n=3 materiaren garaia

Irudian nabaria egiten denez, denboi-aren eskala ez dauniformea.

T = 1010 t

-2/n

97

EGUZKI-SISTEMA

Bigarren atal honetan gure inguru hurbilena aztertukodugu. Horretarako, eta ikerkuntza-eremu oso zabal bezalaaurkezteko, eguzki-sistemaren jatorriari buruzko teoriaonartuena komentatuko dugu. Ez dugu Eguzkiaren etaplaneten azterketa sakona egingo; lanaren helburuarijarraituz ikerkuntzarako programa espazialak aipatuko dira,eman dituzten emaitza interesgarrienekin batera.

I.- EGUZKI-SISTEMAREN JATORRIA

Eguzki-sistemaren jatorria aztertzerakoan astronomoekbi zailtasun berezirekin topo egin zuten: batetik, behake-tetalco datuak gutxi zirela teleskopioen muga tekniko-engatik; bestetik, Eguzki-sistema balcar bat ezagutzenzutela, gurea hain zuzen ere.

Aurrerago ikusiko dugunez, izarren jaiotza etaeboluzioari buruzko teoria nahiko garatua eta finkatuadago. Bilakaera hau, zeruan, eboluzioko fase ezberdinetandiren milaka izar aztertzeko aukera izan delako lortu da.Eguzki-sistemarekin ez dugu zorte berdina izan eta bigarrenoztopo hori gaindiezina da.

Lehenengo aipatu dugun zailtasunari dagokionez, azkenhogeitamar urteetan egoera zeharo aldatu da. Eguzki-

99

-sistemari buruzko informazio berrien kantitate handia lortudugu mete,oritoen azterketa eta espazioluntziek bidalitakodatuak direla medio. Informazio honek asko mugatzen duedozein teoria. Hori dela eta, lehen asko baziren ere, gauregun teoria nebularra deitzen dena da onartuena eta horixeizango da, noski, segidan desarroilatuko duguna. Teoriahonekin Kuiper, Schatzman, Levin, Hoyle (lan batzutan),Camereon, Pive, Perri eta Safronov-en lanak erlazionatzendira, izen batzu aipatzearren.

Eredu honen arabera, laburki esanda,. Eguzki-sistemaorain 4.600 milioi bat urte dela sortu zen gure galaxiakobeso batetan, gas eta hautsezko hodei baten uzlcurpenarenondorioz. Hodeia uzkurtuz joan zen neurrian azkarragobiratzen zen, indar zentrifugoak disko-itxura ematen ziola-rik. Momentu batez diska horren nukleoa hain masatsu,dentso eta beroa egin zen, ezen bertan hidrogenoarenfusio-erreakzioak sortu ziren hodeia izar bihurtuz: Eguzkia.Gero, Eguzkiaren inguruan geratu ziren hauts-zatikiek,elkarrekin bilduz, planetak osotu zituzten.

Goazen bada, orain, teoria nebular honen hari nagusiabilakatzera eta azken aldi honetan aurkitu zaizkion oinarriesperimentalak aipatzera.

Teoria nebularrak bi oinarrizko baieztapen jotzen ditufrogatutzat: lehena, Egukia eta planetak garai berean sortuzirela; bigarrena, planetak izarrarteko materiaz osoturikdaudela, Eguzkia bezala, eta ez beste izar batekgaldutakoarekin (Eguzlciareldn talka egitean adibidez).

Bigarren premisaren justifikazioa, 70. urteetako hamar-kadan eginiko deuterio eta hidrogenoaren kantitateenerlazioaren (D/H) neurketetan dugu. Neurketa hauetangarbi ikusten da D/H koefizientearen balioa berdina delaJupiterren eguratsean eta izarrarteko materian; aldiz,

100

Eguzkiaren fotosferan balioa askoz ere txikiagoa da.Interpretazioa oso erraza da. Deuterioa oso ezegonkorra daerreakzio termonuklearrekiko eta izar baten osagai denean,hautsi egiten da berehala. Horregatik ez da agertzenEguzkian. Beraz, planetak izarrarteko materiaz osoturikdaudela esan dezakegu, eta ez Eguzkiak edo beste izarbatek galdutako materiaz.

Lehenengo baieztapenaren oinarri esperimentala Lurra-ren aztarna geologikoetan dugu; baina interpretazioa ez daizango hain zuzena.

Jakina denez, plutonio -244a eta iodo -129a atomo eze-gonkorrak dira, beraien desintegrazio-periodikoak 8.107eta 16.106 urtekoak izanik hurrenez-hurren. Elementuhauek izar masatsuen leherketan sortzen dira, leherketarenindarraren eraginez espazioan zehar zabaltzen direlarik.Lurraren azterketa geologikoan elementu hauen desin-tegrazioaren hondarrak aurkitu dira, beraz, nahiz eta gauregun desagertuak izan, Lurra eratu zenean bazirela esandezakegu. Orduan, Eguzki-nebulosa primitiboa izarrartekogas erradiaktiboarekin eratu zenetik planetak agertu zirenarte pasatu zen denbora elementu horien desintegrazio--periodoa baino laburragoa izan zen. Denbora hori gutxigorabehera ehun milioi urtekoa izan zela kalkulatzen da;baina oraindik gehiago mugatuko dugu denbora horiizarren jaiotza nola gertatzen den ikusiz.

Izarrak, dakigunez, hodei masatsuen uzkurpenarenondorioz sortzen dira. Izar arteko materiaz osoturiko hodeihoriek galaxiaren nukleoaren inguruan ibiltzen dira osoperiodo handiko birak emanez. Beraien bidaietangalaxiaren besoak eta beraien arteko espazioa igarotzendituzte txandaka. Txanda bakoitzaren denbora, hau da,beso bat edo tarteko espazio bat igarotzeko denbora ehunmilioi urte inguruko izanik, hodeia beso batean sartzendenean dezelerazio handi bat jasaten du eta uzkurtu egiten

101

da. Nola lot dezakegu hau guztiau aurreko paragrafoanesandakoarekin?.

Ekintzen ordena ondokoa dela suposatzen da. Hodeiabeso batetik pasatzen denean bere inguruko materiaerakartzen du, tartean plutonio- eta iodo-isotopo erra-diaktiboak direla ere. Hurrengo besorainoko espazioaibiltzen duen artean plutonio eta iodoa desagertu egiten dira

. beraien periodoak bidaiaren iraupena baino laburragoakdirelako. Orduan, suposatzen da, hasieran neurtu dugunehun milioi urteko diferentzia zera dela: Eguzki-nebulosakazkeneko aldiz isotopo erradiaktiboak harrapatu zituenetikplanetak eratu ziren arteko denbora, hau da, beso batetik-Eguzkia oraindik jaio gabe zegoen besotik- hurrengobesorarte, Eguzkia sortu zen besorarte hain zuzen ere.Beraz, bidaiako 100milioi urte horietan planeten eraketa--prozesua gertatu zenez, Eguzkia eta planeten arteko adinendiferentziak askoz ere txikiagoa izan behar du.

Oinarri hauek finkatu ondoren, nola jokatu dutezientzilariek Eguzki-nebulosa primitiboaren ondorengoeboluzioaren eredu bat lortzeko?. Metodologia honako hauizan da: lehenengo, Eguzki- nebulosaren hasierakomasaren kalkulua egin da, gero ordenadoreak erabilizereduak egin dira hasierako parametroak aldatuz(bolumena, tenperatura, presioa,...) ea zeinek ematenzituen emaitza hobeagoak.

Hasierako masaren kalkulua bi modutara egin daiteke.Batetik, gaur egun Eguzki-sistemak duen masa neurtuz etagaldu duenaren estimazio bat eginez (masa hori edozeinmodutan muga minimo bezala hartzen dugu, eta masahorrekin egiten diren ereduak Eguzki-nebulosa minimoakdira). Bestetik, masaren kalkulua izarren jaiotza etaeboluzioari buruz dakigunaz baliatuz eta ezagutzen direnhodien behaketetan oinarrituz egin daiteke, orduan mugamaximo bat lortzen delarik: Eguzki-nebulosa masatsua.

102

Dena dela, eredu-mota bi horiek ez dituzte oso emaitzaonak eman eta bitarteko eredu batetara eramaten gaituzte.Nebulosa primitibo berri honetan, erdigunean Eguzkiarenegungokoa baino masa handitsuago bat zegoela suposatzenda. Masa hori gas eta hautsezko disko batez inguraturikdago non masa-kantitate handiak diren nebulosarantzerortzen.

20. irudia

Eboluzioaren fase honetan, Eguzlci-sitemaren momentuangeluarraren banaketa nola sortu zen azaltzen saiatukogara. Eguzki- sistemako planetan momentu angeluarra3.1043kg.m2/s da, Eguzkiarena, berriz, 6.1041kg.m2/sizanik. Banaketa hau ez da bat ere logikoa Eguzki--sistemaren masa Eguzkian kontzentratua dagoela kontuanhartzen badugu. Nola azal daiteke banaketa berezi hau?.Historia hasieratik berreraikitzen badugu Eguzki-nebulo-saren momentu angeluarrak Eguzki-sistemak gaur egunduenarena baino handiagoa izan behar zuela onartu behardugu, bestela ez litzateke posible izango nebulosa

103

primitiboak disko tankera hartzea. Eguzkiaren eremumagnetikoa ere, gaur egungoa baino handiagoa zela onar-tzen badugu, orduan, momentu angeluarraren transfe-rentzia eremu magnetikoaren lerroen eta nebulosakomateria ionizatuaren arteko akoplamentu baten bidez ulerdaiteke 20. irudian ikusten denez, eremuaren lerroekkanpo-aldeko materia narraztu egiten dute geroago etaabiadura handiago emanez. Azkenik, momentu ange-luarraren gutxitzea aurrerago aipatuko dugun T-Taurifasean izandako masa-galerarekin etorri zela onartzen da.

Orain arte nebulosa primitiboaren itxura konkretatudugu pizka bat. Nebulosa honetan planetak nola eratu zirenbeste arazo handi bat da. Peter Goldreich eta Willian R.Ward-ek mekanismo bat proposatu dute planeten for-mazioaren lehenengo pausoak azaltzeko. Frogatu dutenez,nebulosaren planu zentralean solido txikiz osoturiko geruzamehe bat egon balitz, bertan gertatutako edozeingrabitate-ezegonkortasun garrantzitsu samar batek geruzapuskatu egingo zukeen asteroideen tamainuko planetoide-etan. Gero, ondorengo grabitate-ezegonkortasun berriaketa talkak direla medio, gorputzak handituz doaz nebulo-saren planu zentralean.

Hurrengo pausoak gutxiago ezagutzen ditugu oraindiketa gainera, seguraski, ezberdinak izan ziren nebulosareneskualde ezberdinetan. Gorputz handienak inguruko hautssolidoa harrapatuz handitzen ziren, akrezio-prozesuadeitzen dena gertatzen zelarik. Baina hartzen zutenizarrarteko hautsa eskualde bakoitzean solidifikaturikzegoena zen, beraz, oso ezberdina leku batetik bestera,tenperatura-gradientearen arabera. Hori dela eta,barne-planetak, lehenengo launak, seguraski elkarrensegidan gertatutako talka eta gorputzen nahastearekin osotuziren, metalak, oxidoak, silikatoak eta ur-izotza izanikosagai ugarienak. Kanpo-planetak berriz, amoniako,metano eta beste izotz batzu erakar zitzaketen bertako

104

tenperatura baldintzengatik. Honela, masa nahikoa lortuzuten nebulosako helioa eta hidrogenoa gordetzeko.

Planeten sateliteentzat antzeko prozesuak suposatzendira; baina asteroideen formazioa ez da, garai bateanbezala, planeta baten sakabanaketaren ondorioa kontsi-deratzen. Gaur egun uste denez, eskualde horretanakrezio-prozesua Jupiterrek bere grabitate-eraginarekinbertako gorputzen abiadura erlatiboak aldatzeko masanahikoa lortu zuenean geratu zen. Konkretuki, abiaduraerlatiboak handitu egin ziren eta orduan, talka suntsitzaileakgertatzen ziren. Gauza bera gertatu zen Martitzen inguruan,horregatik dugu bere masa espero genezakeena bainotxikiagoa.

Azkenik, Eguzki-sisteman agertzen diren gorputzenformazioari buruzko arazoekin bukatzeko kometakaipatuko ditugu. Orain arte egin diren analisien emaitzenarabera, kometak EguzIdaren inguruan biratzen ari dira osobolumen handiko hodei antzeko bat osotuz, Oort-enhodeia. Hodei hau Pluton baino askoz ere atzerago hasikolitzateke, 100.000 edo 200.000 unitate astronomikokodistantziaraino zabalduz. Oort-en hodeian 10 12 ingurukometa egongo lirateke denen arteko masa Lurrarenaren eta1.000 aldiz Lurrarenaren artean izanik. Beraien artekotalkak edo inguruko izarren batek sortutakoezegonkortasunak direla, batzuk, ezagutzen ditugunEguzkiaren inguruko orbita eszentrikoak hartzen dituzte.Hauetako bat dugu 1.986.eko otsailaren 9an periheliotikpasatu zen Halley kometa. Iguripen handiak jaso zituenkometa honek, bere tamainua eta ibilbide ezagunakbehaketa oso interesgarriak egiteko aukera eskeintzenzutelako. Lurretik egin ziren behaketez gain beste bostespazialuntzi bidali baziren ere, emaitzak ez dira osoaberatsak izan. Dena den, kometen egitura etakonposaketari buruzko F.L. Whipple-ren hipotesiabaieztatu egin dela esan dezakegu. Hipotesi haren arabera

105

kometak izotzez osoturik daude batez ere (60% gutxigorabehera), gainerakoak izotz hori zikintzen dutenkonposatuak izanik, karbonoa eta nitrogenoa direlarikhorien osagairik ugarienak. Hau den hau zientzilarienusteekin bat datorrenez, lantzen ari garen teorian erekonfiantza handiagoa jartzera garamatza. Baina, jarraidezagun kometen jatorriaren inguruan ditugun teoriakaipatuz.

Oort-en eritziz, kometak planeta handiak eratu zireneskualdean sortu ziren, baina gero planeta horiengrabitate-eremuen eraginez inguru hartatik egotziak izanziren. Dena dela, hipotesi honek zailtasun handi batagertzen du: kometak planeta handien ingurutik egotziakizan baziren, gehienak, Oort-en hodeian geratu beharreanEguzkiaren eraginpenetik aterako ziren. Honek, kometengehiegizko produkzio bat eskatzen du, inola ere ezin onardaitekeen kometa-kopuru bat.

Zailtasun hau gainditzeko Cameron-ek kometak Oort-enhodeian bertan sortu zirela onartzen du; baina kometeneraketa ez zen planetena bezala gertatu, distantzia haietaranebulosaren dentsitateak ezin zuen hainbestekoa izan eta.Cameron-ek proposatzen duen mekanismoa ondokoa da.

Dakigunez, gure galaxiako izar gehienak Eguzkia bainotxikiagoak dira, hau da, masa txikiagokoak. Honek esannahi du izarrak ematen dituzten hodeiak kasu batzutanEguzkiaren masaren hamarrenarelcin geratu arte zatitzendirela; beharbada, prozesuak jarraitu egiten du oso diskotxikiak eman arte, disko hauetatik batzu erdiko izarrareneraginpean geratzen direlarik. Disko hotz hauetan eratukolirateke kometak gero Oort-en hodeia emateko.

Orain arte Eguzkiaren eta bere inguruan higitzen direngorputzen sorrera azaltzen saiatu gara. Prozesu guztiak gaseta hautsezko nebulosa baten barnean deskribitu ditugu;

106

gaur egun, berriz, ia ez dugu espazioan nebulosa horrenhondarrik ere ikusten. Zer gertatu zen, bada, nebulosarenhauts eta gasarekin?. Gorago aipatu dugunez, Eguzkia bereeboluzioko fase goiztar batean T-Tauri egoeratik pasatuzen. Fase hau izarraren nukleoa berotzearekin hasten da.Bero hori konbekzio-prozesu baten ondorioz kanporatzenda. Fenomeno honek eguzki-haizea edo izar-haizea sortzendu. Haize honek planeten artean zegoen hautsa narraztuzuen Eguzkiaren eraginpenetik atera arte.

Azkenik, apartatu honekin bukatzeko orain bost urtedirela bizitzaren sorrerari buruzko F. Hoyle-k eta berelaguntzaile den N. C. Wickramasinghe-k argitaratutakoteoria aipatuko dugu. Astronomo hauek diotenez bizitzareneboluziorako edo sorrerarako oinarrizko konposatuak ezziren Lurrean sintetizatu, espaziotik erori baizik, oinarrizkokonposatu organiko hauek kantitate nahiko handitan behatudituzte izarrarteko hautsean eta.

2.- EGUZKI-SISTEMAREN AZTERKETAESPAZIALUNTZIEN BIDEZ

Apartatu honetan, nahiz eta oso laburki, azkenekourtetan izan diren planeten azterketarako espazialuntzienegitarauak aipatuko ditugu.

Lehenengo aipatu behar ditugunak, noski, Lurrareninguruak aztertu zituzten sateliteak dira. Beraien bidezeguratsa, eremu magnetikoa eta Van Allen-en bandakezagutu ziren, adibidez. Jakina denez, hurrengo helburuaIlargiaren azterketa izan zen, denok ezagutzen ditugunemaitzekin eta aurrerantzean planeten azterketa izan dahelmuga.

107

Planeten gaineko arakaketari dagokionez eta etor-kizunari begira badira proiektu gehiago ere. KonkretukiArtizarra (VOIR eta VEGA misioak) eta Martitz (zoluanautomatikoki higituko den Rober bat bidaliz) aztertzekogertatzen ari diren misioak ditugu. Azken aldi honetanMartitzera bidaia homilagunekin prestatzeko aukerari buruzhitz egiten da, 2020 urtera aipatuz egitaraua burutzekodatatzat. Gizakia espazioan denbora luzez bizitzekoprestakuntza lanetan sobietarrak dira aurrea daramatenak.

110

IZARRAK

Aurreko atalean, Eguzki-sistemaren sorreraren teoriaazaltzerakoan izarren eboluzioko fase batzu azaldu beharraizan dugu. Honela ikusi genuen nola izarrarteko hautsezkohodeiak galaxiaren gunearen inguruan higitzen diren,gurutzatzen dituzten besoetan uzkurpenak jasanez.Probabilitatea handia ez bada ere, uzkurpen horietako batitzulezina gerta daiteke eta orduan izarra pizten dela esatengenuen. Orain, pizte-prozesu honen ondorengo eboluzioanola gertatzen den zehaztuko dugu. Ilcusiko dugu, halaber,izar guztiak ez direla prozesu berdinaren ondorioz jaio;baina, aurrerago ukituko dugu berriz arazo hau.

Izarrei bere egitura berezia ematen diena bi indarrenarteko oreka da. Batetik grabitatearen indarra dugu, noski;baina hodeia (aurrerantzean protoizarra deituko duguna)uzkurtzen den neurrian berotu egiten da eta momentubatean bero hori prozesu termonuklearrak sortaraztekoadinakoa izan daiteke; orduan beste indarra agertzen zaigu.Tenperatura igotzen den neurrian barneko presioa erehandiagoa egiten da eta grabitatearenari eusteko- adinaegiten da. Hauxe da, bada, aipatzen genuen oreka. Denadela, protoizarrak, hartzen duen tenperaturari dagokionenergia igortzen du espaziora, energi galera honekkonpresioak bere lana egiten jarraitzea posible egitenduelarik. Grabitatearen indarraren eraginez hodeiarennukleoak 4.106K inguruko tenperatura hartzen duenean

111

bere osagai nagusiaren, hidrogenoaren, fusio-erreakzioakhasten dira. Erreakzio hauek sortzen duten energiaemisioaren galerak orekatzeko beste da eta orduangrabitate-kolapsoa geratu egiten da. Eguzkiaren antzekomasa duen izar batentzat fase honen iraupena 20 milioi urteinguruko da, hau da, Eguzkiak behar izan zuen denboraprotoizarra eratu zenetik piztu zen arte. Prozesu hau, esandugunez ez da iraupen berdinekoa izar guztientzat, masahandikoetan ez da hain luzea, askoz ere azkarragoa baizik.Bereiztasun hau askoz ere nabariagoa egiten da izarra piztuondorengo eboluzioan. Zenbat eta masa handiagoa izangrabitatearen indarra ere handiagoa da. Orduan, kolapsoarieusteko energia gehiago behar da eta, beraz, hidrogenoarenfusioak azkarrago gertatu behar du. Hau da, zenbat etaizarra masatsuagoa izan orduan eta bizitza laburragoa du.

Laburtuz, izarra, bere nukleoan fusio-erreakzioakhasten direnean jaiotzen dela kontsideratzen dugu. Unehonetan izarraren bolumena eta energi igorpena finkatuegiten dira.

Izarren hurrengo pausoen azterketa egiteko Hertzs-prung-Russell diagramak erabiliko ditugu. Diagramahauetan, abzisen ardatzean izarraren tenperatura (koloreaedo mota espektrala, denak erlazionatuta daude eta) jartzendugu; ardatz bertikalean izarraren argitasun absolutua (ezLurretik ikusten duguna, gogoratu (5) adierazpena) jartzendelarik. Diagrama hau E. Hertzsprung eta H. N.Russell-ek marraztu zuten lehenengo aldiz, 1.913.ean.Bertan izarren banaketa oso interesgarri bat lortzen da. Izargehienak, 90%, grafikoaren diagonalean daude, sekuentzianagusia deitzen den alderdian. Eguzkia ere fase honetandago, 22. irudian zehazten da bere posizioa. Sekuentzianagusitik kanpo beste bi alderdi ditugu: bata, digante etasuperdigante gorrien sekuentzia, sekuentzia nagusiarengainean; bestea, nano zurien sekuentzia, sekuentzianagusiaren azpian.

112

60.000—10.000—•1.000

–

1/100 • . Nano

• . •

,• •

. ", •. . „

Digantegorriak

Nano gorriak

100 Eguzkia

• •

Gorago aipatu dugunez, izarren ezaugarririk garran-tzitsuena masa dugu, berak mugatzen du izarrarentenperatura, argitasuna eta bizitza-denbora. Hertzsprung--Russell (H-R) diagramako sekuentzia nagusian izar batekizango duen posizioa ere masaren funtziopean dago.Zenbat eta masa handiago izan izarra argitsuagoa da etadiagramako goi eta ezkerraldean kokatzen da; masagutxikoak berriz, behe eta eskuinaldean daude. H-Rdiagramako izar-talde edo sekuentzia bakoitzeko izarguztiak eboluzio-fase berdinean daude, talde ezberdinakfase ezberdin bat adieraziz. Hurrengo orrietan izar batekbere bizitzan H-R diagraman egiten duen bidea ulertzensaiatuko gara.

Argitasuna(Eguzkiarena=1)Sekuentzianagusia

B t AF G K M1 1

• , ••• zuriak Tenperatura(K)1/10.000 1 I I I

30.000 6.000ao•

3.000Urdin zuriak Gorriak

21. irudia

113

I.- NANO ZURIAK

Jarrai dezagun, bada, izarren eboluzioaren azterke-tarelcin hidrogenoaren fusioa hasi ondoren.

Izarren barneko fusio-erreakzioen produktua helioa da.Helio hau hidrogenoa baino astunagoa denez erdiankontzentratzen da, erretzen ari den hidrogenoz inguraturikgeratzen delarik. Helioa, grabitatearen eragina dela eta,uzkurtzen hasten da energia askatuz. Energia hau etaerreakzionatzen ari den hidrogenozko oskolarena da,hidrogenoaren 10% erretzen denean, izarraren kanpoaldekogeruza hedaerazten duena izarraren itxura zeharo aldatzendelarik. Erradioa 100 aldiz edo gehiago handitzen da.Izarraren argitasuna handitu egiten da, izarrak koloregorriska hartuz: digante edo superdigante gorri bat dugu.

Izarrak ia hidrogeno guztia desagertu arte irauten dudigante gorriaren fasean (Eguzkiaren kasuan 100 milamilioi urte inguru). Bitartean, heliozko nukleoarenuzkurpenak jarraitu egiten du gero eta beroagotuz doalarik.Tenperatura 10QK baino handiagoa denean errauts bezalajasotzen genuen helioa ere fusionatu egiten da karbonoaemanez. Lehen helioa bezala, orain karbonoa izarrarennukleoan pilatzen da.

Izarra Eguzkia baino askoz ere handiagoa ez bada(M<1,2 Mo ; non, Mo Eguzkiaren masa den) . karbonoa ezinda fusionatu, baina izarra handiagoa bada orduan fusioarenbitartez beste elementu batzu sortzen dira (gero erregaiakizango direnak) burdina lortu arte, prozesua hemen moztendelarik, burdinatik aurrerako elementuen fusioak energiaaskatu ordez xurgatu egiten duelako.

Baina esan dugu M < 1,2 Mo denean karbonoa ez delafusionatzen, orduan izarra uzkurtu egiten da berriz fusio-

114

-energia falta delako. Grabitatearen presioak berotu egitendu berriz izarrari kolore zuria harreraziz. Uzkurpenakizarraren diametroa Lurraren diametroaren ingurukoa eginarte jarraitzen du; une honetan elektroien presio endekatuakprozesua mozten du. Honela sortzen dira nano zuriakderitzegun izarrak. H-R diagraman izarra, oso denboragutxian, sekuentzia nagusiaren gaineko aldetik nano zurientaldera pasatzen da. Zer esanik ez, izar hauen dentsitateaoso handia da, azken batez, Eguzkiaren masa Lurrarenbolumenean dugu.

Bukatzeko esango dugu nano zuri hauek, energiiturririk ez dutenez, milioi urte batzuren buruan energiarikgabe gelditzen direla ikustezin bihurtuz.

22. irudian dugu izar hauen eboluzioaren grafikoa.Eguzkiak antzeko bide bat egingo du 5.000 milioi urterenbarruan sekuentzia nagusitik ateratzen denean. Orduan,digante gorri bihurtuko da bere kanpo aldeko geruzakLurraren orbitaraino hedatuz, Lurra desager eraziz, noski.

22. irudia

115

2.- NOBAK ETA SUPERNOBAK

Segidan, 1,2 Mo mugatik gorago masa duten izarrenbilakaerarekin jarraituko dugu. Nano zuriekin konparatzenbaditugu eboluzioak zeharo ezberdinak direla ikusikodugu, baina eboluzio horren xehetasunak ulertzeko beste bifenomeno ezagutu behar ditugu lehenengo: nobak etasupernobak.

Nobak eta supernobak lehen ikusten ez zen izar batenleherketarekin agertzen diren izar argitsuak dira.Supernobak nobak baino askoz ere argitsuagoak dira,batzutan egunez ere ikus daitezke eta galaxia guztiek bainoargitasun handiagoa dute. Gure Galaxian Nobak berriz,izar arrunt baten argitasuna hartzen du, baina supernobakbaino askoz ere ugariagoak dira. Nobak 10 urteoroagertzen dira gutxi gorabehera; supernobak nahiko arraroakdira, azkena, Kepler-en supernoba, 1.604.ean agertu zen.

Nano zurien teoria mendearen erdialderako ondogaratua zegoen, baina beste bi fenomeno hauentzat ez zutenazalpen garbirik, nahiz eta kasu asko ezagutu. Oraindikgaur egun ere, gauzak ondo finkatu gabe daude segidanikusiko dugunez.

Nobak nano zuriekin loturik dauden fenomenoakkontsideratzen dira. Uste denez, generalean izar-sistemabitarretan gertatzen dira, izar bietako bat nano zuria denean.Nano zuriaren grabitate-eremua oso indartsua denez, besteizarraren gasa erakartzen du, gas horren erorketak nanoanleherketa termonuklearrak eraginez. Ikusten denez, gauregun ere ez dugu prozesu hauen bat ere xehetasunikezagutzen.

Supernoben azterketa sistematikoa 30. urteetakohamarkadan egiteri hasi zen, F. Zwicky beste galaxiabatzutan agertzen zirenak behatzen hasi zenean. Nahiz eta

116

duen edozein izar batek sortuak dira. Kasu honetan gaineraez dute beste izar laguntzaileren beharrik. Aipatu bestekomasako izarren ñukleoan gertatzen diren erreakziotermonuklearrak oso azkar gertatzen dira, geroago etaelementu astunagoko atomoak emanez. Prozesu hauburdinean bukatzen da, masa atomiko handiagoa dutenelementuen sorrerak energia askatu beharrean kontsumituegiten duelako. Honela, burdinara iritsitakoan bero--produkzioa geratu egiten da eta orduan grabitateak osokolapso azkarra sortarazten du, aurka egiten zion indarradesagertu delako. Konpresioa hain handia da ezen protoiaketa elektroiak elkartu egiten diren neutroiak emanez etaneutrinoak igorriz. Izarrak atomoen nukleoaren mailakodentsitatera iritsi arte jarraitzen du bere uzkurpena; orduan,geratu eta errebote-uhin bat sortzen du izarraren masaguztia edo gehiena espaziorantz jaurtikiz, gasek itzelezkoabiadurak (5000 km/s) eta tenperaturak (104k) hartzendituztelarik.

3.- PULTSARE EDO NEUTROI-IZARRAK

Supernoba bat lehertzen denean ez dela beti izar guztiadesagertzen esan dugu. Zer gertzatzen da orduan espazioanzehar zabaltzen ez den materiarekin?. Badirudi, nahikomasa duen nukleo bat geratzen dela eta berehala bereuzkurpena hasten dela. Kasu honetan elektroien presioendekatuak ere ezin du kolapsoa geratu eta presioareneraginpenak elektroien eta protoien fusioa sortarazteh duneutroiak emanez.Nukleoaren masa 2,7 aldiz Eguzkiarenabaino handiagoa ez bada (beste batzurentzat muga hori 4 Mtan dago), orduan, neutroien presio endekatuak kolapsoari

eusten dio eta neutroi-izarrak deitzen direnak eratzen dira.Suposa dezakegunez, dentsitatea izugarria da, d 1015gr/cm3 eta erradioa 20 km-koa gutxi gorabehera.

118

F.Zwicky-k eta W. Bade-k 1.934 urtean, Oppen-heimer-ek bost urte geroago, aditzera eman zutenneutroi-izar hauek existi zitezkeela. Baina baieztapenesperimentala ez zen 1.967 urterarte lortu, pultsareakaurkitu eta ulertu ziren arte. Urte horretan, Bell etaHewish-ek, beste lan batzutarako prestatu tresnekin,periodikoki irrati-uhinak igortzen zituzten iturri batzuaurkitu zituzten (horregatik izena pulsating star inglesetikdatorkie). Periodikoki heltzen ziren irrati-pultso horienazterketa jarraituz, beste hiru foku gehiago aurkitu zituzten,1.968.eko otsailean bere aurkikuntza argitara emanez.

Ordutik aurrera, beste asko agertu ziren, tarteanKarramarroaren nebulosan dagoena zegoelarik, 1.054.urteko supernoba agertu zen lekuan. Xehetasun honekasko erraztu zuen pultsareen izaeraren argipenerako lana.Azkenik, pultsareak neutroi-izarrak zirela onartu zen etaberaien sorrera supernobenekin lotua agertu zen.Supernoba baten leherketa gertatzen denean, gorago esandugunez, kasu batzutan neutroiz osoturiko nukleo trinkobat geratzen da; baina nola emititzen ditu pultsoakneutroi-izar honek?. Segidan azalduko dugu mekanismoa.

23. irudia

119

pioi kondentsatuak,hiperioiak,neutroiak egoerasolidoan

Lehenengo kontuan izan behar duguna izarrarenbiraketa-abiadura oso handia dela da. Izan ere, hainbesteuzkurtu den neutroi-izarraren abiadurak izugarria izanbehar du momentu angeluarrAren kontserbazioak halaeskatzen duelako. Bestetik, supernobaren leherketa gertatuondoren nukleoari geratu zaion eremu magnetikoa erealdatu egiten da: fluxu magnetikoa kontserbatu egin behardenez, erradioa txikitzean eremua handitu egin behar da.Honela, izarrak, inguruan dituen zatiki kargadunenazeleragailu bezala lan egiten du, zatikiei ibilbide kiribilakegin erazten dielarik. Orduan, zatikiak espaziora jaurtikiakdira -izpi kosmikoak- eta aldi berean aipatu dugunerradiazioa igortzen dute higitzen ari den edozein kargadunzatiki bezala. Erradiazio honen sorrera dela eta, igorketaizpi-sorta baten gisa egiten da, horregatik sorta haukasualitatez Lurrerantz zuzendua badago pultso bat bezalaerregistratzen da irratiteleskopioetan (ikus 23. irudia).Eredu hau Thomas Gold-ek proposatu zuen, pultsareakneutroi-izarrak zirenekin lehenengo konturatu zena izanik.

24. irudia

120

Dena dela, eremu magnetiko baten barnean aze-leratutako zatikien erradiazio-igorpena lehendik ereezagutzen zen eta hori izan zen eredu teorikoareneraiketarako beste xehetasun lagungarri bat. Erradiazio horisinkrotroi-erradiazioa deitzen da sinkrotroietan behatuzelako lehenengo aldiz eta I. S. Shklovskii izan zenirrati-uhinen igorle gehienek mota horretako erradiazioaemititzen dutela demostratu zuena. Erradiazio honek osobereiztasun garrantzitsu bat agertzen du: erradiazio pola-rizatua da. Beraz, gaur egun nahiko erraz eta zalantzarikgabe ezagutzen da.

Gorago esan dugunez, neutroi-izarren diametroa 20km. ingurukoa da eta 24. irudian agertzen da beraieneredua. Kanpo aldetik hasita eremu magnetikoareneraginpean dagoen gainazal mehe bat dugu lehenengo;hurrengo oskol oso zurrun bat eta azkenik neutroizko gassuperfluido bat. Erdian beharbada zatiki azpinuklearrezosoturiko beste geruza mehe bat dugu.

Karramarroaren nebulosa.Geziak pultsare bat adierazten du.

121

Pultsareen deskribapena bukatzeko beraien periodoa ezdela konstantea esan behar dugu; kasu gehienetan balaztatuegiten da, partikulen emisioak dakarren energi galera delaeta. Beraz, zenbat eta periodo luzeagokoak orduan etazaharragoak dira pultsareak. Orain arte egin direnkalkuluen arabera pultsare gehienek 107 urtekin utzikoliokete igortzeari eta ordurik aurrera ezingo genituzkedetektatu.

Ideia hauekin neutroi-izarraren ulerkuntzarako hur-bilketa bat eman dugu. Badirudi ideia orokorrak nahikoonartuta daudela, baina xehetasunak oraindik oso aireandaude. Honela, azalpenik ez duten arazoen adibide gisaesango dugu badirela pultsare batzu noiz behinkaperiodoaren azelerazioak jasaten dituztenak. Badira ere Xizpiak igortzen dituzten pultsareak, hauek generaleanizar-sistema bikoitzetan aurkitzen direlarik. Gainera, azkenhauen periodoa ez da luzatzen, laburtzen baizik, eta orain-dik ez dugu eredurik beraien mekanismoen azalpenerako.

4.- ZULO BELTZAK

Izarren eboluzioaren atalarekin bukatzeko izar masa-tsuen eboluzioaren azkeneko pausoak argitzen saiatukogara gure ereduak baliagarriak diren neurrian. Aurrekoapartatu bietan ikusi dugunez, izarren masa Eguzkiarenaren2,7 aldiz baino txikiagoa bada materiaren presio endekatuaizarraren kolapso grabitatorioa geratzeko adina da. Zergertatzen da, presio endekatu honek kolapsoa geratu ezinduenean?. Egia esan oraindik ezin diogu galderarierantzunik eman, eritzi orokorrenaren arabera baldintzahoriek zulo beltzen eraketara eramaten dute, baina oraindikez dugu zulo beltzen formazioa azaltzeko eredurik etahorixe da, hain zuzen ere, astrofisikariek planteatu dutenarazoetako bat. Aurrerago kasu berezi bat aztertuko dugueta haren formazioaren eredu bat emango dugu adibide

122

gisa. Gainerakoan, zulo beltzen jokaera Einstein-enErlatibitatearen Teoria Orokorraren araberakoa suposatzenda. Jakina denez, Einstein-en teoriaren arabera grabitazioaespazioak eta denborak osotzen duten espazio tetra-dimentsionalean masak sortzen duen deformazioarenefektua da. Konkretuki zulo beltzen kasuan deformazioahain handia da, ezen espazioa itxi egiten den, nolabaitesateko, eta unibertsotik bereiztu. Honela, hauxe dugu zulobeltzen propietaterik garrantzitsuenetakoa, bertatik ezin dainolako erradiaziorik -eta are gutxiago gorputz materialik-atera. Argiak lerro geodesikoak deskribatzen ditu espaziotetradimentsionalean eta zulo beltzen kasuan argiak ezin dueskualde horretatik atera, hain da handia espazio honenkurbadura. Honela, bada, zulo beltzak ikustezinak ditugu(horregatik izena).

Zulo beltzaren akzio-erradiazioa bere masaren fun-tziopean dago, noski. K. Schwarzschild izan zenEinstein-ek bere teoria argitaratu ondoren zulo beltz bateninguruko espazioaren itxura aztertu zuena. Berakondorioztatu zuen zulo beltz baten erradioa kalkulatzekoadierazpena:

r = 2,95 Faro. km

(50)

Gorputz bat Schwarzschild-en gainazalean zulora erorigabe biratzen aritzeko argiaren abiadurarekin abiatubeharko luke, eta hori lortu ezin daitekeenez, mugahorretara iristen diren gorputz guztiak zuloan galtzen dirabetirako.

Esan dugunez, erradiazio hori duen esferaren barruandagoen guztiak ez du kanpora ateratzerik, ez eta argiak ere;beraz, zulo beltzak aurkitzeko metodo ez-zuzenak erabilibeharko ditugu, inguruko materiarekin dituzten elkarre-kintzak aztertuz. Baina oraingoz utzi egingo diogu arazo

123

horri zulo beltzen beste bereiztasun batzuk ikusteko.Oraindik ez dugu ezer esan izaki hauen biraketa eta kargaposibleei buruz eta.

Jakina denez, izar guztiek biraketa-higidura dute.Orduan, logikoa izango litzateke zulo beltzek ere biratuegiten dutela kontsideratzea. 1.963.ean Roy Kerr arazohori aztertzen saiatu zen eta zulo beltz biratzaileendeskripzio matematikoa garatu zuen.

Bestalde, lehen aipatu dugunez, posible izango litzatekezulo beltzak elektrikoki kargatuta egotea; nahiz etaaurkitzeko oso probabilitate gutxi izan. Baldintza horietanzuloak karga berdineko gorputzak aldaraziko lituzke,aurkako kargadunak erakarriz, denbora gutxitan neutra-lizatua izango litzatekeelarik.

Orain arte hiru propietate erabili ditugu zulo beltzendeskribapenerako: masa, momentu angeluarra eta karga.Zein propietate gehiago izan ditzakete zulo beltzek?.Zientzilarien artean beste propietate posible guztiei "adats"izenarekin deitzen zaie laburki, baina 1.975.eanteorema-serie baten demostrazioa bukatu zuten zulo beltzekgoian aipaturiko hiru propietateak bakarrik izan zitzaketelafrogatuz. Teorema hauek, zulo beltzek adatsik ez dutelaesanez enuntziatzen dira normalki.

Zulo beltzen propietateak mugatu ondoren, berriz ereesperimentalki aurkitzeko ditugun arazoak ukituko ditugu.Gorago esan dugunez, zulo beltzak aurkitzeko modubakarra inguruko materiarekin sortzen dituzten elkarre-kintzak aztertzea izango da. Beraz, aurkikuntza egitekosistemak izango dira: izar bietako batek zulo beltz egoeraraeboluzionatzen badu, materia nahikoa izango du besteizarrarekin interakzionatzeko, guk susmatzeko moduan.Izar-sistema hauei izar bikoitz espektroskopikoak deitzenzaie. Gure behaketa-metodoak zulo beltzen aurkikuntz

124

eremua murritzagotzera eramaten gaitu, honela, izar bikoitzespektroskopikoen artetik X izpiko igorpen oso azkarrakegiten dituztenak hartuko ditugu. Zergatik hain baldintzakonkretuak?. Berehalaxe ikusiko ditugu arrazoiak CygnusX-1-en, X izpien iturria aztertuz.

Cygnus X-1 satelite batetan bidalitako antena batenbidez aurkitua izan zen 1.963.ean. Geroago, 1.971.eanUhuru sateliteak aldaketa garrantzitsu bat behatu zuen, aldebatetik, X igorpenaren mota eta intentsitatean, eta bestetik,foku berbera irrati-uhinak igortzen hasi zelako. Bigarrenigorpen honen bitartez fokuaren posizioa zehazki mugatzealortu zen, orduan uhin-iturria izar batekin identifikatzealortu zelarik: HDE 226868 izarrarekin hain zuzen ere. Izarhau B motakoa da, handia eta urdina. Doppler lerrakuntzakneurtuz zera egiaztatu zen: HDE 226868 izarra ikusten ezden beste baten inguruan biratzen ari da. Egindakobehaketen bidez eta aipatu dugun Doppler efektuarenneurketak erabiliz sistemaren periodoa eta izarren artekodistantzia neurtu ziren, ondoren masa kalkulatuz Kepler-en3. legearen bidez. HDE 226868 izarraren masa-espektroaaztertuz kalkulatzen badugu, Cygnus X-1 fokuaren masaatera daiteke, balioa 8 Mo ateratzen delarik. Datu hauekinondoko eredua egin da Cygnus X-1-entzat.

Sistema izar superdigante bat eta zulo beltz batez oso-tuta dagoela uste da. Superdigantearen tenperatura osoaltua dela eta izar-haizeak izarraren materia kanporabotatzen duela etengabe ere frogatutzat jotzen da. Materiahonen parte bat sistemaren beste gorputzak erakartzen dubere inguruan biratzen den disko bat osotzen delarik. Gashau barnerantz erortzen da turbulentziak eginez etauzkurtuz, ondorioz X izpiak emitituz. X izpien intentsitateaoso azkar aldatzen da, beraz, fokuak oso txikia izan beharduela dakigu. Masa 8 Mo zela esan dugunez, gorputzakzulo beltz bat izan behar duela uste da.

125

Nola eboluzionatu zuen sistema honek gaur egunezagutzen dugun egoerara heldu arte?. Eredu onartuarenarabera zera uste da:-hasieran gaur egun zulo beltza denaksistemaren masa gehiena zuen. Digante fasera eboluzionatuzuenean, kolore gorria hartuz eta erradioa handituz, besteizarraren gain deskargatu zuen kanpoaldeko masa-zatirikhandiena, geratu zen nukleoa zulo beltz bihurtuz. Ordutikaurrera zulo beltza izan da beste izarrari masa xurgatudiona.

Hauxe da, bada, gaur egun behaketei ematen diegunazalpena. Edozein modutan eredua ez dago osotuta, eztagutxiago ere. Badirudi eskema orokorra ulertzen dugulabaina oraindik xehetasun askoren mekanismoak ez diraezagutzen; adibidez ez dakigu nola eratzen den diskoazuloaren inguruan, zer itxura duen, zein puntutan igortzendituen X izpiak edo zulotik zein distantziatara. Sistemakonkretu hauekin batera badira kumulu globularrak ere Xigorpenak dituztenak.

Cygnus fokuarekin batera beste sistema batzu ereaztertzen ari dira beraietan ere izar bietako bat zulo beltzaizan litekeelako. Ondoan ditugu sistema horietako garran-tzitsuenak: Circinus X-1, 1.976.ean aurkitua; V 861,1.978.ean aurkitua eta SS 443, 1.979.ean aurkitua.Sistema hauekin batera badira kumulu globularrak ere Xizpiak igortzen dituztenak, agian kumuluen nukleoan masaizugarrizko zulo beltzak izango dira izpiak sortarazten;baina oraindik behintzat ez da hipotesia egiaztatzekoaukerarik izan. Sistema hauez gain X izpiko beste igorlebatzu analisatzean ere oso igorpen bereziak agertzen dira.Hauetako lehena J. Grindlay-k aurkitu zuen 1.975.ean,ANS sateliteak bidalitako datuak aztertuz. Foku honek mi-nutu bateko periodoko zati batean normalki emititzen duenbaino 100.000 aldiz intentsitate handiagorekin igortzen du.Sistema hauek igorle trantsitorioak dira eta oraindik ez daberaien bereiztasunak azaltzen dituen teoriarik asmatu.

126

Honekin ez da zerrenda bukatzen. Halere, ez dituguazken urteetan sateliteek aurkitu dituzten mota guztietakofokuak komentatuko, esandakoarekin eremuak nahikomugatu ditugulako eta enumerazioa aspergarri gertatukolitzatekeelako.

Arlo esperimentala alde batetara utziz, teoria mailan erebadira irekiak hainbat ikerkuntz lerro zulo beltzeninguruan. Honela Einstein-en teoriaren inguruan garatutakolanak ditugu, erradiazio grabitazionalari buruz etabar, bainaoraindik ez da baieztapen esperimentalik lortzeko biderikikusten.

127

IV. GALAXIAK

Galaxien azterketarekin hasteko, lehenengo orokortasunbatzu ikusiko ditugu segidan gure ga1axiaren azterketarekinhasteko. Azken batez. Gure Galaxia mota arruntenetakoada, beraz, berari buruz esango ditugun gauza gehienakgalaxia guztiei aplikatu ahal izango diegu.

Jakina denez, galaxiak hiru taldetan banatzen diraberaien morfologia kontuan izanik: kiribilak, gurearenantzekoak eta ugarienak (ezagutzen direnen erdiak gutxigorabehera); eliptikoak, elipsoide itxura dutelako, askotannukleorik ere identifikatu ezin zaielarik; eta irregularrak,forma konkreturik gabe. Galaxia kiribilen artean ere hirumota bereizten ditugu besoen banaketaren arabera: Sa, Sbeta Sc, lehenengotik hirugarrenera besoak nukleotik geroeta bereiztuagoak dituztelarik. Antza denez, gure galaxia Sbeta Sc motakoen artean dago, baina hori ere ezin duguziurtasun guztiz esan, galaxiaren barnean gaudenez gerooso zaila egiten bait da bere egitura aztertzea.

1.- GURE GALAXIA

1.1.- Konposaketa eta egitura.

Gure Galaxiaren osagaiak ondokoak ditugu:

a) Izarrak. Eboluzioko fase guztietan ditugu eta ga-la)daren masa gehiena suposatzen dute.

129

b) Gasa. Beraren konposaketa izarrenaren antzekoa da:hidrogeno, helio eta nobek eta supernobek espaziorajaurtikitako elementu astunagoak. Galaxiaren masaren 1%edo 2% delarik denera. Bere dentsitatea oso baxua da beti.

d) Izarrarteko hautsa. Forma eta konposaketa oso gaizkiezagututako zatiki solido oso txikiak. Bere masa Ga-laxiarenaren 0,01% da, baina hala ere garrantzi handikoosagaia dugu.

Orain aipatu berri dugun konposaketa hau galaxiaguztien konposaketaren eredutzat har dezakegu, galxciaguztiak garai berean jaioak dira eta nahiz eta denak itxuraberdinekoak ez izan osagai berdinez konposaturik daude.

Segidan, Gure Galaxiaren egitura aztertuko dugu; denadela, esan dugunez, Gure Galaxia galaxia kiribilenparadigma bezala har daiteke eta berari buruz esangoditugun gauza gehienak besteetara zabal daitezke.

Erdialdeko eskualdean lodiagoa delako ez balitz, GureGalaxiak disko laun baten itxura izango luke. Erradioa50.000 argi-urtekoa izango litzateke, lodiera maximoanulcleoaren inguruan, 1.000 argi-urte inguru izanik. Izarrenbanaketa ez da berdina edo uniformea disko guztian,nukleoan, erdialdera, askoz ere handiagoa da. Hala ere,Eguzkia zentrutik nahiko urrun dago, distantzia 30.000argi-urtekoa izanik.

Disko guztia erradio berdineko esfera batez inguraturikdago. Esfera honi halo edo zisku deitu ohi zaio eta izar etaizar-kumulu oso zaharrez osoturik dago, nahiz etadentsitatea oso txikia izan diskoarenarelcin konparatuz (ikus25. irudia).

130

25. irudia

Galaxiak biraketa-higidura du diskoaren perpendi-kularra den eta zentrutik pasatzen den ardatzaren inguruan,noski. Baina higidura honek bereiztasun garrantzitsu batagertzen du: biraketaren abiadura angeluarra ez da berdinapuntu guztientzat, solido zurrunen kasuan bezala;kanpoaldeko izarrak eta materia guztia generalean abiaduralineal handiagoz higitzen dira; baina hala ere denboragehiago behar dute bira bat betetzeko, hau da, abiaduraangeluarra txikiagoa da kanpoaldean. Fenomeno haubiraketa diferentziala izenarelcin ezagutzen da. Konkretuki,Eguzkiaren abiaduraren balioa 250km/s inguru da eta gutxigorabehera 240 milioi urte behar ditu bira oso bat egiteko.Baina biraketari buruzko arazoak eta besoen egituraaurrerago aztertuko ditugun arazoak dira, orain GureGalaxiaren nukleoan zentratuko gara.

131

1.2.- Gure Galaxiaren nukleoa.

Ikusiko dugunez, galaxien nukleoak oso objektu inte-resgarriak dira astrofisikaren ikerkuntzaren eremuan. GureGalaxiaren nuldeoaren aktibitatea ez da oso handia edoikusgarria, baina hurrengo atalean azalduko denez, GureGalaxiaren zentruan behatzen diren oinarrizko fenomenoakaskoz ere indar handiagoz agertzen dira beste galaxiabatzutan.

Gorago esan dugu Eguzki-sistemak nahiko posizioeszentrikoa duela Galaxiaren barnean. Hori dela eta,nukleoak igortzen duen erradiazio optiko guztia izarrârtekohautsak xurgatua galtzen da gure behaketetarako.

Izarrarteko hauts hori 211-ko baino uhin-luzera handiagokoerradiazioentzat batetik eta bestetik X eta gamma izpientzategiten da gardena. Beraz, eginak dauden behaketa guztiakhiru eremu hauetakoak dira: X eta gamma izpietan,infragorriak eta irrati-uhinetan.

Nukleoaren lehenengo behaketak 1.959-1.960 urteetanegin ziren, irrati-uhinen arloan. Haloko izarren banaketa etabeste kontsiderazio dinamiko batzu zirela eta, lehendik erekalkulatua zegoen nuldeoaren gutxi gorabeherako posizioaeta horrek eman zuen behatutako iturria nukleoa zelaegiaztatzeko aukera. Irrati-iturri honen inguruan milioikabatzu izar ditugu 3 argi-urte inguruko diametroko esferabatetan (kontuan izan Eguzkiak ez duela izarrik inguruanerradio horretako esfera batetan).

Behaketarako tresneriak geroago eta bereizmenhandiago duenez, posizioen neurketak zehatzagoak dira;honela, gaur egun badakigu Sagittarius A ez delauhin-iturri bakar bat, foku ezberdinez osoturik dagoelabaizik. Osagai hauetako bat da, hain zuzen ere, Galaxiarennuldeoarelcin identifikatu dena: Sagittarius A-West. Azkeniturri honek infragorrian ere energia asko igortzen du eta

132

emisio-espektroaren azterketatik ondorioztatzen denez,barnean 200 km/s-ko abiaduratik gorago higidurak dira.

Baina aipatu ditugun fenomeno guzti hauez apartegas-hodeien igorpenak ere jasotzen dira. Batetik hidrogenoneutroko hodeiak ditugu (H I eskualdeak); bestetik,hidrogeno ionizatuko hodeiak (H II eskualdeak), etaazkenik gas molekularra ere aurkitu da, molekula-barietateaoso aberatsa izanik gainera. Hodei hauetako batzuktenperatura eta dentsitate oso handiak dituzte, beste batzukberriz, biraketa eta translazio-higidura oso azkarrak. Honekpentsa erazten du beharbada nukleotik jaurtikiak izan direlaleherketaren baten ondorioz. Ikusten denez, nukleoanfenomenologia aberatsa dugu aztertzeko. Fenomenohauetako gehienak nahiko gaizki ezagutuak dira eta horiengainean jarduten dute gaur egun ikerlariek. Segidan aipatuditugun emisio elektromagnetikocn azalpena emango dugu,nahiko finkatua dago eta.

Irrati-uhinen eremuan erradiazio gehiena (emisio--lerroak ez direnak, H I hodeiarenak adibidez) sinIcro-troi-motako erradiazioa da.

Infragorrian emititzen den erradiazioaren jatorriaizarrarteko hautsaren igorpen termikoa dela suposatzen da.Gorago esan dugunez, nukleoaren inguruan izarrenkontzentrazioa izugarria da; orduan, izar hauek ingurukohautsa eta hodei molekularrak berotzen dituzte eta azkenhauek bere tenperaturari dagokion uhin-luzerako emisioaigortzen dute.

X eta gamma izpien arloan igortzen dena fenomenoezberdinetatik dator. Emisioaren parte bat igorpensinkrotroniko da. Beste parte bat Compton alderantzizkodispertsioaren ondorioz sortzen da; hau gertatzen dasinkrotroi-erradiatioa sortarazten duten elektroietako batekenergia gutxiko fotoi batekin talka egiten duenean

133

maiztasun handiagoko bihurtuz. Azkenik, izan daiteke Xigorpenaren parte bat hodei oso-oso beroen igorpenaizatea.

2.- GALAXIA KIRIBILEN DINAMIKA

Hauxe dugu azterketa sakonetako objektu izan dengalaxiei buruzko beste arazo bat. Hala ere ebatzi gabedago, lanean zehar agertu ditugun gehienak bezala. Segi-dan ikusiko dugun teoriaren arabera posible izango dugugalaxien besoen egonkortasuna azaltzea. Baina ezingodugu beste inolako xehetasunik eman, adibidez, ezingodugu azaldu zergatik eta nola sortzen diren edo zergatikkasu batzutan beste batzutan baino luzeagoak diren etabar.

Teoriaren ideia nagusia B. Lindblad astrofisikarisuediarrak garatu zuen, nahiz eta geroago, 1.961.etatikaurrera, C. C. Lin eta F. H. Shu izan garapen sakonagoaeman ziotenak isurgaien hidrodinamikaren metodomatematikoak erabiliz. Dena den, hauek ere suposatzendute hasiera-hasieratik galaxiaren grabitazio-eremuarenpotentzialean gaur egun ikusten diren besoen antzekoperturbazio kiribilak existitzen zirela azaldu gabe nola sortuziren. Hau da, teoriak ez du azaltzen nola sortu zenperturbazioa, desagertu gabe nola mantentzen den baizik.Hauxe da, noski, teoriari egin diezaiokegun objekziorikhandiena. Baina goazen teoria zertan datzan zehazkiagoikustera.

Esan dugunez. hasieran galaxian perturbazio kiribil batexistitzen zela suposatzen dugu. Orduan, besoak galaxietanfenomeno egonkorrak direnez, lehenengo masarendistribuzioa aztertzen da potentzial grabitatorio hori luzaromanten dadin; gero masaren gain potentzial horren efektuazein den kalkulatzen da. Galaxia berberaren distribuzioariburuz ari garenez, hasieran kalkulatu dugun masaren

134

banaketa eta orain ateratzen zaiguna berdindu egin beharditugu. Berdinketa honek sortzen den uhinaren forma etaabiadura angeluarraren arteko erlazio bat eta perturba-zioaren existentziarako baldintzak ematen dizkigu.Konkretuki baldintza hauek zera eskatzen dute: materiarenagitazio-abiaduraren muga bat baino txikiagoa izatea.

M 101 galaxia kiribila

Emaitzak bada, fronte guztian abiadura angeluar ber-dinarekin hedatzen den uhin kiribil bat ematen du.Abiadura angeluarra galaxiaren materiaren norantza berdi-neko baino txikiagoa da. Honela, materiak uhin-fronteaharrapatzen duenean konpresio bat jasaten du. Dena dela,izarraren agitazio-abiadura nahiko handia denez (gogoramuga jarri diogula abiadura honi) ez dute efektu handirikjasaten; dezelerazio kontsideragarri bat izan ondoren,frontea pasatzen dute berriz abiadura handituz. Aldiz, gaseta hauts-hodeietan biskositate indarrak askoz erehandiagoak dira eta, beraz, agitazio-indarra txikiago.Orduan hodei hauek pilatu eta konprimitu egiten dira

135

uhin-frontean. Konpresio hauek oso aproposak dira hodeihauetatik izarrak sortarazteko. Hain zuzen ere, galaxienbesoetan OB motako izar jaioberri edo gazte asko ikustendira, xehetasun hau teoriaren aldeko datua izanik. Honelasortzen ditu besoak dentsitate-uhinak.

Orain gutxi dela arte hauxe izan da galaxia kiribilendinamika azaltzeko teoriarik zabaldu eta onartuena, bainaazkeneko urteetan kritikalari asko ere atera zaio. Sortudiren akatsen artean uhinen mekanismoak suposatzen duenenergi garraioa dugu garrantzitsuenetakoa. Energiagalaxiaren besoetako kanpoaldetik bere nukleo alderagarraiatzen da. Garraio-abiaduraren arabera uhinak milamilioi bat urtetan desagertu egingo lirateke. Nolamantentzen dira orduan uhinak galaxiaren bizitza guztian?.Zein da uhin berriak sortzen dituen mekanismoa?.

Azkeneko urteetan izan dira Lin-en teoria alde baterautzi duten ikerlariak eta aztertzen ari garen arazoa beste bidebatzutatik konpontzen saiatu direnak. Nagusiki beste biideia berriren inguruan garatu dira teoria hauek.

R. H. Miller-ek, K. H. Predegast-ek eta F. Hohl-ekgrabitazioaren legea erabiliz 100.000 milioi izarren higiduraaztertu dute izarrak hasieran disko leun batetan banaturiksuposatuz. Ordenadoreek ematen dituzten emaitzakbakarrik hauts asko dituzten galaxietan dira onak.

P. E. Seidan eta H. Gerolak, berriz, supernobenleherketetan oinarritu ziren beraien teoria egiteko. Besoak,kasu honetan, katean gertatutako supernoben leherketakeragindako talka-uhinean eratuko lirateke.

Dena dela, hipotesi hauek ere ez dute erabatekoarrakastarik izan eta oraindik gehiago ere garatzen ari dira,beraz, bukatzeko, atal guztietan bezala, arazoa oraindikirekia dagoela esango dugu.

136

3.- GALAXIEN KUMULU ETASUPERKUMULUAK

Galaxien egiturari buruz •dakiguna finkatu ondoren,espazio estragalaktikoari buruzko ideiak konlcrtatukoditugu. Jakina denez, ezagutzen dugun unibertsoaren zatiagurearen antzeko galaxiez osoturik dago. Orain galaxienbanaketa aztertuko dugu, guk beha dezakegun espazioareneta unibertsoaren zatiaren egitura emanez. Aurreragoko atalbatetan ideia hauek zabalduko ditugu, unibertso osoarenegitura eta eboluzioa aztertzerakoan.

Azken hiru edo lau urteetan eginiko behaketetatikondoriozta daitekeenez galaxiak taldeka antolaturik daude.Talde edo multzo hauei kumuluak deitzen zaie.

Galaxiak taldeka egon zitezkeelako ideia aspaldi zabalduzen, eta lehenengo taldeak mendearen lehenengo erdianezagutu ziren. Gure Galaxia Talde Lokala deitzen denkumuluan dago. 50.eko hamarkadaren hasieran eginikobehaketek kumuluek beste egitura zabalako bat osotzenzutela agerian jarri zuten. Egitura berri hauek super-kumuluak deitu ohi dira eta lehenengo identifikatu zenaSuperkumulu Lokala izan zen, logikoki. Superkumulu hauberrogeitamar bat kumuluk osotuko lukete, beste galaxiabanaka batzu izanik kumuluetatik kanpo, tarteka espazioanzehar. Kumulu Lokala Superkumuluaren kanpoaldeandago.

Hamarkada berean astronomilariak galaxien gorriranzkolerrakuntza neurtzen saiatu ziren. Datu haiekin etaHubble-ren legea erabiliz, galaxien urruntasunak kalkulatuzituzten ordutik aurrera banaketa espazioan egiteko aukeraizanik eta ez bakarrik planoan ordurarte bezala.

1.960. urtean N. V. Mayall-ek aurkeztu zuen galaxienlehenengo katalogoa hiru koordenatuekin eta ordutik

137

aurrera katalogoa asko handitu zen geroztik eginikobehaketei esker. Hurrengo hamarkadan zehar H. J.Rood-ek, T. L. Page-k eta I. R. King-ek argitaratu zutenlehenengo azterketa modernoa eta sakona. Horrez gerozeruaren hiru eskualde aztertu dira batez ere. H. J. Rood,T. L. Page, G. L. Chincarini, A. Gregory, L. A.Thompson eta beste batzuk eginiko lanetan, gureaz apartebeste lau superkumuluz hitz egiten da: Koma-A1367;Herkules; Perseo-Piscis eta Hidra-Centauro (azken hausistematikoki aztertu gabe badago ere).

Egin diren behaketen bidez zeruaren 2% besterik ezdute aztertu; baina hala ere, gauza harrigarri bat ikusi da:espazioan badira eskualde oso handiak hutsik daudenak,bat ere galaxiarik gabe. Gaur egun uste denez, lan hauenemaitzak generalizatu egin daitezke espazio guztira, beraz,galaxien banaketa (materiaren banaketa azken batez)unibertsoan ez litzateke homogeneoa izango, heterogeneoabaizik. Esan egin behar da edozein modutan, posible delainolaz ere ikusi edo behatu ezin daitekeen materiaexistitzea. Baina gai hau unibertsoaren egiturarelcin lotzenda eta arazo hauek lehenengo zatian ukitu ditugu.

138

V. GALAXIA AKTIBOAK ETAKUASAREAK

Orain arte esandakoarekin galaxien egitura etabanaketaren ideia eman dugu. Baina espazioan direnenarteko galaxia batzuk (1% gutxi gorabehera) bereiztasungarrantzitsuak agertzen dituzte, beraien barnean osoaktibitate handia aurrera eramanaz. Aurreko orrietan ikusidugunez Gure Galaxiaren nukleoan ere gertatzen dirahorrelako fenomeno energetikoak, baina oso eskala txikiansegidan aztertuko ditugun galaxia aktibo eta kuasareetanbehatzen denarekin konparatuz. Aktibitate honek supo-satzen duenaren ideia bat egin dezagun Gure.Ga1axiarenemisioa eta galaxia aktiboena konparatuko dugu.GureGalaxiak batez ere hiru arlotan emititzen du; galaxiakoizarren igorpena, argia 3.1037 W-koa eta irrati-igorpena1 0 3 °W-koa, nukleoan sortutako emisio guztiak1 0 35W-koak diren bitartean. Ikusten denez, izarrenigorpena da handiena diferentzia handiz; galaxia aktiboetaneta batez ere kuasareetan hau ez da honela gertatzen. Besteobjektu hauen nukleoan gertatzen diren fenomenoeksortutako erradiazioaren potentzia izarrarena baino askozhandiagoa da, eta distantzia oso handira daudenean, hauxedugu hain zuzen ere kuasareen kasua, nukleoaren igorpenabakarrik behatzen da. Horregatik puntu argitsu bezalaikusten dira izar itxura emanez (beraien espektroarenazterketa egiten dugun bitartean).

139

Segidan hain handia den igorpen honen banaketaespektro elektromagnetikoan eta bere jatorria aztertukoditugu. Ikusiko dugunez ez dago diferentzia handirikkuasare eta galaxia aktiboen igorpen-mekanismoen artean.Azken batez, objektu hauen diferentzia bakarra igorpenarenpotentzian datza eta. Honetaz esan dezakegu eskala batsusmatzen dela igorpenen potentzientzat Gure Galaxiarenantzekoetatik hasi eta kuasareetaraino handituz doalarik.Lehenik, galaxia aktiboez hitz egingo dugu gerokuasareeldn bukatzeko.

I.- GALAXIA AKTIBOAK

Fenomeno ezberdin asko dira galaxia bat galaxia aktibokontsideratzera behartzen gaituztenak, azken batez energiaasko askatzen duten fenomeno guztiak interesatzenzaizkigu eta. Has gaitezen bada, fenomeno hauenazterketarekin. Galaxia aktibo bezala lehenengo aztertuzena M82 galaxia irregularra izan zen, 1.960. urteareninguruan A. Sandage-k harizpi mehe batzu aurkituzizkionean, C. R. Lynds-ek irrati-iturri ahula zela behatuondoren. Hasieran harizpi hauek leherketaren batenondorioz jaurtikitako materia izan zitekeela pentsatu zenigortzen dituen emisio-lerroen Doppler lerrakuntzak osoabiadura handiz higitzen direla adierazten duelako. Azkenurteetan A. Salinger-ek beste azalpen posible bat eman duharizpietako hautsak beste nonbait sortutako argia sakabanazitekeela esanez. Orduan hautsaren abiadurak ez luke hainhandia izan beharko eta harizpiak ez lirateke leherketa batenondorioa. Beraz, gaur egun ez dakigu ziur zer gertatzenden M82-en barnean, hemendik aurrera aipatuko ditugunobjektu guztiekin gertatzen zaigun bezala.

M82-k dituen antzeko materia-irtenaldiak dituzten bestebi galaxia M87 eta NGC1257 ditugu. Baina hauekirrati-galaxien taldean ere sailkatzen dira sinkrotroi-

140

-erradiaziozko igorpenak agertzen dituztelako, lehenengoakX izpien arloan batez ere. Nahiz eta kasu askotan, aipatuditugun bietan bezala, galaxia batek ezagutzen ditugunfenomeno biolento gehienak agertu, azterketa egitekosailkapen bat egiten saiatuko gara fenomenologia ordenatuzhobeki ulertzeko. Honela, galaxia aktiboen arteanirrati-galaxiak, N motako galaxiak eta BL Lacertaeobjektuak bereiztuko ditugu.

1.1.- Irrati-galaxiak.

Galaxia aktibo gehienak irrati-galaxiak kontsideradaitezke, beti izaten dutelako igorpen bat txikia bada ere.Dena dela guk kontsideratzen ditugunak beraien emisioarengehiena irrati-uhinetan dutenak izango dira, noski. Igorpenhau sinkrotroi-erradiazioa da, baina ez gara orainigorpenaren sorreraz arduratuko, emisioen espektroarenazalpena kuasareak aztertzerakoan egingo dugu, igorpenmekanismoak berdinak dira eta.

Irrati-galaxien artean oso itxura ezberdinekoak ditugu,horregatik generalean sailkapen morfologiko hau egiten da:

a) CD eta D motako galaxiak. CD motakoak galaxia osohandiak dira, megaparsec batzu neur dezaketelarik, etakumuluen zentruan egoten dira hodei inguratzaile osohandia dutelarik. 3C236 dugu hauetako adibide bat. Dmotakoak pizka bat txikiagoak dira, baina hala erediganteak kontsidera daitezke.

b) DE motakoak. Hauek galaxia digante eta eliptikoenartean daude.

c) DB motakoak. Galaxia hauek egitura bikoitza balutebezala agertzen dira. Generalean hautsezko marra batekzatituak ikusten diren galaxia eliptikoak dira, Cygnus Akasuan bezala.

141

Hasieran M87 eta NGC1257 aipatu ditugu irrati--galaxien adibide bezala; baina mota honetako galaxienegitura ikusteko Cygnus A (edo 3C405) hartuko duguparadigma bezala, lehenago aurkitu zelako eta gehienekantzeko egitura dutela uste delako.

Cygnus A-ren kasuan irrati-igorpena galaxiaren bialdetara simetrikoki kokatuak dauden bi hodeitatik dator.Igoipenaren banaketa ez da uniformea hodeietan, emisioahandiagoa da hodeiaren kanpoaldean. Hodeien mutururrenenetik galaxiaren zentrurainoko distantzia 50.000parsec da gutxi gorabehera eta beste irrati-igorleen kasuandistantzia 15.000 parsec eta 50.000 parsec artean dago.Hala ere badira konplikazio handiagoko egiturak agertzendituzten igorleak ere, baina aipatzekoa da generaleanigortzen duten foku guztiak lerrokatuak egoten direla etalerroa galaxiaren zentrutik pasatzen dela. Eta irrati-fokuenposizioaz ari garela, interesgarria da komentatzea irrati--fokuen posizioa zehazteko interferometriaren metodoakerabiltzen direla irrati-teleskopioak bi modutara konektatzendirelarik, VLA (Very Large Array) sistema edo VLB (VeryLong Baseline) sistema osotuz. Lehenengoa irrati--teleskopio asko hileran jarriz egiten da; bigarrena biirrati-teleskopioz osoturik dago beraien arteko distantziakilometro milakakoa izanik.

Baina orain arte ez dugu fenomenoa deskribatu besterikegin. Zein eredu dugu behatu diren igorpenak azaltzeko?Gaur egun ez dugu oraindik teoria orokor eta onartu bat,generalean hiru eredurekin lan egiten da, baina ez dagodatu esperimentalik beraien artean egokiena hautatu etaosotzeko, eta gainera bakarrik Cygnus A-ren antzekogalaxien igorpena azaltzeko balio dute. Segidan gaur egunhiruetatik gehien erabiltzen den teoria azalduko dugu.Teoria hori R. Blandford-ek eta M. Rees-ek garatu zuten.Hauen ustez, irrati-igorpena sortzen duten bi hodeiakgalaxiatik igorritako zatiki erlatibistako eta erradiazio

142

elektromagnetikozko sorta kitzikatuak dira. Hau da,galaxiak aipaturiko sortak bidaltzen ditu -hori ez dakigunola- eta sorta hauek hodeiak aurkitzen dituztenean bertakoelektroiak azeleratzen dituzte eta hauek sinkrotoi--en-adiazioa igortzen dute. Teoria hau zuzena balitz, aipatudugun fokuen lerrakuntza sortaren beraren lerrakuntzarenondorio zuzena litzateke.

1.2.- N motako galaxiak.

N motako galaxiak nukleo oso trinko eta argitsuadutelako bereizten dira, ia-ia izar itxura dute eta hurrengoatalean ikusiko dugunez, beraien propietateak kuasareenenantzekoak dira: intentsitate aldakorra, emisio-lerrozabalezko espektroak eta nukleoaren beraren igorpena;baina argitasuna oraindik kuasareena baino askoz eretxikiagoa da.

Aipatu ditugun propietateen artean, batetik irrati--igorpena dugu, baina igorpen hauek irrati-galaxietanagertzen direnen antzekoak direnez ez dugu horretazbesterik esango.

Intentsitate aldakorrari buruz esango dugu fenomenohorrek galaxiaren tamainuaren kalkulua egitea posibilitatzenduela. Aldaketa-periodoa urtearen inguruan dabilgeneralean, orduan, galaxia hauen diametroak argi-urtebaten ingurukoa izan behar du bestela galaxiaren parteezberdinek une oso ezberdinetan igorritako erradiazioajasoko genuke eta aldakortasuna ez litzateke nabariaizango. Esan dugunez, N galaxia asko oso txikiak dira.

Espektroko lerroen zabaltasunari buruz Seyfert galaxiakaztertzerakoan hitz egingo dugu. N galaxien arteanZwichy, Markarian eta Seyfert-en galaxia bereizten ditugu.Zwiky-ren galaxiak oso trinkoak dira batzutanizarrengandik bereiztea ere zaila izanik. Kolore urdinekoak,

143

batez ere hidrogenoz osoturik suposatzen dira eta bertanizar berri asko sortzen ariko lirateke; gorriek, berriz,galaxia eliptikoen antzeko populazioa izango lukete.

B.E. Markarian-ek ez zituen bere izena daramatengalaxiak itxura aztertuz aurkitu, Zwicky-k bezala, beraienespektroaren argazkiak analisatuz baizik. Honela,ultramorean eskualde intentsoago bat dutela ikusi zuen.Hori dela eta generalean Zwicky-ren galaxia urdinenantzekoak direla suposatzen da.

Azkenik Seyfert galaxiak ditugu, N galaxien arteanezagunenak behar bada. Galaxia hauek galaxia kiribilarrunten itxura dute baina nuldeoaren argitasuna oso handiada. Bestalde, Seyfert galaxien espektroak bereiztasungarrantzitsu bat agertu du: emisio-lerro batzu oso zabalakdira. Honek esan nahi du lerro horiek sortzen dituztenhodeiak norabide ezberdinetan eta oso abiadura handizhigitzen direla galaxiaren nukleoarekiko, honela go-rriranzko lerrakuntza kosmologikoaz gain, galaxiarenbarnean gureganantz higitzen diren hodeiek igortzen dutenerradiazioa urdinerantz desplazatua heltzen zaigu etaalderantziz aurkako sentidoan higitzen direnean; horregatikemisio-lerroak zabalak dira. Dena dela, badira zabalkuntzahori agertzen ez duten lerroak ere (hidrogenoaren lerrodebekatuak deitzen direnak, dentsitate oso txikiko hodeieksortuak), horrek dentsitate txikiko hodeiak abiadura txikizhigitzen direla onartzera behartzen gaitu.

1.3.- BL Lacertae (BL Lac) objektuak.

Hurrengo atalean ikusiko dugunez objektu hauekgalaxia aktiboen eta kuasareel_ arteko erlazioa baieztatzenduten lotura dira. Hemen galaxia aktiboen taldeanaurkezten ditugu, baina badira kuasaretzat hartzendituztenak ere. Izena izar aldakortzat hartua izan zenobjektu hauetako batetik datorkie. Esaten dugunez, BL Lac

144

objektua izar aldakorren katalogoen artean agertzen zen,1.968.ean J. Schmitt-ek irrati-iturri aldakor bat aurkituzuen BL Lac-en posizio berberan eta urte gutxitan besteantzeko objektu batzu aurkitu ziren.

Hasieran objektu hauek ez ziren galaxia aktibo bezalasailkatu beraien espektroaren analisiak ez zuelako inongoemisio-lerrorik edo bereiztasunik agertzen. Homoge-neotasun horrek ez zuen, gainera, gorriranzko lerrakuntzakalkulatzen uzten distantzia ere kalkulatu ezin zelarik.Edozein modutan zientzilariak laster hasi ziren pentsatzenbehar bada objektu haiek ez zirela izar aldakorralc. Arazoa1.974.ean argitu zen J. E. Gunn-ek eta J. B. Oke-kobjektu hauetan behatuak izan ziren harizpi inguratzaileenespektroa lortu zutenean. Horretarako, argiaren sarrerarakoeraztun formako zabaldura bat bakarrik utzi zuten honelanukleoaren argia sartzen zelarik. Harizpien espektroagalaxia eliptikoenaren berdina gertatu zen, honela arazoaebazten zelarik. Espektroaren itxuratik ondorioztatutakoDoppler lerrakuntzaren arabera, BL Lac galaxiarentzatkonkretuki, urruntze-abiadura 20.000km/s ingurukoa daeta distantzia 1.400 milioi argi- urte gutxi gorabehera.

2.- KUASAREAK

Goazen orain unibertsoan behatzen ditugun objekturikurrunenak aztertzen. Astro hauek ere irrati-teleskopiozeginiko lanen bidez aurkituak izan ziren. Lehenengoaurkitu zena, 3C48, Cambridg-eko irrati-iturrienkatalogoan zegoen, baina bere argiaren espektroa lortuzenean oso bereiztasun arraroa agertu zuen: behatzen zirenemisio-lerroak ez ziren beste inolako objektuenakbezalakoak. 1.962.-ean Ilargiak 3C273 irrati-fokuaezkutatzen zuela eta, bere posizioa ondo mugatzekoaprobetxatu zen honela bere identifikazio optikoa lortzeko.Lan hori egin ondoren bere espektroa aztertu zen

145

3C48-renaren oso antzeko zela ikusiz. Arazoaren emaitzaM. Schmidt-ek eman zuen hurrengo urtean, 1.963.ean.Astronomo honen interpretazioaren arabera 3C273-renespektroa, lerrakuntza oso handia onartuz, hidrogenoarenespektroa zen. Hubble-ren legearen arabera eta lerrakuntzahori onartuz 3C273-ren abiadura 50.000 km/s ingurukoazen, ordurarte ezagutzen zen handiena; bestalde, osodistantzia handira egon beharko luke, beraz, energiigorpenak oso handia izan behar zuen guk behatzeko.

•

••

Kuasarea

Aurreko puntuan esan dugunez, gaur egun onartutadago kuasare deitzen ditugun objektu berezi guzti hauekgalaxia aktiboak direla (beharbada hiperaktiboak esangogenuke hobeto). Beraien urruntasuna dela eta, ez dugugalaxiaren izarren argia ikusten, nukleoarena bakarrikbaizik. Geroztik kuasare asko aurkitu dira eta zientzilariekespektroa ahalik eta modu zehatzenean interpretatzen saiatu

146

dira. Segidan ikusiko ditugu zeintzu diren azterketa hauenondorio garrantzitsuenak.

Espektroaren azterketa egiteko arlo ezberdinetanbanatuko dugu emisioa, kriterio bezala erradiazioezberdinen sorreraren mekanismoak hartuz. Lehenengogutxien ezagutzen ditugun zatiak ikusiko ditugu: infragorriaeta X eta gamma izpiena, gero ikuskorra aztertzeko.Irrati-igorpena ez dugu aztertuko galaxia aktiboenarakaketan ikusi dugulako bere sorreraren azalpenerakoeredu bat.

Infragorrian emititzen duten foku ezberdinen analisiakezagutarazi duenez igorpen-mota hori bi mekanismorenbidez sor daiteke. Lehenengo mekanismoa sinkrotroi--erradiazioa sortzen duena izango litzateke, hau da,infragorrian jasotzen dugun emisioa kasu batzutan eremumagnetiko baten eraginpean higitzen diren elektroierlatibistek sortua da. Beste mekanismoa ere oso ezagunada, azken batez emisio termikoa izango litzateke:kuasarearen igorpenak galaxian (kuasarean) dagoen hautsaberotuko luke honek bere tenperaturari dagokionerradiazioa igorriz.

X eta gamma izpiei dagokienez antzeko aukera batagertzen zaigu. Kasu batzutan emisioak ezagunak ditugunigorpen sinkrotronikoak dira. Beste batzutan, berriz,emisioaren itxura ez da sinkrotronikoarena eta azkenaldihonetan uste denez, mekanismoa Compton alderantzizkosakabanatze-prozesua izango litzateke. Hau da, edozeinuhin-luzeratako sinkrotroi-igorpena sortzen den hodeibatetan energia gutxiko fotoi batzu energia handikobihurtuko lirateke elektroiekin izandako talken bidez. Denadela, oraindik ez dago garbi interpretazioa zuzena den etagainera X arloan inolako azalpenik ez duten emisio-lerrobatzu ere agertu dira.

147

Goazen bada, bukatzeko, espektro ikuskorra aztertzera.Analisia egitean ikusten denez espektroak hondokoerradiazio jarrai bat du, baina horretaz gain emisio- etaabsortzio-lerroak ere agertzen ditu. Erradiazio jarraiasinkrotroi motakoa da, baina, nola sortzen dira emisio- etaabsortzio-lerroak?.

Emisio-lerroentzat nahiko eredu konkretu eta baieztatuadugu. Uste denez, kuasareen inguruan dauden harizpietansortzen dira. Harizpi hauek dentsitate txikiko gas-hodeiakdira eta emisioa bertan dauden atomoak ionizatzen direneansortzen da sinkrotroi motako erradiazio ultramoreareneraginez. Lerroen uhin-luzeraren arabera kuasareanhidrogeno, helio, karbono, oxigeno eta gas noble batzudaudela esan dezakegu. Bestalde esan behar daemisio-lerroak oso zabalak direla harizpien abiaduraezberdinak direla eta, BL Lac objektuak aztertzean esandugunez.

Absortzio-lerroen jatorria ez da oraindik ondo ezagutzenbaina gauza ziurtzat jotzen dugu absortzioa kuasarea etaGure Galaxiaren artean dauden gasezko hodei hotzetangertatzen dela. Lerro ilunen lerrakuntza besteena bainotxikiagoa da, beraz, hodei absorbatzailea kuasaretik kanpodagoela esan dezakegu. Batzuren eritziz hodei hauekkuasareak berak jaurtiki edo galdutako hodeiak lirateke,baina beste batzuren ustez absortzioa argiak bere bidaianaurkitzen dituen galaxien halo edo zizku handietangertatuko litzateke.

Honenbestez kuasareen espektroari buruz ezagutzendugunarekin bukatzen dugu, baina oraindik oso arazohandia dugu ukitu gabe kuasareei dagokienez. Zein dajasotzen ditugun emisio guztiak sortzea posible egiten duenenergi iturria?. Gai honetaz ezer gutxi dakigu gaur egun etateoria gehienak espekulazioaren mailan mugitzen dira.Behar bada jarraitzaile gehien duena energiaren sorrera zulo

148

beltzekin erlazionatzen duena da, baina ez dugu inolakobehaketarik edo arrastorik eztabaida seriorik egiteko.

Lehenengo zatian bidaia denboran zehar egin baduguunibertsoaren hasierako aldiunetatik hasi eta gaur egun arteetorriz, bostgarren kapitulu honekin bukatzen dugu, inguruhurbilenetik berri dugun unibertsoko bazterrik urrunenetarajoanez, honela sarreran mugatutako helburuak lortu asmoz.

149

BIBLIOGRAFIA

A.- "Investigaci6n y Ciencia" aldizkariko artikuluak.

- Hawking S. W., "La mecúnica cu,Intica de losagujeros negros",1.977.eko martxoa.

Kirshner R. P., "Supernovas en otras galaxias",1.977.eko otsaila.

Groth E. J., Peebles P. J. E., Seldner M., SoneiraR. M., "El agrupamiento de las galaxias", 1.978.ekourtarrila.

Muller R. A., "La radiaci6n c6smica de fondo y elnuevo movimiento del &er", 1.978.eko uztaila.

Gorenstein P., Wallace T., "Ctimulos ricos degalaxias", 1.979.eko urtarrila.

Meier D., Sunyaev R. A., "Las galaxias primitivas",1.980.eko urtarrila.

Wilson R. R., "La prÓxima generaci6n deaceleradores de particulas", 1.980.eko martxoa.

Giacconi R., "Observatorio Einstein de rayos X"1.980.eko apirila.

151

Barrow J. P., Silk J., "Estructura del universo",1.980.eko apiriJa.

Hooft G., "Teorias gauge de las fuerzas entreparticulas elementales", 1.980.eko abuztua.

Chaffee F. H., Jr., "Decubrimiento de una lentegravitatoria", 1.981.eko urtarrila.

Wilczek F., "Asimetria c6smica entre materia yantimateria", 1.981.eko otsaila.

Bok B. J., "La galaxia de la Via Uctea", 1.981.ekomaiatza.

Georgi H., "Teoria unificada de las particulaselementales y las fuerzas", 1.981.eko ekaina.

- Weinberg S., "La desintegraci6n del prot6n",1.981.eko abuztua.

Weisberg J. M., Taylor J. H., Fowler A., "Ondasgravitatorias procedentes de un pulsar orbital",1.981.eko abendua.

Osmer P. S., "Los quasares, sondas del universodistante y primitivo", 1.982.eko apirila.

Gregory S. A., Thompson L. A., "Superctimulos'yvacios en la distribuci6n de galaxias", 1.982.ekoabuztua.

Carrigan R. A., Jr., Trower W. P., "Monopolosmagnëticos superpesados", 1.982.eko ekaina.

Blandford R. D., Mitchell C. B., Rees M., "Chorrosc6smicos", 1.982.eko uztaila.

152

Bahcall J. N., Spitzer L., Jr., "El telescopioespacial", 1.982.eko iraila.

Readhead A. C. S., "Radioastronomia porinterferencia de muy larga base" 1.982.eko abuztua.

Mewaldt R. A., Stone E. C., Wiedenbeck M. E.,"Muestras de Vfa Uctea", 1.983.eko otsaila.

Margon B., "Origen de la radiaci6n X de fondo"1.983.eko martxoa.

- Rodriguez L. F., Cant6 J., "Los objetosHerbig-Haro", 1.983.eko.

Kafatos M., Michalitsianos A. G., "Estrellassimbi6ticas", 1.984.eko iraila.

Habihg H. J., Neugebauer G., "El firmamento eninfrarrojo" 1.985.eko urtarrila.

Boss A. P., "Colapso y formaci6n de estrellas"1.985.eko martxoa.

- Schaefer B. E., "Fuentes explosivas de rayosgamma", 1.985.eko apirila.

- Guth A. H., Steinhardt P. J., "El universoinflacionario", 1.984.eko uztaila.

Herbst W., Assousa G. E., "Supernovas yformaci6n de estrellas", 1.979.eko urria.

- Strom S. E., Strom K. M., "Evoluci6n de lasgalaxias de disco",

153

- Disney M. J., Wron P., "Objetos BL Lacertae",1.977. eko urria.

- Freedman D.Z., Nieuwenhnizen P., "Lasdimensiones ocultas del espacio tiempo", 1.985.ekomaiatza.

B.- Beste aldizkari eta artikulu-sorta batzu.

- Shu F., "The Expanding universe and the large-scalegeometry of spacetime", Mercury, 1.983.ekoazaroa-abendua.

Vaucouleurs G., "The distance scale of theuniverse", Sky and Teleskope, 1.983.eko abendua.

Sten Odenwald, "The decay of the false vacuum",Astronomy, 1.983.eko azaroa.

Odenwald S., "The Planck era", Astronomy.

Zenbait egile. Ram6n Canal-en hautapena."El nuevo sistema solar". Investigaci6n y Ciencia,1.984.

- Zenbait egile. Pedro Pascual-en hautapena."Particulas elementales". InvestigaciÓn y Ciencia.1.984.

154

C.- Zenbait liburu.

Wagoner R. W., Goldsmith D. W.Horizontes cc5smicos. Comprenda el universo.Labor S. A., Barcelona, 1.985.

Weinberg S.Los tres primeros minutos del universo.Alianza Editorial, S. A. Madrid, 1.978.

Shipman H. L.Los agujeros negros, los cuåsars y el universo.Alhambra S. A. Madrid, 1.982.

Kaufmann W. J.,Relatividad y cosmologia.Harla S. A. Wxico, 1.977.

Hoyle F. Wicicramasinghe N. C.La nube de la vida.Critica S. A. Barcelona, 1.982.

155