ENTROPIA – EXPOZIȚIE EXPERIMENT DE O ZI – CU UN PUZZLE 2D ȘI UNUL 3D CU OBIECTE ADUSE DE ACASĂ

În așteptarea reinventării prin echiparea cu noul proiector stelar, una dintre cele mai năstrușnice idei puse în practică a fost o expoziție de o zi (30 septembrie 2014), într-un format ce sfidează orice convenție – adică proiectarea istoriei universului pornind de la un puzzle 2D și trecând către universul 3D prin câteva obiecte sugestive aduse de acasă. Expoziția experiment ”Entropia” a URMĂRIT conceptualizarea istoriei universului și a timpului, deopotrivă, pornind de la un sistem cosmologic științific prezentat în formule și etape sau secvențe ale expansiunii universului identiticate într-un timp teoretic, prezentare bidimensională într-un puzzle realizat din zeci de cartoane format A3 imprimate în structura unui poster, la care au fost adăugate aserțiuni sub forma unor etichete și titluri care prezumează subiectiv, emoțional, diverse etape și calități ale Universului, din perspectivă pur umană. Puzzle-ul bidimensional, devine unul tridimensional, prin asocierea unor etape sau calități ale expansiunii și curgerii timpului, cu obiecte simbol, care doresc să transmită emoție acolo unde formulele matematice ce teoretizează anumite sub-secvențe, par să fie dincolo de imediata înțelegere. Expoziția conceptuală este o expoziție deschisă – în sensul că – orice obiect pe care ai dori să-l adaugi, în schema de referință, există o probabilitate destul de mare ca, logic, acesta să-și poată găsi locul … undeva. JOCUL S-A TERMINAT DUPĂ CE MICUȚII VIZITATORI AU REUȘIT SĂ SCHIMBE CURSUL ISTORIEI PRIN REARANJAREA PIESELOR DIN PUZZLE (2014 DECEMBRIE)

---

---

TEORIA BIG BANG ȘI ACTUALUL MODEL COSMOLOGIC

INTRODUCERE

Teoria Big Bang constituie modelul cosmologic larg acceptat privind Universul, de la cele mai timpurii perioade cunoscute, trecând printr-o evoluție subsecventă, la scară mare. Modelul presupune faptul că universul a expandat dintr-o structură cu densitate uriașă și o temperatură foarte mare – oferind o explicare comprehensivă pentru o gamă largă de fenomene, incluzând abundența elementelor ușoare, radiația cosmică de fond, structurile foarte mari și Legea lui Hubble. Dacă legile cunoscute ale fizicii sunt extrapolate dincolo de ceea ce poate fi verificat, aceasta este o SINGULARITATE. Acest proces (BIG BANG) trebuie să fi avut loc acum aproximativ 13,8 miliarde de ani, număr considerat a da vârsta Universului. După expansiunea inițială, universul s-a răcit suficient pentru a permite formarea particulelor subatomice, iar mai târziu – formarea atomilor. Norii giganți formați din aceste elemente, s-au agregat mai târziu și s-au comprimat, datorită gravitației, formând stelele și galaxiile.

Georges Lemaître, în 1927, a notat pentru prima oară că un Univers în expansiune poate fi urmărit înapoi în timp, până către un singur punct de origine, iar oamenii de știință au construit pe ideea unei expansiuni cosmice. În 1929, din analizele deplasării spre roșu a galaxiilor, Edwin Hubble a conchis că galaxiile se îndepărtează unele de altele; aceasta a fost o dovadă observațională importantă în sprijinul ipotezei expansiunii universului. Mult mai recent, măsurătorile asupra deplasării spre roșu a supernovelor au indicat accelerarea expansiunii universului, o observație atribuită existenței energiei negre. Legile cunoscute ale naturii pot fi utilizate pentru a calcula caracteristicile detaliate ale universului în trecut până la o stare inițială de densitate și temperatură extremă.

PRIVIRE DE ANSAMBLU

Astronomul american Edwin Hubble a observat că distanța galaxiilor foarte îndepărtate era strict corelată cu deplasările lor spre roșu. Acest lucru a fost interpretat în sensul că toate galaxiile îndepărtate și roiurile se îndepărtează în raport cu poziția noastră de observare, cu o viteză aparentă proporțională cu distanța lor: adică, cu cât acestea sunt mai îndepărtate, cu atât mai repede se îndepărtează de noi, indiferent de direcție. Luând în considerare principiul lui Copernic (că Terra nu este centrul Universului), singura interpretare posibilă este că toate regiunile observabile ale Universului se îndepărtează unele față de altele. Întrucât cunoaștem că distanța dintre galaxii a crescut actualmente, asta înseamnă că în trecut galaxiile erau mult mai apropiate. Expansiunea continuă a universului implică faptul că universul în trecut era mai dens și mai fierbinte.

Marile acceleratoare de particule pot replica acele condiții existente după momentele cele mai timpurii ale universului, având ca rezultat confirmarea și rafinarea detaliilor  modelului Big Bang. Totuși, aceste acceleratoare pot sonda doar în regimuri de energie înaltă. Prin urmare, starea universului în cele mai timpurii instanțe ale expansiunii Big Bang este actualmente foarte puțin cunoscută, fiind o zonă de investigație liberă și mai ales speculație.

Primele particule subatomice care s-au format au inclus protonii, neutronii și electronii. Deși nucleele atomice simple s-au format în primele trei minute după Big Bang, au trecut mii de ani înainte de formarea primilor atomi neutri electric. Majoritatea atomilor produși de Big Bang au fost de hidrogen, împreună cu heliu și urme de litiu. Nori uriași formați din aceste elemente primordiale s-au agregat mai târziu, datorită gravitației, pentru a forma stele și galaxii, iar elementele mai grele au fost sintetizate fie în interiorul stelelor, fie în timpul supernovelor.

Teoria Big Bang oferă o explicație cuprinzătoare pentru multe dintre fenomenele observate, incluzând abundența elementelor ușoare, radiația cosmică de fond, structurile cosmice gigante și legea lui Hubble. Cadrul pentru modelul Big Bang se bazează pe teoria generală a relativității a lui Albert Einstein și pe anumite ipoteze de simplificare, precum omogenitatea și izotropia spațiului cosmic. Ecuațiile guvernatoare au fost formulate de către Alexander Friedmann, iar soluții similare au fost formulate de Willem de Sitter. Încă de atunci, astrofizicienii au încorporat achizițiile teoretice și observaționale modelului Big Bang, iar parametrizarea ca model Lamda-CDM servește ca și cadru pentru investigațiile actuale ale cosmologiei teoretice. Modelul Lamda-CDM este modelul standard al cosmologiei Big Bang, cel mai simplu model care coincide în formulare cu observațiile realizate despre univers.

CRONOLOGIE

Singularitatea

Extrapolarea expansiunii universului înapoi în timp utilizând relativitatea generală reclamă o densitate infinită și o temperatură asemenea într-un moment finit din trecut. Această singularitate semnalizează prăbușirea relativității generale și a legilor fizicii. Cât de aproape de acest moment al singularității poate fi realizată extrapolarea este încă o dezbatere, cu siguranță nu mai aproape de sfârșitul epocii Planck. Această singularitate este uneori numită ”Big Bang”, dar termenul se poate de asemenea referi la o fază timpurie, fierbinte și densă, care poate fi considerată ”nașterea” universului nostru. Pe baza măsurătorilor expansiunii, prin utilizarea supernovelor de tip Ia și a măsurării fluctuațiilor de temperatură în radiația cosmică de fond, universul are o vârstă estimată de 13,799 + sau – 0,021 miliarde de ani. Concordanța acestor trei măsurători independente reprezintă un suport puternic pentru modelul ACDM care descrie în detaliu conținutul universului.

Inflație și bariogeneză

Fazele cele mai timpurii ale universului sunt subiectul multor speculații. Modelele comune prezintă universul umplut omogen și izotropic cu densitate a energiei înalte, presiuni și temperaturi uriașe, expandând rapid și răcindu-se. La aproximativ 10⁻³⁷ secunde în cadrul expansiunii, o fază de tranziție a produs inflația cosmică, în timpul căreia universul a crescut exponențial. După stoparea inflației, universul consta dintr-o plasmă quark-gluonică, precum și alte particule elementare. Temperaturile erau atât de mari încât mișcările aleatorii ale particulelor se realizau la viteze relativiste, iar perechile particulă-antiparticulă de tot felul erau continuu create și distruse în coliziuni. La un anumit punct, o reacție necunoscută numită bariogeneză a încălcat conservarea numărului barionic, conducând la un exces foarte mic de quarcuri și leptoni în raport cu anti-quarcurile și anti-leptonii – într-un raport de o parte la 30 de milioane. Rezultatul a fost predominanța materiei asupra antimateriei în universul actual.

Răcirea

Universul a continuat să descrească în densitate și să scadă în temperatură, pe măsură ce energia tipică a fiecărei particule descreștea. Ruperea simetriei în cadrul fazelor de tranziție a generat punerea forțelor fundamentale ale fizicii și parametrii particulelor elementare în forma în care se află și acum. Către momentul 10 ^-11 secunde, imaginea de ansamblu devine mai puțin speculativă, întrucât energiile din particulă cad către valori ce pot fi reținute în experimente de fizica particulei. Către momentul ^{10 -6} secunde, quarcurile și gluonii s-au combinat pentru a forma barioni, precum protonii și neutronii. Micul exces de quarcuri în raport cu antiquarcurile au condus la un mic exces de barioni în raport cu antibarionii. Temperatura nu mai era atât de înaltă încât să creeze perechi noi de protoni-antiprotoni (similar pentru neutroni-antineutroni), așa încât a survenit imediat o anihilare în masă, rămânând doar unul din 10 ¹⁰ din protonii și neutronii originali și niciuna din antiparticulele lor. Un proces similar s-a produs la momentul 1 secundă pentru electroni și pozitroni. După aceste anihilări, protonii rămași , neutronii și electronii nu se mai deplasau relativist iar densitatea energiei universului a fost dominată de protoni (cu o mică contribuție din partea neutrinilor).

La câteva minute din cadrul expansiunii, când temperatura era de aproximativ 1 miliard kelvin, iar densitatea era asemănătoare cu cea a aerului, neutronii s-au combinat cu protonii pentru a formaa nucleele de deuteriu și heliu, într-un proces numit nucleosinteza Big Bang. Cei mai mulți dintre protoni au rămas necombinați ca nuclee de hidrogen. Pe măsură ce universul s-a răcit, densitatea energetică a masei rămase a materiei a intrat sub dominarea gravitațională în raport cu cea a radiației fotonice. Cam la 379.000 ani, electronii și nucleele s-au combinat în atomi (în majoritate de hidrogen); prin urmare, radiația s-a decuplat de materie și a continuat emergența în spațiu fără nici un obstacol. Această radiație relicvă este cunoscută sub numele de radiație cosmică de fond. Chimia vieții ar fi putut debuta la scurt timp după Big Bang, cu 13,8 miliarde de ani în urmă, în timpul unei epoci când universul avea o vârstă de numai 10 – 17 milioane de ani.

Formarea structurii

De-a lungul unei perioade lungi de timp, regiunile ușor mai dense ale materiei distribuite aproape uniform au atras gravitațional materia din apropiere, crescând și devenind și mai dense. Cele patru tipuri cunoscute de materie sunt materia întunecată rece, materia întunecată caldă, materia întunecată fierbinte și materia barionică. Cele mai bune măsurători disponibile (de la WMAP) arată că informațiile susțin modelul Lambda-CDM în care materia întunecată este presupusă a fi rece (materia întunecată caldă este eliminată de către re-ionizarea timpurie), fiind estimat a reprezenta cam 23% din energia-materia universului, în timp ce materia barionică reprezintă doar 4,6 %.

Accelerarea cosmică

Liniile independente de probă de la supernovele de tip Ia și CMB implică existența unei forme misterioase de energie care domină universul prezent, numită energia neagră, care – aparent – pătrunde întregul spațiu cosmic. Observațiile realizate sugerează că 73 % din densitatea energiei prezentă în universul actual este prezentă în forma energiei negre. Când universul era foarte tânăr, este de presupus că a fost infuzat cu energie neagră, dar cu atât de puțin spațiu și totul legat împreună, a predominat gravitația care – a încetinit ușor expansiunea. În cele din urmă, după multe miliarde de ani de expansiune, abundența tot mai mare a energiei negre a condus – în procesul de expansiune a universului – la începutul accelerării acestui proces. În cea mai simplă formulare, energia neagră i-a forma constantei cosmologice din ecuația de câmp einsteiniană a relativității generale, dar compoziția și mecanismul său sunt necunoscute; detaliile ecuației sale de stare și relația cu modelul standard din fizica particulei continuă să fie investigată atât teoretic, cât și prin observații.

Toată această evoluție cosmică de după epoca inflației poate fi descrisă riguros și modelată de către modelul cosmologic ACDM, care utilizează cadre independente de mecanici cuantice și Relativitatea Generală a lui Einstein. Nu există nici un model bine susținut care să descrie acțiunea dinainte de momentul 10 ^-15 secunde. Aparent, o nouă teorie unificată a gravitației cuantice este necesară pentru a sparge această barieră. Înțelegerea acestei celei mai timpurii ere din istoria universului este, în prezent, unul dintre cele mai mari probleme nerezolvate din fizică.

IPOTEZELE DE BAZĂ

Teoria Big-Bang este dependentă de două mari ipoteze: universalitatea legilor fizice și principiul cosmologic. Principiul cosmologic statuează că pe scară foarte mare, universul este izotropic și omogen.

Aceste idei au fost inițial considerate postulate, însă – în prezent – se fac eforturi pentru a le testa pe fiecare dintre acestea. De exemplu, prima ipoteză a fost testată prin observații care arată că cea mai mare deviere posibilă a constantei structurii fine, în raport cu o mare parte din vârsta universului, este de ordinul 10^-5. De asemenea, relativitatea generală a fost testată cu succes la scara întregului sistem solar și asupra stelelor binare.

Dacă universul la scară mare pare să fie izotropic, așa cum este văzut de pe Terra, principiul cosmologic poate fi derivat din principiul mai simplu Copernican, care stabilește că nu există un observator preferat sau special și nici un punct de observație preferabil. Până în prezent, principiul cosmologic a fost confirmat până la un nivel de ^10-5 prin observații asupra radiației cosmice de fond. Universul a fost măsurat – până la un nivel de 10% – constatându-se a fi omogen pe scară mare.

Expansiunea spațiului

 Relativitatea generală descrie spațiu-timpul printr-o metrică, care determină distanțele ce separă punctele din apropiere. Punctele, care pot fi galaxii, stele sau alte obiecte, sunt specificate utilizând o diagramă de coordonate sau o grilă care este întinsă de-a lungul întregului spațiu-timp. Principiul cosmologic implică faptul că această metrică trebuie să fie omogenă și izotropică pe scară foarte mare, care singularizează metrica Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metric (FLRW). Această metrică conține un factor de scară ce descrie cum se schimbă în timp dimensiunea universului. Ca urmare, permite alegerea unui sistem de coordonate convenient, care să poată fi făcut. În acest sistem de coordonate, grila se desfășoară de-a lungul universului și obiectele care se deplasează numai datorită expansiunii universului rămân în puncte fixe pe grilă. În timp ce distanța de coordonată a lor rămâne constantă, distanța fizică dintre aceste puncte crește proporțional cu factorul de scară al universului. Big Bang nu este o explozie de materie ce se deplasează în exterior pentru a umple un univers gol. Mai degrabă, spațiul însuși crește în timp, în toate direcțiile, conducând la creșterea distanțelor fizice dintre două puncte . Cu alte cuvinte, Big Bang nu este o explozie în spațiu ci, mai degrabă, o expansiune a spațiului. Pentru că metrica FLRW presupune o distribuție uniformă a masei și energiei, ea se aplică universului nostru numai pe scară mare, concentrațiile locale de materie precum galaxia noastră sunt captive gravitațional, așa încât nu experimentează expansiunea pe scară largă a spațiului.

Orizonturi

O caracteristică importantă a spațiu-timpului este prezența orizonturilor. Din moment ce universul nostru are o vârstă finită, iar lumina călătorește cu o viteză finită, ar putea exista evenimente din trecut a căror lumină sau imagine nu a avut timpul necesar pentru a ajunge încă la noi. Aceasta plasează o limită sau un orizont al trecutului asupra celor mai îndepărtate obiecte care pot fi observate. Pe de altă parte, întrucât spațiul se află în expansiune și cele mai îndepărtate obiecte se îndepărtează mult mai rapid, lumina emisă de noi astăzi ar putea să nu ajungă niciodată până la obiectele îndepărtate. Aceasta definește un orizont al viitorului, care limitează evenimentele din viitor pe care am putea să le influențăm. Prezența oricăruia dintre tipurile de orizont depinde de detaliile modelului FLRW care descrie universul nostru. Înțelegerea noastră privind universul și cunoașterea sa înapoi în timp până către cele mai timpurii momente sugerează că există un orizont al trecutului, deși în practică, perspectiva noastră este de asemenea limitată de opacitatea universului în momentele sale de început. Așa încât, vederea noastră nu se poate extinde și mai mult, înapoi în timp, pentru că orizontul se îndepărtează în spațiu. Dacă expansiunea universului continuă să accelereze, există de asemenea un orizont al viitorului.

ISTORIE

Etimologie

Astronomul englez Fred Hoyle este creditat a fi utilizat pentru prima oară termenul de ”Big-Bang” în timpul unei emisiuni radio la BBC în anul 1949. Este cunoscut faptul că Hoyle, care prefera un model cosmologic alternativ al stării de echilibru, a intenționat să fie peiorativ, însă autorul a negat, susținând că dorea doar să sublinieze diferențele dintre cele două modele.

Dezvoltare

Teoria Big Bang a fost dezvoltată prin observații asupra structurii universului și prin considerații teoretice. În 1912, Vesto Slipher a măsurat prima deplasare Doppler asupra unei ”nebuloase spirale” (nebuloasa spirală este termenul învechit pentru galaxiile spirală) și curând a descoperit că aproape toate spiralele asemănătoare se îndepărtau de Terra. El nu a intuit implicațiile cosmologice ale acestui fapt și, într-adevăr, la acel moment era o controversată problema locației acestor ”universuri insulare” în exteriorul Căii Lactee. Un deceniu mai târziu, Alexander Friedmann, matematician și cosmolog rus, a derivat ecuațiile Friedmann din ecuațiile lui Einstein prezente în relativitatea generală, arătând că universul ar putea fi în expansiune, în contrast cu modelul de univers static apărat de Einstein la acel moment. În 1924, măsurătorile lui Edwin Hubble asupra distanței mari până la cele mai apropiate nebuloase spirale au demonstrat că aceste sisteme erau într-adevăr galaxii. În 1927, independent de derivarea ecuațiilor lui Friedmann, Georges Lemaître, un preot romano-catolic și fizician belgian a dedus că îndepărtarea observată a nebuloaselor este datorată expansiunii universului.

În 1931, Lemaître a mers mai departe și a sugerat că expansiunea evidentă a universului, dacă proiectăm înapoi în timp, înseamnă că – cu cât mergem mai mult în timp, cu atât universul este sau a fost mai mic, până la un anumit moment finit din timp, în care toată masa universului era concentrată într-un singur punct, un atom primordial, unde și când țesătura timpului și spațiului a început să existe.

Începând cu 1924, Hubble a dezvoltat cu migală o serie de indicatori ai distanței, precursorul scării la distanță cosmică, utilizând telescopul Hooker de 2,5 m de la Observatorul Mount Wilson. Aceasta i-a permis să estimeze distanțele până la galaxiile a căror deplasare spre roșu fusese deja măsurată, cel mai mult de către Slipher. În 1929, Hubble a descoperit o corelație între distanță și viteză îndepărtării – cunoscută sub numele de Legea Hubble. Lemaître arătase deja că aceasta era de așteptat, având în vedere principiul cosmologic.

În anii 1920 – 1930, aproape fiecare cosmolog important prefera o stare eternă de echilibru în univers, și câțiva dintre aceștia s-au plâns că ideea unui început al timpului implicat de Big Bang, este echivalent cu importul în fizică a unor concepte religioase; această obiecție a fost ulterior repetată de către susținătorii teoriei stării de echilibru. Această percepție a fost amplificată de faptul că inițiatorul teoriei Big Bang, Monsignor Georges Lemaître, era preot romano-catolic. Arthur Eddington era de acord cu viziunea lui Artistotel, cum că universul nu avea un început în timp iar materia este eternă. Un început al timpului, era o idee ce îi repugna. Cu toate acestea, Lemaître credea că dacă lumea a început printr-un singur quantum, noțiunile de spațiu și timp, împreună nu ar avea nici un sens la început; ele ar începe să aibă un sens și o semnificație atunci când quantumul original s-ar fi divizat într-un număr suficient de cuante. Dacă această sugestie este corectă, începutul lumii s-a produs puțin înainte de începutul spațiului și timpului.

În timpul anilor 1930, au fost propuse și alte idei ce au condus spre cosmologii non-standard, pentru a explica observațiile lui Hubble, incluzând modelul Milne, al universului oscilatoriu (inițial sugerată de Friedmann și apărată de Albert Einstein și Richard Tolman) și ipoteza luminii obosite a lui Fritz Zwicky.

După al doilea război mondial au răzbătut doar două posibilități distincte. Una a fost cea a modelului stării echilibrate, a lui Fred Hoyle, în care ar fi creată materie nouă pe măsură ce universul părea să crească. În acest model, universul este aproape la fel în orice punct din timp. Cealaltă a fost teoria Big Bang a lui Lemaître, apărată și dezvoltată de George Gamow, care a introdus nucleosinteza Big Bang (BBN) și a cărui asociați, Ralph Alpher și Robert Hermann au preconizat existența radiației cosmice de fond (CMB). Este cumva o ironie faptul că Hoyle a lansat inițial termenul titulatură care a fost aplicat apoi teoriei Lemaître, referinduse la ”o idee big bang”, în timpul unei emisiuni radio BBC, din martie 1949. Pentru o vreme, au existat susținători pentru ambele teorii. În cele din urmă, dovezile observaționale, cele mai puternice sosite din măsurarea surselor radio, a început să favorizeze Big Bang în raport cu starea de conservare a universului. Descoperirea și confirmarea radiației cosmice de fond în 1965 a securizat Big Bang ca cea mai bună teorie a originii și evoluției universului. Mare parte din activitatea actuală în cosmologie include înțelegerea modului de formare a galaxiilor în contextul Big Bang, înțelegerea fizicii universului în momente de timp tot mai timpurii din istoria universului și reconcilierea observațiilor cu teoria de bază.

În 1968 și 1970, Roger Penrose, Stephen Hawking și George F. R. Ellis au publicat lucrări în care au arătat că singularitățile matematice erau o condiție inițială inevitabilă a modelelor relativității generale ale Big Bang-ului. Apoi, din anii 1970 și până către 1990, cosmologii au lucrat la descrierea caracteristicilor ale universului Big Bang, rezolvând probleme uluitoare. În 1981, Alan Guth a realizat o descoperire în activitatea teoretică asupra rezolvării unor probleme teoretice privind Big Bang, prin introducerea unei epoci de expansiune rapidă în universul timpuriu, pe care a numit-o ”inflație”. Între timp, în perioada acestor două decade, două întrebări ale cosmologiei observaționale, care au generat multe discuții și neînțelegeri, au fost cele privind valorile constantei Hubble și privind densitatea materiei în univers (înainte de descoperirea energiei întunecate, considerată a fi cheia predicției unei eventuale sorți a universului). La mijlocul anilor 1990, observațiile asupra unor anumite roiuri globulare păreau să indice o vârstă a acestora de 15 miliarde de ani, ceea ce intra în conflict cu estimările vârstei generale a universului (și cu vârsta acestuia măsurată în prezent). Această problemă a fost mai târziu rezolvată atunci când niște simulări computerizate, care includeau efectele pierderii de masă datorate vânturilor stelare, au indicat o vârstă mult mai mică pentru acele roiuri stelare. Chiar dacă au rămas unele întrebări privind acuratețea măsurătorilor asupra vârstei roiurilor, roiurile globulare se află în interesul cosmologiei ca fiind unele dintre cele mai vechi obiecte din univers.

Un progres semnificativ în cosmologia Big Bang a fost realizat de la sfârșitul anilor 1990, ca rezultat al avansurilor în tehnologia telescoapelor, și prin analiza informațiilor primite de la sateliți precum COBE, Telescopul Spațial Hubble și WMAP. Cosmologii dețin acum măsurătorii mult mai precise și mai clare ale multora din parametrii modelului Big Bang, și au realizat o descoperire neașteptată, anume că expansiunea universului pare să accelereze.

DOVADA OBSERVAȚIONALĂ

Cea mai timpurie și cea mai directă dovadă observațională directă a teoriei este expansiunea universului conform legii Hubble (așa cum este indicată de deplasarea spre roșu a galaxiilor), descoperirea și măsurarea radiației cosmice de fond și abundența relativă de elemente ușoare produse de  nucleosinteza Big Bang. Dovezi mai recente includ observațiile formării și evoluției galactice și distribuția structurilor cosmice pe scară largă. Acestea sunt numiți uneori cei patru stâlpi ai teoriei Big Bang. Modelele precise moderne ale Big Bang fac apel la diverse fenomene fizice exotice, care nu au fost observate în experimente terestre de laborator sau încorporate în modelul standard al fizicii particulelor.

Dintre aceste caracteristici, materia întunecată este – actualmente – subiectul celor mai multe investigații de laborator. Printre problemele rămase a fi rezolvate este problema haloului de vârf și problema galaxiilor pitice, în ce privește materia neagră rece. Energia neagră este de asemenea o zonă de interes intens pentru oamenii de știință, dar nu este clar dacă detecția directă a energiei negre va fi posibilă. Inflația și bari geneza rămân caracteristici mai mult speculative ale modelelor Big Bang. Sunt așteptate încă explicații viabile, cantitative pentru aceste fenomene. Acestea sunt problemele curente nerezolvate ale fizicii.

Legea Hubble și expansiunea spațiului

Observațiile asupra galaxiilor îndepărtate și asupra quasarilor arată că aceste obiecte sunt deplasate spre roșu – lumina emisă de acestea a fost deplasată către lungimi de undă mai lungi. Acest lucru poate fi văzut dacă luăm o frecvență de spectru a unui obiect și potrivim tiparul spectroscopic al liniilor de emisie sau liniilor de absorbție corespunzând atomilor elementelor chimice în interacțiune cu lumina. Aceste deplasări spre roșu sunt uniforme izotropic, distribuite egal printre obiectele observate în toate direcțiile. Dacă deplasarea spre roșu este interpretată ca deviere Doppler, viteza de îndepărtare a obiectului poate fi calculată. Pentru unele galaxii este posibil să fie estimate distanțele prin intermediul scării distanțelor cosmice. Atunci când vitezele de îndepărtare sunt reprezentate grafic contra acestor distanțe, se observată o relație lineară cunoscută sub numele de Legea Hubble.

Legea Hubble are două explicații posibile. Fie ne aflăm în centrul unei explozii de galaxii – ceea ce este de neconceput, dat fiind principiul copernican – sau universul este în expansiune uniformă în toate direcțiile. Această expansiune universală a fost una din predicțiile relativității generale extrase de Alexander Friedmann în 1922 și Georges Lemaître în 1927, cu mult înainte ca Hubble să realizeze în 1929 analizele și observațiile sale și rămâne piatra de temelie a teoriei Big Bang așa cum a fost dezvoltată de Friedmann, Lemaître, Robertson și Walker.

Teoria necesită ca relația v = HD să fie păstrată în toate timpurile, unde D este distanța de co-deplasare, v este viteza de îndepărtare, H este constanta Hubble, iar v, H și D variază pe măsură ce universul este în expansiune. Pentru distanțe mult mai mici decât dimensiunea universului observabil, deplasarea spre roșu Hubble poate fi gândită ca deviere Doppler corespunzând vitezei de îndepărtare v. Totuși, deplasarea spre roșu nu este o deviere Doppler reală, ci mai degrabă rezultatul expansiunii universului dintre momentul când lumina a fost emisă și momentul în care a fost detectată.

Faptul că spațiul cosmic se află într-o expansiune metrică este demonstrat prin dovada observațională directă a principiului cosmologic și prin principiul copernican care, împreună cu legea Hubble nu au nici o altă explicație. Deplasările astronomice spre roșu sunt extrem de izotropice și omogene, susținând principiul cosmologic care afirmă că universul arată la fel în toate direcțiile, iar în afară de acestea, există și alte probe. Dacă deplasările spre roșu ar fi fost un rezultat al unei explozii cu un centru îndepărtat în raport cu noi, atunci acestea nu ar fi similare în toate direcțiile.

Măsurătorile din anul 2000 ale efectelor radiației cosmice de fond asupra dinamicii sistemelor astrofizice îndepărtate au probat principiul copernican, acela că, pe o scară cosmologică, Terra nu se află într-o poziție centrală. Radiația de la Big Bang a fost demonstrabil mai caldă în perioadele timpurii ale universului. Răcirea uniformă a radiației cosmice de fond de-a lungul a miliarde de ani este explicabilă numai printr-o expansiune metrică a universului și exclude posibilitatea poziționării noastre în proximitatea centrului unei explozii.

Radiația cosmică de fond

În 1965, Arno Penzias și Robert Wilson au descoperit, printr-o întâmplare, radiația cosmică de fond, un semnal omnidirecțional în banda microundelor. Descoperirea lor a furnizat o confirmare substanțială predicțiilor Big Bang ale lui Alpher, Herman și Gamow, realizate către 1950. Prin anii 1970, radiația s-a dovedit a fi în concordanță cu spectrul unui corp negru proiectat în toate direcțiile. Acest spectru a fost deplasat spre roșu de către expansiunea universului și astăzi corespunde unei valori de 2,752 K. Acest lucru a înclinat balanța în favoarea modelului Big Bang, iar Penzias și Wilson au primit în 1978 Premiul Nobel.

Suprafața de dispersie corespunzând emisiilor CMB a survenit la scurt timp după recombinare, epoca în care hidrogenul neutru a devenit stabil. Înainte de acest moment, universul era comprimat sub forma unei mări de plasmă densă de fotoni și barioni, în care fotonii au fost repede împrăștiați de către particulele libere încărcate. Atingând un anumit vârf, calea liberă pentru fotoni a devenit destul de lungă pentru a atinge starea din prezent și pentru ca universul să devină transparent.

În 1989 NASA a lansat COBE, satelitul pentru explorarea radiației cosmice de fond care a realizat două mari avansuri în această cercetare: în 1990, măsurătorile de înaltă precizie ale spectrului au arătat că spectrul frecvenței CMB este un corp-negru aproape perfect, fără nici o deviere la un nivel de o parte din 10⁴, măsurând temperatura reziduală cu valoarea de 2,726 K ( mai recent – 2,7255 K); apoi în 1992, măsurătorile continuate de COBE au dus la descoperirea unor mici fluctuații în temperatura CMB de-a lungul cerului, la un nivel de o parte la 10⁵. John C. Mather și George Smoot au fost recompensați în 2006 cu Premiul Nobel în fizică, pentru poziția lor în obținerea acestor rezultate. În următoarea decadă, fluctuațiile CMB au fost investigate pe mai departe prin experimente de la sol și cu ajutorul baloanelor. În 2000 – 2001, câteva asemenea experimente, mai ales BOOMERanG, au condus la concluzia că forma universului este aproape plată, prin măsurarea dimensiunilor tipice unghiulare (dimensiunea cerului) ale fluctuațiilor.

La începutul anului 2003 au apărut primele rezultate de la WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), clamând obținerea celor mai riguroase valori pentru unii dintre parametrii cosmologici. Rezultatele erau în disonanță cu câteva modele de inflație cosmică, însă erau în consonanță cu teoria inflației, în general. Sonda spațială Planck a fost lansată în mai 2009. Alte experimente de la sol și cu baloane privind CMB sunt în derulare

Abundența elementelor primordiale

Prin utilizarea modelului Big Bang este posibilă calcularea concentrației de heliu-4, heliu-3, deuteriu și litiu-7 – în univers, ca proporție în raport cu hidrogenul obișnuit. Abundența relativă depinde de un singur parametru, raportul fotoni – barioni. Această valoare poate fi calculată independent din structura detaliată a fluctuațiilor CMB. Măsurătorile realizate sunt în acord cel puțin cu cele previzionate dintr-o singură valoare a raportului barion – foton.

Distribuția și evoluția galactică

Observațiile detaliate asupra morfologiei și distribuției galaxiilor și quasarilor sunt în perfectă corespondență cu teoria Big Bang. O combinație de teorie și observații sugerează că primii quasari și galaxii s-au format după un miliard de ani de la Big Bang și de atunci, s-au format alte structuri chiar mai mari, precum roiurile de galaxii și super-roiurile galactice. Populațiile de stele au îmbătrânit și au evoluat, așa încât galaxiile îndepărtate (care sunt observate așa cum erau ele în universul timpuriu) apar foarte diferite de galaxiile din apropiere (observate într-o stare mult mai recentă). Mai mult, galaxiile care s-au format relativ mai recent, apar destul de diferite de galaxiile formate la distanțe similare dar imediat după Big Bang. Aceste observații reprezintă argumente puternice contra modelului stării de conservare. Observațiile asupra formării stelare, a distribuției galaxiilor și quasarilor  și structurile mari – sunt în acord cu simulările Big Bang asupra formării structurilor și sunt utile în completarea unor detalii ale teoriei.

Norii primordiali de gaz

În 2011 astronomii au descoperit ceea ce este considerat a fi norii primari ai gazului primordial, prin analiza liniilor de absorbție din spectrul unor quasari foarte îndepărtați. Înaintea acestei descoperiri, toate celelalte obiecte astronomice observate conțineau elemente grele care se formează în stele. Acești doi nori de gaz nu conțineau elemente grele, ci numai hidrogen și deuteriu. În absența elementelor grele, se consideră că aceste structuri s-au format în primele minute după Big Bang, în timpul nucleosintezei Big Bang.

Alte probe și dovezi

Vârsta universului, așa cum este estimată din expansiunea Hubble și CMB este în prezent în concordanță cu alte estimări ce au utilizat vârsta celor mai bătrâne stele, și de asemenea prin măsurarea – aplicând teoria evoluției stelare – unor roiuri globulare și prin intermediul datării radiometrice a unor stele individuale aparținând Populației II.

Predicția că temperatura CMB a fost mai  înaltă în trecut a fost susținută experimental de observațiile asupra temperaturii foarte scăzute în liniile de absorbție din norii de gaz cu deplasare spre roșu. Această predicție implică de asemenea că amplitudinea efectului Sunyaev – Zeldovich în roiurile galactice nu depinde direct de deplasarea spre roșu. Observațiile au confirmat aproximativ acest lucru, însă acest efect se bazează pe proprietățile roiului care se schimbă odată cu timpul cosmic, făcând dificilă realizarea unor măsurători precise.

Pe 17 martie 2014, astronomii de la Centru de Astrofizică al Harvard-Smithsonian au anunțat detecția aparentă a undelor gravitaționale care, în cele din urmă s-a dovedit un efect al prafului galactic. În 11 februarie 2016, echipele de colaborare științifică LIGO și VIRGO au anunțat că au realizat prima observare a undelor gravitaționale, cu originea într-o pereche de găuri negre aflate în proces de fuziune, prin intermediul detectorilor avansați LIGO.

Observații în viitor

Observatoarele viitorului pentru undele gravitaționale ar putea zări primele unde gravitaționale, relicve ale universului timpuriu, până la mai puțin de o secundă de la Big Bang.

PROBLEME ȘI CHESTIUNI COLATERALE ÎN FIZICĂ

Ca și în cazul oricărei alte teorii, dezvoltarea teoriei Big Bang a generat un număr de mistere și de probleme. Unele dintre aceste mistere și probleme au fost rezolvate în timp ce altele sunt fără răspuns. Soluțiile propuse pentru unele dintre problemele modelului Big Bang au revelat propriile lor mistere noi. De exemplu, problema orizontului, problema monopolului magnetic și problema universului plat sunt cele mai comune probleme rezolvate cu ajutorul teoriei inflației universului, dar detaliile universului inflaționar au rămas încă nerezolvate și mulți teoreticieni, inclusiv unii fondatori ai acestei teorii, consideră că aceasta a fost infirmată. Ceea ce urmează, este o listă de aspecte misterioase ale teoriei Big Bang, care sunt încă sub lupa cosmologilor și astrofizicienilor.

Asimetria barionică

 Încă nu se cunoaște de ce universul are mai multă materie decât antimaterie. În general, se presupune că atunci când universul era foarte tânăr și fierbinte, se afla într-un echilibru statistic și conținea un număr egal de barioni și antibarioni. Însă observațiile sugerează că Universul, incluzând cele mai îndepărtate regiuni ale sale, este compus aproape în întregime din materie. Un proces numit bariogeneză a fost luat ca ipoteză pentru a explica asimetria. Pentru ca bari geneza să survină, trebuie satisfăcute condițiile Sakharov.  Acestea necesită ca numărul barionic să nu fie conservat, ca simetria-C și simetria-CP să fie anihilate iar universul să se îndepărteze de echilibrul termodinamic. Aceste condiții survin în Modelul Standard, însă efectul nu este destul de puternic pentru a explica asimetria barionică prezentă.

Energia neagră

Măsurătorile relației magnitudine-deplasare spre roșu pentru tipul Ia de supernove indică o accelerare a universului cam de la jumătatea vârstei pe care o are în prezent. Pentru a explica această accelerare a expansiunii universului, relativitatea generală solicită ca mare parte din energia universului să aibă o componentă cu presiune negativă,  supranumită ”energia neagră”. Energia neagră, deși speculativă, rezolvă probleme serioase. Măsurarea radiației cosmice de fond (CMB) a indicat că universul este din punct de vedere spațial aproape plat și – de aceea – conform relativității generale, universul trebuie să dețină, aproape exact, densitatea critică a energiei/masei. Dar densitatea masei universului poate fi măsurată prin ”clusterizarea” sa gravitațională și s-a descoperit a avea doar 30% din densitatea critică. Întrucât teoria sugerează că energia neagră nu se clusterizează (grupează, compactează) în nici un fel, ea oferă cea mai bună explicație pentru densitatea energetică lipsă. Energia neagră ajută de asemenea la explicarea a două măsurători geometrice de-a lungul curbei generale a universului, una utilizând frecvența lentilelor gravitaționale și cealaltă utilizând tiparul caracteristic structurii de scară largă, ca și riglă cosmică.

Presiunea negativă este considerată a fi o proprietate a energiei vidului, însă natura exactă și existența energiei negre rămâne unul dintre cele mai mari mistere ale Big Bang-ului. Rezultatele echipei WMAP din 2008 sunt în concordanță cu un univers ce constă din 73% energie neagră, 23% materie întunecată și 4,6% materie obișnuită, la care se mai adaugă mai puțin de 1% neutrini. Conform teoriei, densitatea energiei din materie descrește odată cu expansiunea universului, dar densitatea energiei negre rămâne constantă (sau aproximativ), odată cu creșterea universului.

Componenta energiei negre a universului a fost explicată de teoreticieni utilizând o varietate de teorii, incluzând constanta cosmologică a lui Einstein, însă având și extensii către forme mai exotice ale quintesenței sau a altor scheme modificate ale gravitației. O problemă a constantei cosmologice, numită uneori ”cea mai jenantă problemă din fizică” rezultă din discrepanța aparentă între densitatea energiei măsurate a energiei negre și cea naiv preconizată de către unitățile Planck.

Materia întunecată

În timpul anilor 1970 și 1980, observații diverse au arătat că nu există suficientă materie vizibilă în univers pentru a explica puterea aparentă a forțelor gravitaționale din interiorul și între galaxii. Aceasta a condus la ideea că până la 90% din materia universului este materie întunecată care nu emite lumină și nu interacționează cu materia barionică obișnuită. În plus, presupunerea că universul este în mare parte compus din materie obișnuită a condus la predicții ce se aflau în contrast flagrant cu observațiile. În particular, universul este în prezent mult mai zgrunțuros și conține mult mai puțin deuteriu decât poate fi luat în calcul fără materia întunecată. Dacă materia întunecată a fost mereu subiectul unor controverse, ea este dedusă prin diverse observații: fluctuațiile din radiația cosmică de fond, dispersia cu viteză a clusterelor galactice, distribuirea structurilor de scară mare, studiile pe lentile gravitaționale și măsurătorile cu raze X ale roiurilor galactice.

Dovada indirectă a existenței materiei întunecate provine din influența sa gravitațională asupra materiei obișnuite, întrucât în laboratoare nu au fost observate particule de materie întunecată. Sunt în derulare câteva proiecte menite să realizeze detectarea materiei întunecate.

Mai mult, există probleme serioase asociate cu modelul favorizat al materiei întunecate reci, model ce include problema galaxiilor pitice și problema haloului de vârf. Au fost propuse și teorii alternative care nu necesită o cantitate mare de materie nedetectată, dar în schimb modifică substanțial legile gravitației așa cum au fost stabilite de Newton și Einstein, dar nici una din teoriile alternative nu are destulă substanță precum cea a materiei întunecate reci, pentru explicarea observațiilor actuale.

Problema orizontului

Problema orizontului derivă din premisa că informația nu poate călătorii cu o viteză superioară celei a luminii. Într-un univers cu o vârstă finită, acest fapt stabilește o limită – orizontul particulei – pe separația a oricăror două regiuni din spațiu care sunt în contact cauzal. Izotropia observată a CMB este problematică în această privință: dacă universul a fost dominat de radiație sau materie în toate timpurile până la epoca ultimei propagări, orizontul particulei la acel timp ar corespunde valorii de 2 grade pe cer. Atunci nu ar exista nici un mecanism care să inducă regiunilor mai largi aceeași temperatură.

O rezoluție pentru această inconsistență aparentă este oferită de teoria inflației în care câmpul de energie scalată izotropic și omogen a dominat universul într-o perioadă foarte timpurie (înainte de bariogeneză). În timpul inflației, universul este supus unei expansiuni exponențiale, iar orizontul particulei expandează mult mai rapid decât s-a presupus anterior, așa încât regiunile aflate în părțile opuse ale universului observabil se află și ele în interiorul orizontului reciproc. Izotropia observată a CMB derivă atunci din faptul că această regiune mai mare a fost într-un contact cauzal înainte de începutul inflației.

Principiul de incertitudine al lui Heisenberg preconizează că în timpul fazei inflației trebuie să fi fost prezente fluctuații termale cuantice, care s-au întins pe scară cosmică. Aceste fluctuații au servit ca semințe ale structurii actuale a universului. Inflația preconizează că fluctuațiile primordiale se manifestă aproape invariante ca scară, ceea ce s-a confirmat prin măsurători asupra CMB.

Dacă inflația s-a produs, expansiunea exponențială ar împinge regiuni mari ale spațiului dincolo de orizontul nostru observabil.

O problemă asemănătoare cu problema orizontului clasic derivă pentru că în modelele standard de inflație cosmologică, inflația încetează înainte de producerea spargerii simetriei electroslabe, așa încât inflația nu ar trebui să poată preveni discontinuitățile pe scară largă în vidul electroslab, de vreme ce părțile îndepărtate ale universului observabil au fost separate cauzal când epoca electroslabă s-a încheiat.

Monopoli magnetici

Obiecția monopolului magnetic a apărut către sfârșitul anilor 1970. Teoriile marii unificări au prezis defecte topologice în spațiu care s-ar manifesta ca monopoli magnetici. Aceste obiecte ar fi fost produse eficient în universul timpuriu foarte fierbinte, având ca rezultat o densitate mult mai mare decât este prezentă în cadrul observațiilor, dat fiind faptul că nici un monopol nu a fost găsit. Această problemă este de asemenea rezolvată de către inflația cosmică, care îndepărtează toate defectele de punct din universul observabil, în același mod în care conduce geometria acestuia către un univers plat.

Problema universului plat

Problema universului plat reprezintă o problemă observațională asociată cu metrica Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker. Universul ar putea avea o curbură spațială pozitivă, negativă, sau zero în funcție de densitatea sa energetică totală. Curbura este negativă dacă densitatea sa este mai mică decât densitatea critică, pozitivă dacă este mai mare și zero dacă au aceleași valori, caz în care spațiul este geometric plat. Problema este că orice mică îndepărtare de la densitatea critică crește cu timpul și totuși universul astăzi se află foarte aproape de a fi plat. Având în vedere faptul că un interval de timp natural pentru îndepărtarea de platitudine au putea fi timpul Planck – de 10^-43 secunde, faptul că universul nu a ajuns la stadiul de moarte fierbinte sau Big Crunch (zdrobire, comprimare)necesită o explicație. De exemplu, chiar și la o vârstă relativ mare de câteva minute (timpul nucleosintezei), densitatea universului trebuie să fi fost în marja de o parte la 10¹⁴ din valoarea sa critică, ori nu ar exista așa cum este în prezent.

Soarta finală a universului

Înainte de observațiile asupra energiei negre, cosmologii luau în considerare două scenarii privind viitorul universului. Dacă densitatea masei universului era mai mare decât densitatea critică, atunci universul ar ajunge la dimensiunea sa maximă și ar începe colapsul. Ar deveni din nou mai dens și mai fierbinte, sfârșind cu o stare similară cu cea inițială – Big Crunch sau Marea Zdrobire. Alternativ, dacă densitatea universului ar fi egală sau sub densitatea critică, expansiunea va încetini dar nu se va opri niciodată. Formarea de stele ar înceta odată cu consumul gazului interstelar din fiecare galaxie; stelele vor exploda lăsând în urmă pitice albe, stele neutronice și găuri negre. Gradual, coliziunea dintre acestea vor conduce la acumularea de masă în găuri negre din ce în ce mai mari. Temperatura medie a universului se va apropia asimptotic de zero absolut – Big Freeze sau Marele Îngheț. Mai mult, dacă protonii ar fi instabili, atunci materia barionică ar dispărea, lăsând în urmă doar radiație și găuri negre. În cele din urmă, găurile negre se vor evapora prin emiterea radiației Hawking. Entropia Universului va crește până în punctul în care nici o formă de energie organizată nu va putea fi extrasă din el, un scenariu cunoscut sub numele de moarte fierbinte.

Observațiile moderne asupra expansiunii accelerate implică că tot mai mult din universul observabil va trece dincolo de orizontul evenimentului și în afara contactului cu noi. Rezultatul acestui proces nu este cunoscut. Modelul ACDM al universului conține energia neagră în forma unei constante cosmologice. Această teorie sugerează că numai sistemele legate gravitațional, precum galaxiile, vor rămâne compacte, împreună, și ele însele vor deveni subiectul ”morții fierbinți” pe măsură ce universul expandează și se răcește. Alte explicații ale energiei negre, numite teoriile energiei fantomă, sugerează că în cele din urmă roiurile galactice, stelele, planetele, atomii, nucleele și materia în sine vor fi dezmembrate de o expansiune și mai accelerată, în așa numitul Big Rip (Marea Ruptură).

Speculații

În timp ce modelul Big Bang este bine fixat și documentat în cosmologie, este posibil să obțină rafinări. Teoria Big Bang, construită pe baza ecuațiilor relativității generale clasice, indică o singularitate la originea timpului cosmic; această densitate energetică infinită este considerată  în fizică ca fiind imposibilă. Cu toate astea, este cunoscut că ecuațiile nu sunt aplicabile înainte de timpul când universul s-a răcit până la temperatura Planck și această concluzie depinde de diverse presupuneri, dintre care unele ar putea să nu fie niciodată verificate experimental.

O asemenea rafinare propusă, pentru a evita acest dacă și cu parcă al singularității este dezvoltarea unei tratări corecte a gravitației cuantice.

Nu este cunoscut ce anume ar fi putut preceda starea de densitate fierbinte a universului timpuriu sau cum și de ce are această origine, deși speculațiile abundă în domeniul cosmologiei.

Cele câteva propuneri, fiecare dintre acestea cu titlul de ipoteze netestate, sunt:

• Modele incluzând pe cel al condiției fără granițe Hartle – Hawking, în care întreg spațiu – timp este finit; Big – Bang reprezintă limita timpului dar fără nici o singularitate;
• Modelul țesăturii Big Bang, statuează că universul la momentul Big Bang consta dintr-o țesătură infinită de fermioni, aflați într-o simetrie perfectă, cea mai mare simetrie posibilă și de aceea cu cea mai mică stare de entropie posibilă.
• Modelele cosmologice Brane, în care inflația este datorată mișcării branelor în teoria stringurilor; modelul pre Big Bang; modelul ekpyrotic în care Big Bang este rezultatul unei coliziuni dintre brane; și modelul ciclic, o variantă a celui ekpyrotic, în care coliziunile survin periodic. În modelul de mai târziu, Big Bang a fost precedat de Big Crunch și de ciclurile universurilor, de la unul la altul.
• Inflația eternă, în care inflația universală se încheie local aici sau acolo într-o formă aleatorie, fiecare punct final conducând către un univers-bulă, expandând din propriul său big bang.

Intepretări filozofice și religioase

Ca descriere a originii universului, Big Bang reprezintă o atracție pentru filozofie și religie. Ca rezultat, a devenit una dintre cele mai active zone ale discursului dintre religie și știință. Unii consideră că Big Bang implică un creator, iar alții găsesc mențiuni ale acestuia în cărțile sfinte. Dar sunt și unii care argumentează că această cosmologie Big Bang face superfluă noțiunea de creator.

---

Versiunea audio a articolului!

---

Sursa: Wikipedia.com

Traducere și adaptare: Ciprian Crișan