El Big Bang Manuel Sanromà

2

L'edició d'aquesta obra ha comptat amb el suport del Departament de Cultura de laGeneralitat de Catalunya.

 Coordinació editorial: Lluís LópezEdició: Jordi Pérez ColoméDirecció editorial: Lluís Pastor

         

Disseny del llibre i de la coberta: Natàlia SerranoLa UOC genera aquest llibre amb tecnologia XML/XSL.

  

Primera edició en llengua catalana: maig 2007© Manuel Sanromà, del text© Editorial UOC, d'aquesta edicióRambla del Poblenou, 156. 08018 Barcelonawww.editorialuoc.comImpressió: ReinbookISBN: 978-84-9788-586-7Dipòsit Legal: B.26.964-2007

 Cap part d'aquesta publicació, inclòs el disseny general i la coberta, pot ser copiada,reproduïda, emmagatzemada o transmesa de cap forma, ni per cap mitjà, sigui aquest electrònic,químic, mecànic, òptic, gravació, fotocòpia o qualsevol altre, sense la prèvia autorització escritadels titulars del copyright.

3

Què vull saber

Lectora, lector, aquest llibre li interessarà si vostèvol saber: 

 · Com ha evolucionat l'estudi de l'Univers al llarg de la

història.

· Quines han estat les aportacions de científics comKepler, Galileu, Einstein o Hubble.

· Què explica la teoria del Big Bang.

· Què ens permet saber sobre l'origen de l'Univers.

· Què és tot el que ens queda per saber.

· Quan ho sabrem, si ho descobrim algun dia.

4

Índex de continguts

Què vull saber 3

Una teoria impressionant i sòlida 6

LA COSMOLOGIA PRECIENTÍFICA 7

El cosmos abans de Copèrnic 7De la revolució copernicana a la científica 14La ciència newtoniana 25

LA COSMOLOGIA ESDEVÉCIÈNCIA

35

La importància d'Einstein 35I va fer bang! 44

LA TEORIA DEL BIG BANG 52

Com explicar tres problemes 52La massa fosca 56L'energia fosca 60

LES BASES OBSERVACIONALS 65

La radiació de fons 65L'estructura de l'Univers a gran escala 66

5

Les lents gravitatòries 67Les supernoves 68El bosc Lyman-Alpha 69Noves observacions 69Acceleradors de partícules 70

UNA HISTÒRIA DE L'UNIVERS 71

Mirar enrere cap endavant 71El model concordant 81Més enllà del Big Bang 84

Bibliografia 87

6

Una teoria impressionant i sòlida

Les preguntes sobre els orígens són les més an-tigues i a la vegada les més profundes que es plan-tegen els humans. L'origen de l'home, de la vida ide l'Univers ha estat sempre en el centre de l'interèshumà, i d'això en són prova les explicacions mítiquesi religioses que apareixen en totes les cultures. Perònomés en els darrers cent anys han estat a l'abastde la recerca científica que ens ha permès començara descobrir-ne les claus. La cosmologia, combinantels avenços teòrics i experimentals de la física departícules amb els espectaculars avenços observacio-nals de l'astronomia, no només ens ha descobert unUnivers d'unes dimensions inimaginables sinó que haestat capaç d'esbrinar quin ha estat l'origen i evolu-ció d'aquest Univers. La teoria del Big Bang és actual-ment una de les construccions més impressionants del'intel·lecte humà i constitueix un dels models cientí-fics més sòlids de la ciència del nou mil·lenni. 

7

LA COSMOLOGIA PRECIENTÍFICA

La cosmologia és tan vella com la cultura huma-na. Com a disciplina científica comença amb Einstein.Però entre les cosmologies animistes dels primers ho-mes que observaven el cel estrellat i el món que elsenvoltava, i el Big Bang inflacionari que representa elnostre coneixement de l'Univers en ple segle XXI, hiha una història del pensament que té un primer saltquàntic en el pas del mite al logos amb els filòsofspresocràtics. La tradició dels filòsofs milesis i dels pi-tagòrics, recollida per Aristòtil, va configurar un pri-mer model racional del món. 

El cosmos abans de Copèrnic

Aristòtil (384-322 aC) va desenvolupar un siste-ma del món en què la Terra era esfèrica i es troba-va immòbil en el centre de l'Univers, mentre que elcel, amb tots els seus astres, girava al seu voltant.Més encara, va postular una diferència fonamental en-tre els cossos terrestres i els celestes. Segons Aristò-til, els cossos terrestres estaven formats pels quatreelements fonamentals presocràtics, els quals posseïenmoviments naturals propis: la terra i l'aigua cap al cen-

8

tre de la Terra, l'aire i el foc en sentit contrari. Cadaelement tenia com a lloc natural una esfera (encaraavui parlem de litosfera, hidrosfera i atmosfera). 

Pel que fa als cossos celestes, Aristòtil fa una con-tribució original i introdueix una cinquena substància,l'èter, incorruptible i immutable, del qual estan for-mats els cossos celestes, que tracen un moviment na-tural de forma circular. Aristòtil considerava que elSol, la Lluna i els planetes estaven fixats sobre les se-ves esferes corresponents. Les estrelles, al seu torn, estrobaven fixes sobre una esfera que girava al voltantde la Terra i corresponia a la frontera de l'Univers.Però, què hi havia més enllà de l'esfera estel·lar? Aquí,Aristòtil va haver de recórrer a diversos jocs de mansfilosòfics per explicar que, més enllà, no hi havia res,però que aquest no-res no equivalia a un buit en ex-tensió; tot plegat per dir que l'Univers s'acabava "re-alment" en l'esfera celeste. 

Si hi ha un pensador que va contribuir a con-figurar la cultura occidental, aquest és Aristòtil. Laseva influència s'ha deixat sentir durant més de dosmil·lennis, tant a través de la cultura judeocristianacom de la musulmana, i fins a la revolució científicapràcticament ningú no va gosar qüestionar les sevesaportacions en tots els camps del pensament. Així noés estrany que el cosmos aristotèlic fos gairebé articlede fe o model intocable i que marqués la història delpensament occidental. 

9

Les característiques bàsiques del seu model hanconfigurat el pensament cosmològic d'una manera so-vint poc explícita però tremendament influent. Així,mentre que va adoptar els quatre elements bàsics delspresocràtics, no va fer el mateix amb la idea de Leucipi Demòcrit de que tota la matèria estava formada perunes unitats bàsiques indivisibles anomenades àtoms.Això va provocar, d'una banda, que aquesta idea ato-mista fos pràcticament inexplorat durant dos mil anysi, de l'altra, que el microcosmos quedés relegat implí-citament als models cosmològics, que van passar a serun camp d'estudi més lligat a l'astronomia, i per tant almacrocosmos, que no pas a la física: de fet no ha estatfins al segle XX, amb el model del Big Bang, quan lafísica de partícules ha començat a interessar-se per lacosmologia. 

A més, amb la introducció de l'èter, o quintaessència, Aristòtil també separava el microcosmosde la Terra (format pels quatre elements clàssics)del macrocosmos dels cels, permanents i incorrup-tibles. Aquesta separació va tenir una gran influèn-cia tant des del punt de vista religiós com científic.De fet no és fins al segle XIX, amb l'espectroscòpia,quan la ciència va poder demostrar que la composiciódels objectes celests era exactament la mateixa que lamatèria terrestre. I no és fins a la teoria de la relativitatdel segle XX quan l'èter passa a la història dels con-ceptes innecessaris o inexistents. Finalment, les esfe-

10

res i els moviments circulars, introduïts per Plató iÈudox, recollits per Aristòtil i consagrats en el mo-del matemàtic de Ptolomeu, van conformar l'Univershel·lenístic i medieval que, després de ser adoptat perles grans religions monoteistes, sobreviurà fins la re-volució científica no solament entre els estudiosossinó també en l'imaginari popular. Alexandre Magno i Ptolomeu

Un macedoni, deixeble d'Aristòtil, va estendre lainfluència grega per tot el món conegut. AlexandreMagne és sens dubte un dels personatges reals quehan assolit gairebé el nivell del mite en la història. Noendebades, amb les seves conquestes, va unir la ci-vilització grega amb Egipte i l'Orient fins a l'Índia.En termes actuals podríem dir que va protagonitzarla primera globalització, ja que va ser el creador del'anomenada cultura hel·lenística. 

Alexandria, la capital de la dinastia dels Ptolo-meus, successors d'Alexandre, es va convertir en elcentre d'aquesta cultura, punt de trobada entre l'est il'oest, per on fluïen les idees i les creences en una ialtra direcció. Allí hi trobem el primer centre de re-cerca de la història, fomentat i mantingut pel poderpolític: la mítica Biblioteca d'Alexandria. Al seu vol-tant van sorgir un seguit de científics que, aplicant elraonament i l'observació, van contribuir a canviar ra-dicalment la visió del món i a establir les bases sobre

11

les quals, més de mil anys després, es produiria la re-volució científica. 

Aristarc, Eratòstenes, Hiparc i Ptolomeu són desde tots els punts de vista precursors (de la mateixa im-portància) de Copèrnic, Kepler, Galileu i Newton. Nopodem estar de preguntar-nos què hauria passat si nohi hagués hagut un trencament de més d'un mil·lenientre la ciència alexandrina i la represa renaixentista.En qualsevol cas, el fet és que les recerques d'aquestsquatre científics alexandrins van donar pas a una novavisió, basada en observacions i càlculs acurats, d'unmón inimaginablement més gran que el de la nostrarealitat diària. 

La ciència astronòmica hel·lenística culmina ambPtolomeu d'Alexandria (ca. 90 - ca. 168 dC). A bandad'escriure sobre geografia, astrologia i música, Ptolo-meu va compilar en el seu històric tractat l'Almagest totels coneixements astronòmics acumulats fins al mo-ment en un model coherent que estarà en la base dela cosmovisió occidental fins la revolució copernica-na i de fet, com a model cosmològic, fins a Newton.Des del punt de vista cosmològic, Ptolomeu reculll'Univers aristotèlic, però, sobre la base de la ciènciahel·lenística, introdueix un model més sofisticat queles esferes de Plató i Èudox per explicar el movimentdels planetes. 

El model dels epicicles (cercle que es mou enun altre cercle, anomenat deferent), introduït origi-

12

nalment per Apol·loni de Perge, serveix per explicarel moviment retrògrad observat en els planetes, comtambé la variació de la seva distància (i per tant, dela seva lluminositat). El centre del deferent no es tro-ba a la Terra sinó que n'està lleugerament separat (unfenomen que s'anomena excentricitat). A més, Ptolo-meu va introduir l'equant, o punt lleugerament allu-nyat del centre del deferent, al voltant del qual es pro-dueix el moviment uniforme de l'epicicle (d'altre ma-nera no es podia explicar la variació en el movimentretrògrad dels planetes). 

El model de Ptolomeu va ser el primer model ma-temàtic de l'Univers amb capacitat predictiva, ja queera capaç de predir amb força exactitud la posició delsplanetes sobre la volta celeste. A aquests efectes ca-lia introduir un nombre variable d'epicicles (epiciclesdintre el epicicle) segons el planeta; tot plegat confi-gurava un model força elaborat que, per tal d'ajustar-se a les observacions, trencava amb la perfecció de lesesferes platòniques i aristotèliques. 

Com a instrument purament matemàtic la capa-citat predictiva del model heliocèntric que plantejariaCopèrnic catorze segles més tard, no era millor quela del model geocèntric de Ptolomeu i tant l'un coml'altre en molts casos van ser considerats pels seus par-tidaris simples models per efectuar càlculs, i no re-presentacions del funcionament real del cosmos. Elgran avantatge del model heliocèntric va ser, inicial-

13

ment, la seva simplicitat. En qualsevol cas, el pensa-ment aristotèlic i la matemàtica hel·lenística combi-nades en l'Almagest van solidificar en un model cos-mològic que va sobreviure durant catorze segles. 

Sovint sembla que entre l'Almagest de Ptolomeui el De revolutionibus de Copèrnic ens separin catorzesegles de foscor intel·lectual pel que fa a la visió delmón. Deixant de banda que això seria gairebé impos-sible (les revolucions necessiten un brou de cultiu),el fet és que sovint passa desapercebut que, en elsprimers segles del cristianisme, es produeix un canvimolt significatiu en la cosmovisió, el qual tindrà ungran impacte en el debat cosmològic posterior. Dospensadors cristians, Tertul·lià de Cartago (ca. 155 -230) i Agustí d'Hipona (354-430), introduiran la ideade la creatio ex-nihilo, que fins aleshores havia estatabsent en totes les consideracions cosmogòniques ocosmològiques. Efectivament, tant en les cosmogoni-es mítiques com en el cosmos naturalista presocràtic(recollit per Aristòtil), la matèria és preexistent. El de-miürg platònic no crea la matèria sinó que hi treballa;els epicuris negaven explícitament la possibilitat de lacreació del no-res; el Gènesi no diu explícitament queDéu creés el cel i la terra del no-res. 

La idea de la creació a partir del no-res, introduïdaoriginalment per Tertulià, es consolida gràcies a lafigura de sant Agustí, un dels pares i doctors del'Església de major influència. Formulada per un pen-

14

sador del seu prestigi, en els mateixos moments enquè l'emperador Teodosi convertia el cristianisme enla religió oficial de l'Imperi romà i quan s'estava pro-duint la transició del món antic al medieval, la idead'un món creat del no-res quedarà lligada a l'Universaristotèlic i ptolemaic en un sòlid edifici, defensat fer-mament pels poders eclesiàstic i polític, que no tron-tollarà fins a Galileu. 

Des de sant Agustí, el cel del cosmos és el celcreat per Déu, la Ciutat de Déu. Així serà durant mésde mil anys i quan Galileu defensi la realitat del modelheliocèntric de Copèrnic, els teòlegs de Roma li pre-guntaran com explica, doncs, que Josuè aturés el Solper guanyar la batalla de Jericó. 

De la revolució copernicana a la científica

Nicolau Copèrnic (1473-1543), un erudit renai-xentista polonès que entre les seves múltiples activi-tats va incloure l'astronomia, és l'autor d'un dels lli-bres més influents de la història: De revolutionibus orbi-um coelestium. Publicat poc després de la seva mort, vadesfermar la revolució científica que culminaria ambels Principia de Newton. En el seu llibre, resultat dedècades de treball, Copèrnic exposa les seves tesis. LaTerra no és el centre de l'Univers i aquest està propdel Sol. La distància de la Terra al Sol és molt petitacomparada amb la distància que hi ha fins a les estre-lles. La rotació diària de la Terra és el que causa el mo-

15

viment aparent de les estrelles sobre la volta celeste.El moviment de la Terra al voltant del Sol és la causadel seu moviment aparent entre les estrelles i tambéla causa de les estacions. El moviment dels planetesentre les estrelles és causat per la combinació del seumoviment al voltant del Sol i de la mateixa Terra alvoltant d'aquell. 

16

Les distàncies en astronomiaMentre que en la nostra vida diària el metre i els seus múltiples(quilòmetres) i submúltiples (centímetres i mil·límetres), sónunitats útils i familiars per mesurar distàncies, per a l'Universa gran escala s'han adoptat altres unitats més grans, atesesles dimensions implicades. La Terra és aproximadament unaesfera de 12.732 quilòmetres de diàmetre, la Lluna està a uns380.000 quilòmetres i el Sol a uns 150 milions. La distànciadel Sol al seu planeta més llunyà és d'uns 4.500 milions dequilòmetres i a partir d'aquí el sistema mètric deixa de ser unaeina útil.Per a les immenses distàncies implicades en l'estudi del'Univers, utilitzem unitats més grans i més entenedores. Perfer-ho, ens aprofitem del fet que la velocitat de la llum és unaconstant universal i molt gran (per als estàndards humans),d'aproximadament 300.000 km/s. Si utilitzem com a unitat dedistància el que recorre la llum en un interval de temps (perexemple 1 segon-llum seran 300.000 quilòmetres; un any llumaproximadament 10 bilions de quilòmetres) tindrem eines demesura molt més útils. La distància del Sol a la estrella méspropera és d'uns 4 anys llum, el diàmetre de la nostra galàxiaés d'uns 100 mil anys llum i les galàxies del nostre GrupLocal estan separades per distàncies típiques d'uns milionsd'anys llum. Els astrònoms utilitzen un múltiple de l'any llum,anomenat parsec, equivalent a 3,26 anys llum. El parsec és ladistància a la qual el radi de l'òrbita de la Terra al voltant delSol té una paral·laxi d'un segon d'arc (veure "Com mesurarles distàncies astronòmiques").

 Copèrnic va desenvolupar la seva teoria heliocèn-

trica unes dècades abans de la seva publicació, peròera tant revolucionaria que es va resistir a donar-laa conèixer. Fins i tot en el pròleg de la primera edi-

17

ció (escrit pel teòleg Andreas Osiander) s'especificavaque el model que es descrivia en el llibre no volia seruna descripció de com era l'Univers real sinó simple-ment un estri per simplificar el càlcul del movimentdels planetes. I la veritat és que la controvèrsia que vadesfermar el llibre va ser de caràcter més científic quefilosòfic. 

Val a dir que, a efectes pràctics, la teoria de Copèr-nic, que pretenia una major simplicitat que la de Pto-lomeu, no ho era tant com ell desitjava, atès que, pertal de mantenir les òrbites circulars perfectes tambéhavia de recórrer als epicicles ptolemaics. A més, nohi havia cap evidència observacional en favor del mo-del de Copèrnic: aquesta hauria d'esperar a les obser-vacions telescòpiques de Galileu de les fases de Ve-nus. Un dels arguments contundents contra el siste-ma heliocèntric és que les estrelles no mostraven capparal·laxi. Avui dia sabem que aquest efecte existeix,però que no podia ser mesurat amb les tècniques re-naixentistes: la primera mesura d'una paral·laxi es varealitzar ben entrat el segle XIX. Copèrnic va argu-mentar (i encertar!) que això podia ser degut a lesenormes distàncies estel·lars, però no va abandonarl'esfera celeste sobre la qual les estrelles es trobaven auna distància enorme però finita: l'Univers copernicàtenia la mateixa grandària que el ptolemaic. 

18

Com mesurar les distàncies astronòmiquesMesurar les distàncies dels objectes astronòmics no ésuna tasca senzilla. Les primeres mesures dels objectes méspropers, com la Lluna i el Sol, les van dur a terme elsastrònoms alexandrins a partir de l'estudi dels eclipsis ide les posicions relatives d'aquests astres en el cel. Per aobjectes més llunyans cal recórrer a mètodes específics. En elsobjectes més propers, la distància es pot conèixer mesurantl'anomenada paral·laxi. Efectivament, observant un mateixobjecte des de dos punts separats per una gran distància,es pot mesurar el desplaçament de l'objecte sobre el fonsd'estrelles més llunyanes (paral·laxi) d'una manera tan precisacom els instruments d'observació. Tenint en compte quel'òrbita de la Terra al voltant del Sol ens permet observardes de posicions separades pel diàmetre de l'òrbita (de l'ordrede 300 milions de quilòmetres) i amb l'actual precisió delstelescopis, amb aquest mètode s'arriba a distàncies d'unsquants centenars d'anys llum.Aquest mètode és doncs clarament insuficient per a lamajoria de mesures galàctiques i, encara més, per a lesextragalàctiques. Tot i que hi ha diferents mètodes encircumstàncies concretes (segons el tipus d'objecte observat),l'únic mètode general de mesura de grans distàncies és el deles candeles patró, que veurem més endavant.

 A Giordano Bruno (1548-1600) correspon el mè-

rit d'haver eixamplat l'Univers copernicà: "Hi ha unnombre innombrable de sols, i un nombre infinit deterres que giren al voltant d'aquests sols", va gosarafirmar (la idea ja havia estat defensada per Lucreciel segle I aC. i per Nicolau de Cusa el segle XV). Noobstant això, Bruno va arribar a aquestes conclusions

19

a partir d'especulacions metafísiques que poc tenien aveure amb un mètode científic. La seva visió del mónés, en realitat, animista, i s'acosta més al panteismeque a la ciència moderna. I si va posar el Sol en elcentre del sistema solar, no va ser per raons astronò-miques, sinó perquè li assignava a aquest astre propi-etats vitalistes, a l'estil de la filosofia hermètica de laseva època. De totes maneres, les idees de Bruno livan valer ser acusat d'heretge i morir en una foguerade la Inquisició romana, just quan s'iniciava el segleXVII, la qual cosa el va convertir en un màrtir dellliure pensament. Les harmonies de Kepler

Un segle després de Copèrnic, el gran astrònomalemany Johannes Kepler (1571-1630) es va propo-sar trobar les "harmonies" que regeixen el movimentdels planetes. Convençut que el Sol és el centre del'Univers, Kepler va dedicar llargs i penosos anys aestudiar les dades observacionals, recopilades pel seumestre Tycho Brahe (1564-1601), amb l'esperança detrobar algunes de les lleis simples que regien amb totaprecisió el curs dels planetes. La seva recerca no va seren va; Kepler va descobrir les famoses tres lleis queara duen el seu nom. 

De cop, es va enfonsar el sistema dels epicicles,del qual ni Copèrnic havia pogut alliberar-se, per dei-xar lloc a la inesperada simplicitat de les el·lipses: Ke-

20

pler acaba amb dos mil·lenis de cercles com a figu-res perfectes que representen el moviment dels as-tres. D'altra banda, a Kepler li desagradava la idea d'unUnivers infinit. Considerava que la qüestió de la fini-tud o la infinitud del món era aliena a l'experiènciahumana. Però, a més, va trobar un argument per de-mostrar que el Sol era molt diferent de les estrelles.Abans que s'inventessin els telescopis, es creia que lagrandària aparent de les estrelles corresponia a la sevagrandària real. 

Kepler va demostrar que si les estrelles es troba-ven tan distants com implicava el sistema de Copèr-nic, el diàmetre real d'una estrella típica hauria de sermajor que l'òrbita terrestre. Més encara, el cel vist desd'una estrella tindria una aparença molt diferent dela que té des de la Terra: les estrelles es veurien comgrans boles de llum i no com petits punts lluminosos.Avui dia, sabem que la grandària aparent d'una estrellaés només un miratge produït per l'atmosfera terrestre,que eixampla la seva imatge, però aquest fenomen eradesconegut en temps de Kepler, per la qual cosa elseu argument semblava perfectament sòlid. 

21

Les estrellesUna estrella és una esfera de matèria, formada per l'atracciógravitatòria del seu material, que genera energia en el seucentre com a conseqüència de les reaccions nuclears ques'hi produeixen. La gravetat de la matèria que constitueix laestrella governa del tot la seva evolució i el control de lesreaccions nuclears que li permeten produir una gran quantitatd'energia i brillar. Com més massa té una estrella, mésràpida n'és l'evolució, és a dir, consumeix més ràpidament elcombustible nuclear. Aquesta massa pot mesurar entre unadesena part de la massa del Sol i unes cent vegades aquesta.Les estrelles de més massa tenen una vida d'uns pocs milionsd'anys, comparats amb els 10 mil milions d'anys que pot viureuna estrella com el Sol.Els últims estadis de la vida de les estrelles marquen lesdiferències més rellevants en el seu comportament. Durantgran part de la seva vida, les estrelles produeixen elementsquímics a partir de la fusió de nuclis d'hidrogen. Una vegadaconsumit l'hidrogen, i en funció de la seva massa i tambédel seu entorn, l'estrella entra en fases diferenciades. Alguness'acaben consumint lentament. Altres s'acaben en processosexplosius que desprenen immenses quantitats d'energia,coneguts com a supernoves. Les supernoves i algunesestrelles variables constitueixen veritables fars, visibles agran distància, que ens permeten deduir informació sobrel'Univers a gran escala.

Arriba GalileuPerò el gran impulsor de l'Univers copernicà i

un dels primers científics moderns és Galileu Galilei(1564-1642). Potser Galileu no va ser el primer ho-me que va mirar el cel a través d'un telescopi, peròsí que va ser el primer a fer-ho sistemàticament, a in-

22

terpretar les seves observacions i, sobretot, a divulgarels seus descobriments i fer-los accessibles a un cerclemés ampli que el dels erudits versats en llatí. Galileufou un apassionat defensor de Copèrnic, i les sevesobservacions astronòmiques van confirmar les sevesconviccions. Però sota la pressió dels aristotèlics quedominaven la vida cultural d'aquella època, l'Esglésiaromana ja havia pres partit pel sistema geocèntric, persuposades congruències amb la narració bíblica. Ambproves objectives, Galileu es va proposar convèncerels alts prelats de l'Església que Copèrnic tenia raó;però després d'insistir diversos anys, només va obte-nir una prohibició oficial d'ensenyar el sistema heli-ocèntric. 

Malgrat tot, el 1632, Galileu va publicar el Dià-leg sobre els dos principals sistemes del món, llibre en elqual confrontava, d'una manera suposadament im-parcial, les doctrines d'Aristòtil i de Copèrnic. Peròningú podia enganyar-se amb les simpaties de l'autor:l'heroi del llibre era Salviati, defensor de Copèrnic,qui refutava d'un en un els arguments del seu contrin-cant, el filòsof peripatètic Simplici, maldestre defen-sor d'Aristòtil. El Diàleg va ser escrit originalment enitalià i pretenia ser un llibre de divulgació més que untext científic. Del sistema de Copèrnic, només aparei-xia la idea heliocèntrica, sense els detalls matemàticsde la teoria. No tots els arguments de Galileu erenclars, ni tan sols veritables: al final del llibre, per exem-

23

ple, apareix una teoria de les marees, totalment errò-nia, amb la qual pretenia demostrar el moviment dela Terra. Més encara, no es diu ni mitja paraula sobreels descobriments de Kepler, que Galileu no va podervalorar correctament. Però malgrat les seves limitaci-ons, el Diàleg va tenir l'efecte suficient per causar re-volada en el mitjà científic i religiós. Tot just publicat,va ser vetat per l'Església, i Galileu va ser jutjat i con-demnat a retractar-se de les seves conviccions. 

Les observacions realitzades amb el seu telesco-pi li van permetre acumular arguments contra el mo-del ptolemaic i a favor del model copernicà. Va ob-servar muntanyes a la Lluna i taques variables al Sol,amb la qual cosa semblava clar que els cossos celes-tes no eren immutables i no estaven formats per unasubstància diferent a la de la Terra. Va descobrir qua-tre satèl·lits del planeta Júpiter (els més grans, que avuis'anomenen galileans), la qual cosa posava en entreditel model geocèntric; i també fases en el planeta Venus,impossibles d'explicar amb aquell i en canvi perfecta-ment explicables amb el model heliocèntric. I a mésva descobrir que la Via Làctia està formada per unainfinitud de petites estrelles que no es poden distin-gir si no és amb un telescopi: així s'aclaria el misterid'aquesta banda lluminosa del cel que tant havia des-pertat la imaginació dels filòsofs i els poetes. 

Galileu també va descobrir que el telescopi reduïala grandària aparent de les estrelles. Va sospitar que

24

aquesta grandària era una il·lusió òptica i la va atribuiral mecanisme de visió de l'ull. No obstant això, vacontinuar pensant que el diàmetre aparent no era to-talment il·lusori i va calcular que una estrella molt dè-bil devia trobar-se a 2.160 vegades la distància del Sol.Encara que erroni, aquest valor permetia considerarseriosament que les estrelles són semblants al nostreSol, al contrari del que mantenia el seu contemporaniKepler. Quant a la grandària de l'Univers, Galileu esva mostrar excepcionalment caut. "És encara incert (icrec que ho serà sempre per a la ciència humana) siel món és finit o, al contrari, infinit", va arribar a afir-mar i amb certa raó, atès que qualsevol altra posicióbasada en els coneixements de la seva època haguésestat una simple especulació. 

En anys posteriors a Galileu, dos astrònoms,l'holandès Christian Huygens (1629-1695) i l'escocèsJames Gregory (1638-1675), van engrandir les estima-cions de les distàncies a les estrelles, el primer en unfactor 10 i el segon encara en un altre factor 4 (i enca-ra es va quedar curt en un factor 5!). En qualsevol casens trobàvem davant d'un Univers d'unes dimensionsfabuloses. Huygens va escriure admirat: "Una bala decanó tardaria centenars de milers d'anys a arribar a lesestrelles". Es quedava curt. 

  

25

La ciència newtoniana

Les lleis de Kepler, basades en les dades observa-cionals de Brahe i les observacions i els experimentsfísics de Galileu, van obrir la porta a l'obra científicadel que molts consideren el científic més gran de lahistòria: Isaac Newton (1643-1727). Abans de New-ton no s'havia establert cap relació entre la caigudadels cossos a la Terra i el moviment dels planetes alcel. Ningú no havia refutat la doctrina d'Aristòtil queels fenòmens terrestres i els celestes són de naturale-sa totalment diferent, i que els successos més enllà del'òrbita lunar no poden entendre's sobre la base de lesnostres experiències mundanes. 

La situació va canviar dràsticament quan IsaacNewton va descobrir que la gravitació és un fenomenuniversal. Tots els cossos de l'Univers, ja siguin po-mes, planetes o estrelles, s'atreuen entre si; i la forçad'atracció (F) entre dos cossos és proporcional a lesseves masses (M1 i M2) i inversament proporcional alquadrat de la distància (D) que els separa: 

on G és una constant

Segons una popular llegenda, Newton va arribara aquesta conclusió un dia que, mentre meditava so-

26

bre l'atracció que mantenia la Lluna unida a la Terra,va veure caure una poma. La realitat és més prosai-ca: Newton va deduir la seva llei a partir de les lleisde Kepler. Aquestes li van donar la pista que el mo-viment dels planetes al voltant del Sol (i de la Llunaal voltant de la Terra) es podia explicar a través d'unaúnica llei universal que regia l'atracció dels cossos. Aaquests efectes Newton va utilitzar els mètodes ma-temàtics que havia inventat quan era més jove: ell vaser l'inventor, amb Leibnitz, del càlcul infinitesimal.Juntament amb els seus estudis sobre la mecànica delscossos, basats en els de Galileu, va publicar tots elsseus resultats l'any 1687 en la seva obra monumentalPhilosophiae Naturalis Principia Mathematica. 

L'existència de la gravitació universal implica queles estrelles han d'estar molt allunyades per tal de noinfluir sobre el Sol i els seus planetes. El mateix New-ton va refinar els càlculs de Gregory i va obtenir unesestimacions força aproximades de les distàncies a lesestrelles més properes. Però, encara que molt petita,aquesta atracció no pot ser totalment nul·la: un con-glomerat d'estrelles acabaria per col·lapsar sobre ellmateix a causa de l'atracció entre les seves parts, iaquesta seria la destinació d'un Univers finit. Newtonva arribar a la conclusió que, perquè això no succeeixi,l'Univers ha de ser infinit i uniforme; només petitesregions poden col·lapsar sobre elles mateixes per for-

27

mar regions més denses, i és potser així com es for-men les estrelles. 

En qualsevol cas, amb l'aparició de la física new-toniana va quedar liquidada definitivament la físicaaristotèlica, amb les esferes celestes i les regions for-mades per diferents elements. No quedava dubte: elnostre sistema solar és tot just un punt en l'espai i lesestrelles són els veritables components de l'Univers.De fet alguns autors han volgut veure una base ci-entífica per al racionalisme i l'empirisme en les duesgrans obres de Newton, respectivament els Principia il'Òptica. La primera és un gran sistema matematicode-ductiu, mentre que la segona té un caràcter més obert,experimental i hipotètic. 

La magnitud de l'obra de Newton i el seu prestigivan posar les bases per a les idees de la Il·lustraciói van influenciar les generacions posteriors de pen-sadors i científics, tant teòrics com experimentals.Locke i Voltaire van aplicar els conceptes de llei na-tural als sistemes polítics, Adam Smith va aplicar-lesa l'economia. D'altra banda, el seu mateix prestigitambé va recolzar una visió teista del cosmos. Efecti-vament, Newton va prevenir contra una utilització deles seves lleis per formular un cosmos com si fos ungran rellotge. 

  

28

Kant i la infinitud de l'UniversVa ser precisament una de les grans lluminàries

de la Il·lustració, el filòsof alemany Immanuel Kant(1724-1804) qui va abordar el problema de la finitudo infinitud de l'Univers des d'un punt de vista filosò-fic. Però encara que les seves especulacions en aquestaspecte es van tornar obsoletes a mesura que avança-va la ciència, altres especulacions seves sobre cosmo-logia acabarien sent immortals. 

Kant coneixia el model de Wright de l'Universplanar i la teoria de la gravitació universal de Newton,i es va adonar que eren incompatibles. El problemafonamental era mantenir l'estructura de la Via Làctiasense que es col·lapsés sobre ella mateixa. Kant vatrobar la clau del problema en el Sistema Solar: elsplanetes són atrets pel Sol, però no li cauen a sobrepel fet que giren al seu voltant i la força centrífugacompensa l'atracció gravitacional. 

De la mateixa manera, la Via Làctia podria man-tenir-se estable si les estrelles estiguessin distribuïdes,no en un plànol infinit, sinó en un disc en rotació.Les estrelles descriurien gegantesques òrbites al vol-tant del centre de la Via Làctia i la seva força centrí-fuga impediria el col·lapse. 

Encara no prou satisfet amb una hipòtesi tan au-daç, Kant va donar un segon pas encara més espec-tacular. Si la Via Làctia és un conglomerat de milions

29

d'estrelles amb forma de disc, ¿no podrien haver-hi al-tres Vies Làcties, semblants a la nostra i tan llunyanesd'ella com les estrelles ho són dels planetes? Aquestsconglomerats es veurien com simples taques llumino-ses a causa de les seves enormes distàncies i les se-ves formes serien circulars o el·líptiques. I justamentaquesta mena d'objectes ja havien estat observats, vaassenyalar Kant: eren les anomenades estrelles nebu-loses, o almenys una classe d'aquestes, taques llumi-noses només visibles amb un telescopi, la naturalesade les quals era un misteri en la seva època. 

El gran astrònom britànic d'origen alemany Wi-lliam Herschel (1738-1822) va arribar a conclusi-ons semblants, però a partir d'observacions directes.Herschel va construir el que va ser el major telescopide la seva època, i amb ell va estudiar la configuracióde la Via Làctia. Suposant que l'extensió d'una regiósideral és proporcional al nombre d'estrelles que s'hiveuen, Herschel va concloure que el nostre sistemaestel·lar té una forma aplanada, de contorns irregu-lars i amb el Sol en la regió central. Herschel tambéva descobrir nombroses nebuloses i es va preguntar,igual que Kant, si no serien conglomerats d'estrellesmolt llunyans. Sembla que aquesta era la seva opinió,fins que un dia va descobrir una nebulosa amb formad'anell i una estrella situada en el seu centre, associadasens dubte a la nebulosa; no podia ser un "univers-illa", sinó matèria circumdant de l'estrella. 

30

Mentre pensadors com Kant o astrònoms comHerschel assentaven les bases del que seria una novarevolució en les nostres concepcions sobre l'Univers,la física anava fent passos de gegant en el nostre co-neixement tant del microcosmos com del macrocos-mos i confirmant-se com a ciència per excel·lència.Durant el segle XVIII la mecànica establerta sòlida-ment per Newton va tenir un gran desenvolupament,fonamentalment de la ma de matemàtics com Leo-nard Euler (1707-1783), Louis Lagrange (1736-1813)i Pierre Laplace (1749-1827). Aquest darrer és par-ticularment significatiu perquè en la seva Méchaniquecéleste, que molts autors consideren una reformulaciódels Principia en termes estrictament matemàtics, La-place va plantejar un Univers amb una visió absolu-tament oposada a la de Newton. L'Univers de Lapla-ce era un rellotge mecànic en el qual les lleis de New-ton eren capaces de preveure la posició i el movimentde cada una de les seves partícules un cop estava enmoviment. A més, Laplace va recollir la hipòtesis ne-bular de Kant i li va donar forma en el seu llibre de1796, Exposition du systeme du monde, en el qual plante-java l'origen del sistema solar per la condensació d'unaesfera de gas que donaria origen a un disc en rotaciói aquest, a partir d'una condensació central al Sol i decondensacions locals, a la resta de planetes. 

  

31

El nou concepte de ciènciaSi el segle XVIII va representar la consolidació

de la física matemàtica, el segle XIX és el momenten què la física pren un caràcter propi com a modelde ciència: els conceptes actuals de ciència i de cientí-fic neixen en aquest segle. Es desenvolupen plena-ment dues noves branques que tindran una importàn-cia fonamental en el nostre coneixement del micro-cosmos. D'una banda l'electromagnetisme, obra dediversos científics com Faraday, Ampère, Oersted i al-tres, que culminarà James Clerk Maxwell (1831-1879)amb la seva obra magna, A treatise on electricity and mag-netism (1873), un veritable monument de la física ma-temàtica. Maxwell hi va condensar en quatre equaci-ons diferencials el comportament dels camps elèctrici magnètic i la seva interacció amb la matèria. A més,va predir l'existència d'ones electromagnètiques i laseva velocitat, independent de l'observador. La pri-mera predicció, comprovada experimentalment l'any1887 per Herz, produirà desenvolupaments tecnolò-gics que avui son obvis per a tothom. La segona seràuna de les bases sobre les quals Einstein construiràtrenta anys més tard la seva teoria de la relativitat es-pecial. 

El segon gran desenvolupament de la física delsegle XIX és la teoria de la calor o termodinàmica.Obra d'un conjunt de físics, entre els quals cal desta-

32

car Joule, Clausius, Kelvin, Gibbs, Helmholtz, Boltz-mann i el mateix Maxwell, entre d'altres, va introduirdos conceptes que des d'aleshores han estat centralsen ciència i tecnologia: l'energia i l'entropia. Són du-es quantitats que es poden calcular matemàticamenta partir de les variables observables d'un sistema, laprimera de les quals es conserva en tots els processosfísics (Primera llei de la termodinàmica) mentre quela segona sempre creix (Segona llei de la termodinà-mica). 

És important remarcar la influència d'aquestsconceptes, introduïts el segle XIX, per a la nostra con-cepció del món material. Quan la teoria de la rela-tivitat especial d'Einstein demostri l'equivalència en-tre massa i energia, aquests dos conceptes, el primerclarament associat a la matèria i el segon més abstrac-te, quedaran lligats. D'altre banda, l'entropia, concep-te també abstracte, està íntimament relacionat amb eltemps físic; el creixement de l'entropia s'associarà a lafletxa del temps del passat cap al futur. 

El segle XIX, a més d'assistir al desenvolupa-ment de la física com a ciència per excel·lència,també és testimoni d'una de les altres grans revolu-cions científiques: ens referim, lògicament, a la teo-ria de l'evolució de les espècies de Charles Darwin.L'impacte del darwinisme en la visió moderna delmón és un altre salt copernicà: no solament la Terrano és el centre de l'Univers sinó que l'home deixa de

33

tenir un paper central i singular entre les espècies vi-ves. Estudiar els orígens (de l'Univers, de l'home) esconvertia en un terreny abonat per a la ciència. 

En qualsevol cas, al final del segle XIX, la físi-ca i l'astronomia eren ciències que es refiaven plena-ment dels seus èxits. Les lleis de Newton, les lleis deMaxwell i les lleis de la termodinàmica configuravenun coneixement matemàtic detallat del funcionamentdel món. D'altra banda, la imatge d'un Univers formatper sistemes planetaris semblants al nostre i regits perles lleis de la mecànica celeste, el conjunt dels qualsconstituïa un immens sistema conegut com a galàxia,en el centre del qual estava el nostre Sol, era un mo-del consolidat i que de fet perduraria fins ben entratel segle XX. 

La satisfacció era generalitzada; la calma era ab-soluta. La perspectiva científica era anar aprofundinten aquest model. Segons una famosa frase, atribuïdaal físic nord-americà Albert Michelson l'any 1894, elfutur de la física era qüestió "d'anar afegint decimals".Tot estava a punt per a la revolució. 

34

L'efecte DopplerTothom que ha anat en moto o en cotxe sap que, a unavelocitat constant, el to del soroll del motor és sempre elmateix. En canvi, quan som prop de la carretera (sobretot encurses de motos o de cotxes, en què les velocitats són moltgrans) i sentim un d'aquests vehicles que s'acosta, el to delsoroll és més agut i, quan ha passat i s'allunya, el so es famés greu. Avui en dia podem experimentar aquest fenomenquotidianament en el soroll dels vehicles que s'acosten iallunyen a gran velocitat, o en la sirena d'una ambulància ocotxe de bombers.El canvi en la freqüència de les ones (tant les sonores comles electromagnètiques) és proporcional a la velocitat, ambuna dependència matemàtica descoberta per Doppler l'any1842: si coneixem la freqüència d'emissió i la de recepció,podem calcular la velocitat de l'emissor. Aquesta efecte és unabenedicció en astronomia, on els objectes són tan llunyansque no podem observar-ne la velocitat sobre la volta celest;en canvi, sí que podem saber si s'allunyen o s'apropen, i aquina velocitat. Estudiant l'espectre de la llum d'un objecte iidentificant-hi les línies d'emissió o d'absorció dels diferentselements químics, podem conèixer la velocitat d'allunyamento apropament dels cossos comparant la freqüència d'aquesteslínies amb les obtingudes en el laboratori. Així, l'espectred'una estrella o d'una galàxia no solament ens informa de laseva constitució, sinó també de la seva dinàmica.

35

LA COSMOLOGIA ESDEVÉ CIÈNCIA

La cosmologia és una de les ciències més joves:podem datar l'acta de naixement de la cosmologiaen un article d'Einstein publicat l'any 1917, desprésd'haver establert la teoria general de la relativitat. Visten perspectiva, no és estrany que nasqués en les tresprimeres dècades del segle XX, l'època en què el pa-re del Big Bang, George Gamow, va qualificar en unllibre com "thirty years that shooked physics" (trenta anysque van capgirar la física). 

La importància d'Einstein

Poques vegades les dates rodones marquen elfinal d'una era i el començament d'una altra coml'any 1900 en el camp de la física. Aquell any Willi-am Thompson, Lord Kelvin (1824-1907), mestre deMaxwell i un dels grans físics del segle XIX, va fer unaconferència en la qual plantejava un futur lluminós ala física només enfosquit per dos "núvols": la radiaciódel cos negre i l'experiment de Michelson-Morley. 

Avui sabem que l'explicació a aquests dos "nú-vols" donaria origen a la teoria quàntica i a la teoria dela relativitat que van revolucionar la visió del món. I

36

de fet el desembre d'aquell mateix any el físic alemanyMax Planck (1858-1947) presentava en una altra con-ferència la seva hipòtesi quàntica que desfermaria larevolució. 

Els núvols de KelvinEls dos problemes que provocaven ombres en la física delsegle XIX van donar origen a les dues grans revolucionsde la física del segle XX. El cos negre es un objecte teòric,introduït per Gustav Kirchoff l'any 1860, que absorbeix totala radiació que li arriba i la remet (no en reflecteix gens).L'estudi de la radiació d'aquest objecte havia trobat dificultatsteòriques insuperables per fer quadrar les prediccions de latermodinàmica amb les observacions, fins que el 1900 Planckva introduir la hipòtesi que la radiació no s'emet en formacontinua sinó en paquets coneguts com a quanta, la qual cosava donar origen a la teoria quàntica.Els físics nord-americans Albert Michelson i Edward Morleyvan fer un experiment l'any 1887 en el qual preteniendemostrar l'existència de l'èter, el mitjà en el qual espropagaven les ones electromagnètiques (es pensava quequalsevol ona necessitava un mitjà de propagació). Elsresultats negatius de l'experiment, difícils d'explicar en elmarc de la física clàssica, van trobar una explicació natural enla nova teoria de la relativitat d'Einstein.

 Les tres primeres dècades del segle XX van repre-

sentar una veritable i contínua revolució en les ciènci-es físiques i, de fet, és el moment en què es pot parlardel naixement de la cosmologia científica. D'una ban-da, la teoria quàntica va permetre el coneixement del'estructura interna de la matèria, una visió del micro-

37

cosmos que mai abans s'havia assolit. D'altra banda,la teoria de la relativitat va abordar l'estudi del tempsi de l'espai, de la massa i l'energia, i de les seves rela-cions, i va ser capaç de formular per primera vegadaun model matemàtic de l'Univers que anava més enllàdel coneixement limitat per les observacions. Va serdurant aquestes dècades quan es va establir la novavisió del cosmos que ha sobreviscut en gran mesurafins a l'actualitat. 

I en aquesta visió, sens dubte hi ha un nom pro-pi que destaca sobre els altres: Albert Einstein (1879-1955). Aquest científic alemany, probablement el méspopular de tots els temps, va contribuir a les dues re-volucions de la física del segle XX, però va ser l'autori impulsor en solitari d'una de les dues, la teoria de larelativitat, que va marcar un abans i un després en lacosmologia. 

L'any 1905 Einstein va publicar els resultats sobreels seus estudis al voltant de la propagació de la llum.Tenint en compte els resultats de l'experiment de Mic-helson i Morley que implicaven la constància de la ve-locitat de la llum independentment de l'observador,i aplicant el principi galileià que dos observadors enmoviment relatiu constant l'un respecte a l'altre hand'obtenir els mateixos resultats en els experiments, vaarribar a la conclusió que el temps i l'espai depeni-en de cada observador i que eren dues facetes d'unamateixa realitat, anomenada espai-temps. En un al-

38

tre dels seus articles, encara aprofundia més en aquestplantejament revolucionari i arribava a la conclusióde l'equivalència entre massa i energia, formulada enl'equació més famosa de la història: 

E = mc2 c és la velocitat de la llum, que és una constant

universal. Així doncs podem parlar de massa-energiacom una mateixa realitat que es manifesta de dues for-mes diferents. Val a dir que tots els aspectes de la te-oria de la relativitat especial o restringida concordenamb tots els experiments realitzats fins ara i constitu-eix una de les bases més sòlides de la física moderna. 

La teoria especial de la relativitat només s'aplicavaals cossos en moviment relatiu a velocitat constant.Per estendre-la als cossos amb moviment accelerat,Einstein va fer un monumental tour-de-force matemàticque va culminar amb la publicació l'any 1915 de la te-oria general de la relativitat. En ella Einstein geome-tritza la força de la gravetat: la geometria de l'espai-temps està determinada per la massa-energia. En unafamosa i afortunada frase d'un dels grans físics del se-gle XX i deixeble d'Einstein, John A. Wheeler (nascutel 1911) diu: "La matèria li diu a l'espai-temps coms'ha de corbar; l'espai-temps li diu a la matèria coms'ha de moure." En la seva teoria general, Einstein lli-gava els dos nous conceptes que havia introduït ambla teoria especial, i li atorgava a la gravetat, força que

39

domina tot l'Univers, el caràcter determinant de la se-va geometria. 

No és estrany que Einstein es plantegés ben avi-at (el 1917) la tasca d'aplicar les equacions de la teo-ria general de la relativitat a l'Univers en el seu con-junt: s'enfrontava a una tasca monumental que dona-ria origen a la cosmologia com a ciència. El problemaconceptual que Einstein afrontava era el de compati-bilitzar les seves equacions amb la imatge preconce-buda d'un Univers estàtic. Aquesta imatge estava tanarrelada que Einstein no va gosar posar-la en dubtei no es va veure en cor d'acceptar allò que resulta-va una conseqüència evident de les seves equacions:l'Univers havia de ser dinàmic, o bé en expansió o béen contracció. 

Per evitar aquest comportament, Einstein va afe-gir en les seves equacions un nou terme, anome-nat constant cosmològica: la seva missió, ad hoc, eracontrarestar l'atracció gravitatòria. En termes new-tonians, podríem dir que seria una força repulsiva,introduïda ad hoc. Així doncs, el primer model cos-mològic matemàtic era un model estàtic en el quals'introduïa la constant cosmològica per contrarestarl'atracció de tota la matèria de l'Univers. 

El mateix any, l'astrònom holandès Willem de Sit-ter (1872-1934) va publicar un altre model cosmolò-gic basat en les solucions de les equacions d'Einsteinen el qual, en cas de no tenir en compte els efectes

40

de la matèria, obtenia un model en expansió. Cap delsdos sabia que un matemàtic i meteoròleg rus, Ale-xander Friedman (1888-1925), comprovava que, sen-se introduir la constant cosmològica, les equacionsd'Einstein tenien una solució que generava un Uni-vers en expansió. 

Abans de seguir endavant, cal aturar-nos un mo-ment en la constant cosmològica, perquè tornarà asortir més endavant. Una vegada Einstein va conèixerel model de Friedman i els resultats observacionalsde Hubble, es va penedir d'haver introduït la constantcosmològica: de fet va dir que havia comès la "pífia"més gran de la seva vida. I és que certament no caliaintroduir un terme addicional repulsiu en un Universen expansió. Però la veritat és que aquest terme noha estat mai totalment abandonat pels cosmòlegs (jasigui per tradició, pel prestigi d'Einstein o per la co-moditat de tenir un terme a mà per jugar en les equa-cions) i recentment ha fet una reaparició estel·lar. Els grans telescopis i Hubble

En qualsevol cas, aquests esdeveniments teòricses produïen lluny del lloc on l'observació astronòmi-ca estava a punt de fer un salt extraordinari en el co-neixement de l'Univers. Gràcies als diners d'algunsfilantrops, enriquits pel desenvolupament econòmicproduït per l'expansió americana cap al oest, vanconstruir a Califòrnia els telescopis més grans cone-

41

guts fins aleshores, i també tenien prou diners percontractar els millors astrònoms del moment. Aquí éson entren en la història dos d'aquests astrònoms, Har-low Shapley i Edwin Hubble. Shapley (1885-1972) ésun cas molt interessant en la història de la visió del'Univers. D'una banda va contribuir a un nou salt co-pernicà en treure el sistema solar del centre de la galà-xia; a aquests efectes, va utilitzar les estrelles Cefeidescom a indicador de distància per demostrar que el Solestava a uns 26.000 anys llum del centre. Però, en can-vi, va errar en les conclusions sobre la naturalesa deles nebuloses: Shapley va defensar la idea que aquestseren objectes de la nostra galàxia. 

42

Candeles patró: les supernoves de tipus IUna candela patró és una font de llum de la qual coneixem lalluminositat intrínseca: la relació entre aquesta i la lluminositatobservada ens permet calcular la distància a la qual estroba, atès que, d'acord amb el principi de conservació del'energia, aquesta decau amb el quadrat de la distància. Lesestrelles Cefeides mostren una variació periòdica de la sevalluminositat en escales de temps de pocs dies. El que les fatant importants i útils com a candeles patró és que s'ha pogutestablir una relació matemàtica precisa entre aquest període ila lluminositat absoluta (intrínseca), la qual cosa ens permetinferir aquesta darrera mesurant el període de variabilitat. Elfenomen de les variables Cefeides correspon a la variabilitaten lluminositat i grandària d'estrelles supergegants (de 5 a 20vegades la massa del Sol). S'anomenen així perquè la primerad'aquest tipus que es va descobrir va ser una estrella de laconstel·lació de Cefeu. Amb l'observació del període de lesCefeides podem arribar a distàncies de l'ordre dels 60 milionsd'anys llum (suficient per a la nostra galàxia i les galàxies mésproperes).

 Mentre que Albert Einstein va establir el co-

mençament de la cosmologia científica, va ser EdwinHubble (1889-1953) qui li va donar carta de naturale-sa observacional. Durant els anys vint del segle pas-sat va fer una sèrie d'observacions que van canviar ra-dicalment la visió de l'Univers. Gràcies al seu desco-briment d'estrelles Cefeides en algunes nebuloses, vapoder concretar la seva distància i, com a conseqüèn-cia, determinar que aquestes nebuloses eren objectesexterns a la nostra galàxia i, per tant, galàxies en elles

43

mateixes. Només amb això ja s'hagués fet un nom enla història de la cosmologia, ja que va contribuir a di-buixar un Univers molt diferent al que s'havia dibui-xat fins aleshores. Però encara va fer més. 

Des de la segona dècada del segle passat,l'astrònom nord-americà Vesto Melvin Slipher (1875-1969) havia anat acumulant observacions espectralsde nebuloses en les quals semblava produir-se undesplaçament sistemàtic cap al vermell en les ratllesdel seu espectre: això indicava que aquests objectess'estaven allunyant. En establir-se la naturalesa ex-tragalàctica d'aquestes nebuloses, aquesta observacióadoptava una importància particular. Gràcies a les se-ves observacions i al càlcul de les distàncies utilit-zant les variables Cefeides, Hubble va poder establiruna relació entre la velocitat d'allunyament d'aquestesgalàxies i la seva distància. I en un article publicat l'any1929, va demostrar que aquesta relació era lineal 

V = H D és a dir, que la velocitat d'allunyament de les galà-

xies (V) és proporcional a la distància D (H és unaconstant anomenada de Hubble en honor al seu des-cobridor). Aquesta relació, que ha estat confirmadades d'aleshores, posa en evidència que l'Univers, elcomponent fonamental del qual són les galàxies, estàen expansió. Amb aquesta frase es pot resumir la grancontribució de Hubble. 

44

Què és una galaxiaLes galàxies són conglomerats de milions (les mésgrans tenen centenars de milions) d'estrelles que són elsconstituents bàsics de l'Univers observable. Es calcula quen'hi ha diversos centenars de milers de milions. La sevagrandària varia entre milers i centenars de milers d'anys llum.D'aquests immensos sistemes, només quatre són observablesa ull nu. El primer, i més gran, és la nostra pròpia galàxia:el magnífic espectacle que ofereix en una nit fosca la bandalluminosa que creua la volta celest i que gràficament va seranomenada Via Làctia pels romans. Avui sabem que és lanostra galàxia vista des de dintre, un immens sistema formatper uns quants centenars de milers de milions d'estrelles queadopta una forma de disc amb estructura espiral amb undiàmetre d'uns 100.000 anys llum i un gruix d'uns 1.000 anysllum.Per poder identificar els altres tres sistemes, es va haverd'esperar als anys vint del segle passat, quan es van poderutilitzar els millor telescopis del moment. Mentre quel'absoluta majoria dels punts lluminosos que veiem a ull nude nit són estrelles, n'hi ha tres que no ho són. A l'hemisferinord, a la constel·lació d'Andròmeda, hi ha una petita estrellamolt dèbil que en realitat és una immensa galàxia situada auns 2,5 milions d'anys llum i amb una grandària relativamentsemblant a la nostra. Per la seva banda, a l'hemisferi sud hiha dues nebulositats perfectament visibles a ull nu conegudescom a Núvols de Magallanes, que resulten ser dues galàxiesmés petites que la nostra situades a distàncies relativamentcurtes.

 

I va fer bang!

Així doncs, l'expansió no solament es podia de-tectar en els models teòrics sinó que era una realitat

45

observacional inqüestionable. I aquí entra l'actor quecombina totes les peces del trencaclosques amb unaidea seminal que donaria origen al model cosmològicactualment acceptat. Es tracta del físic i astrònom bel-ga, a més de capellà catòlic, Georges Lemaître (1894-1966). L'any 1931 va publicar a Nature un article onplantejava la seva "hipòtesi de l'àtom primordial", se-gons la qual l'expansió de l'Univers hauria començat apartir d'una singularitat inicial, una gran concentracióde matèria que en explotar hauria produït l'expansióposterior. En les seves xerrades públiques sobre el seumodel, Lemaître acostumava a utilitzar la imatge d'un"ou còsmic que explota en el moment de la creació".Això va facilitar el nom que posteriorment li donariaa aquest model un dels seus principals opositors, FredHoyle, que va anomenar-lo Big Bang, amb un to notan despectiu com irònic. 

La idea de Lemaître permetia encaixar tant lesdades observacionals, l'expansió, com les teòriques,la relativitat general. Però com a hipòtesi científica limancava capacitat predictiva. De fet, fins i tot les pri-meres estimacions sobre la possible edat de l'Universextretes de les dades obtingudes per Hubble, donavenun valor molt per sota de l'edat de les roques més an-tigues de la Terra, amb la qual cosa semblava que elmodel no s'aguantava gaire: no va ser fins als anys cin-quanta del segle passat que el refinament d'aquestesestimacions va fer desaparèixer el problema. 

46

En qualsevol cas, la possibilitat de fer càlculs so-bre "l'àtom primordial" quedava mancada d'un conei-xement profund de l'estructura del nucli atòmic, atèsque a l'inici la matèria hauria d'haver estat concentra-da amb unes densitats que només coneixem en el nu-cli atòmic. Però aquest coneixement estava a punt deproduir-se durant els anys trenta amb el desenvolupa-ment de la física nuclear: l'any 1932 es descobria elneutró i començava l'estudi del nucli i de les reaccionsnuclears. 

I és aquí on apareix el pare real de la teoria del BigBang. George Gamow (1904-1968), un físic ucraïnès,havia estat alumne d'Alexander Friedman a Leningraddurant un temps. Al final dels anys vint va estudiaramb Bohr a Copenhaguen, on va conèixer tots elsgrans protagonistes de la revolució quàntica. L'any1933 es va exiliar als Estats Units, on va començar atreballar en física nuclear. L'any 1948 va publicar, jun-tament amb els seus estudiants Ralph Alpher (nascutel 1921) i Robert Herman (1914-1997), uns articles enels quals calculaven les reaccions nuclears que es pro-duirien en un model com el de Lemaître. Una de lesprediccions d'aquest model era que les proporcionsdels elements químics més elementals (hidrogen i he-li) s'ajustaven amb una aproximació notable a les pro-porcions observades en l'Univers. L'altra predicció,que a la llarga seria decisiva per establir el model coma nou paradigma, era que l'Univers havia de conservar

47

una temperatura residual producte d'aquest fenomenexplosiu inicial. La veritat és que, en el seu moment,aquests articles van passar sense pena ni glòria, i comveurem, els científics que van detectar aquesta tempe-ratura residual, ho van fer sense buscar-la. 

El mateix any en què Gamow publicava els seusresultats, a Cambridge (Anglaterra) es publicava unaaltra teoria sobre com podria explicar-se l'expansióque a aquestes alçades tothom considerava un fet evi-dent. Aquesta teoria va rebre el nom de teoria del'estat estacionari, segons la qual l'Univers no haviatingut un principi, com en el Big Bang: era doncs in-finitament vell i havia tingut sempre el mateix aspec-te, encara que estava expandint-se. Per fer compatibleambdues coses, cal que es creï matèria constantmentper omplir l'espai que va quedant buit entre les galà-xies. 

La proporció de matèria que cal crear per contra-restar l'expansió és tant petita (aproximadament unàtom d'hidrogen per any i per metre cúbic; molt me-nor que el millor dels buits que es pot crear en un la-boratori) que fa molt difícil la seva detecció. La teo-ria va ser obra de Fred Hoyle (1915-2001), HermannBondi (1919-2005) i Thomas Gold (1920-2004), ambaportacions posteriors de l'astrofísic hindú JayantNarlikar (nascut el 1938). 

La controvèrsia entre els dos models va contri-buir de manera notable a la transformació de la cos-

48

mologia científica que, de ser una disciplina fona-mentalment matemàtica, va passar a ser una brancade la física, en la qual la confrontació dels modelsteòrics amb les observacions tindria un paper fona-mental, ja que les dues teories alternatives podien,en principi, ser validades per observacions astronò-miques. Certament, a finals dels anys quaranta, lesprediccions d'aquests models semblaven difícilmentcontrastables. Però una nova branca observacional del'astronomia, la radioastronomia, que estava desen-volupant-se en aquells anys (en gran mesura a partirde l'experiència en el radar durant la Segona GuerraMundial), va tenir un paper fonamental. 

Les primeres evidències observacionals en contrade la teoria de l'estat estacionari van provenir preci-sament de radioastrònoms britànics. Observant fontsllunyanes d'ones de ràdio, i per tant l'Univers primitiu,van posar en evidència que la seva distribució era dife-rent que les de les més properes, i per tant d'aquí infe-rien que hi havia una evolució en l'Univers: això con-cordava molt millor amb el Big Bang que amb l'estatestacionari. El debat va ser dur, des de tots els puntsde vista, durant anys. Però el cop de gràcia, a favor delBig Bang, el va fer també la radioastronomia, aquestcop a l'altre costat de l'Atlàntic. 

  

49

El gran descobrimentEl descobriment que va marcar un punt d'inflexió

en la cosmologia és, per moltes raons, un dels mo-ments més interessants de la història de l'astronomia.En primer lloc és un dels exemples clàssics de seren-dipitat: trobar alguna cosa inesperadament quan sen'està buscant una altra. A més és un dels primersgrans descobriments fets en astronomia en longitudsd'ona no visibles; de fet el fenomen només pot és-ser observat en ones de ràdio. Si el model del BigBang és correcte, constitueix la relíquia més antiga del'Univers, atès que correspon a un moment (al voltantd'uns 300 mil anys després del Big Bang) en què lamatèria i la radiació es van desacoblar per primer cop.I, last but not least, ja ha donat dos Premis Nobel deFísica, els anys 1978 i 2006. 

La realitat és que la predicció de Gamow i els seusestudiants, segons la qual si es va produir una gran ex-plosió inicial, hi hauria hagut d'haver una temperaturaromanent, va passar desapercebuda durant més d'unadècada. Curiosament, els únics astrònoms que van fercas a aquestes prediccions, estaven començant a bus-car-la experimentalment a Princeton, a unes desenesde quilòmetres d'on es va fer el descobriment. Siguicom sigui, el cas és que l'honor ha quedat per a Ar-no Penzias i Robert Wilson, dos físics que l'any 1964estaven treballant en una nova antena de comunicaci-

50

ons per als Laboratoris Bell de Nova Jersey. Desprésde molt temps identificant les diferents fons de radia-ció que podien afectar les comunicacions (turmentes,motors elèctrics, el Sol, la galàxia), els restava una fontde radiació d'origen no identificat, que no depenia del'orientació de l'antena i que era equivalent a una tem-peratura d'uns tres graus. Sense saber el significat delque havien trobat van comentar el fet a un col·legaque sí que coneixia la predicció de Gamow, i aquestels va posar en contacte amb el grup de Princeton,que sabia el que buscava. Finalment van decidir pu-blicar en paral·lel dos articles, que van aparèixer l'any1965, en els quals es comunicava al món el descobri-ment. L'any 1978, Penzias i Wilson van rebre el PremiNobel de Física. 

Les conseqüències per al debat entre el BigBang i l'estat estacionari van ser immediates. Un mo-del que podia explicar l'expansió, que podia expli-car l'abundància dels elements més importants del'Univers i que, a més, feia una predicció que aca-bava observant-se era un excel·lent candidat a noumodel. Les poques esperances dels escassos partida-ris de l'estat estacionari es van esfumar: la seva teo-ria podia explicar l'expansió i, fent mans i mànigues,l'abundància d'elements, però no havia previst en ab-solut la radiació de fons. De poc va servir que Hoy-le i Narlikar adduïssin que hi havia explicacions alter-natives per a la radiació de fons. Pocs han estat des

51

d'aleshores els estudiants que han volgut arriscar lesseves carreres apostant per un altre model que no fosel Big Bang: després de 1965 les alternatives es vananar quedant sense públic. 

52

LA TEORIA DEL BIG BANG

Com a tota bona teoria científica, el model del BigBang es va construir a partir d'hipòtesis que es gene-ren per explicar observacions o experiments i que ala vegada generen prediccions que s'han de contrastarper mitjà de l'observació. No va ser un procés lineal, ila idea primitiva d'una explosió inicial amb una expan-sió posterior en la qual es van anar formant les estruc-tures que avui coneixem no tenia prou consistènciacom per fer front al nombre creixent de dades obser-vacionals que anava proporcionant l'astronomia mo-derna. El que avui anomenem Big Bang és un modelmés sofisticat i també sorprenent, en el qual la teoriai l'observació s'entrellacen. 

Com explicar tres problemes

A partir de la dècada dels setanta del segle pas-sat, el model del Big Bang es va convertir en el pa-radigma en el marc del qual treballen els cosmòlegs.En els quaranta anys posteriors a la seva consagra-ció, el model ha estat sotmès a un cúmul de novesdades observacionals que aflueixen dels nombrosostelescopis operatius. La primera gran "operació de ci-

53

rurgia" que va haver de patir el model per adaptar-sea les noves observacions porta el nom d'inflació i vaser introduïda l'any 1981 pel físic nord-americà AlanGuth (nascut el 1947). Durant els anys 70, un crei-xent nombre de cosmòlegs es va adonar que un mo-del senzill com el Big Bang necessitava unes condici-ons inicials molts rebuscades (i per tant improbables)per explicar tres problemes: el problema de l'horitzó,el problema de la planor de l'Univers i el problemadels monopols. 

El problema de l'horitzó és senzill de formular.En el model del Big Bang hi ha regions de l'Universque no han estat mai en contacte entre si; en canvi,quan observem en diferents direccions veiem un Uni-vers amb les mateixes propietats. ¿Com és possibleque regions que no han estat en contacte "es posind'acord" per tenir les mateixes condicions o condici-ons semblants? 

El problema de la planor és una mica més com-plex. S'observa que la densitat mitjana de l'Universés molt propera a la densitat que hauria de tenir sifos perfectament pla (recordem que en la teoria dela relativitat general la massa-energia determina la ge-ometria): és molta casualitat, atès que es pot demos-trar que en un Univers en expansió la densitat s'hauriad'allunyar d'aquest valor, a no ser que inicialment fosexactament igual a aquesta densitat crítica. 

54

El tercer problema és encara més sofisticat iprové dels coneixements desenvolupats per la teoriaquàntica al llarg del segle XX: la idea fonamental ésque si aquesta teoria és correcta en l'Univers primitiu,a altíssimes densitats i temperatures, s'haurien d'haverproduït un nombre elevat de partícules anomenadesmonopols que, simplement, no s'observen. 

Guth va poder solucionar els tres problemesd'una sola tacada. Si suposéssim que en els seusprimers instants l'Univers hagués estat sotmès a unpetit interval d'expansió molt accelerada (la infla-ció), tot encaixaria. En realitat, el "truc" és què totl'Univers observable va estar en contacte en un mo-ment determinat (la qual cosa soluciona el problemade l'horitzó); una conseqüència de la inflació és quel'Univers té una densitat crítica (la qual cosa solucionael problema de la planor), i a més en el procés infla-cionari els monopols que poden haver-se format esdestrueixen. L'"operació" de Guth va arreglar els tresproblemes de cop i va ser ben rebuda per la comunitatcosmològica. A més, va marcar el maridatge defini-tiu entre l'estudi del microcosmos i del macrocosmos,dues disciplines que havien conviscut divorciades desde Aristòtil: des d'aleshores la cosmologia és un ter-reny d'interacció natural entre la física de partícules il'astronomia. 

Val a dir que, malgrat que es va introduir la ideaque l'Univers va experimentar una època inflacionària

55

(que va durar un interval de temps minúscul) per talde solucionar els problemes observacionals que pre-sentava el senzill model d'explosió inicial i expansióposterior, la teoria també té una justificació física. Sa-bem que la matèria, en passar entre els seus diferentsestats (sòlid, líquid, gas), experimenta el que es coneixcom a transició de fase: mentre que els canvis en lesdiferents variables físiques (temperatura, pressió, etc.)són continus al llarg de l'evolució dins un mateix estat,en produir-se el canvi d'estat hi ha propietats físiquesque experimenten canvis bruscs. 

El mecanisme de la inflació còsmica correspon-dria a una transició de fase, encara que no de la matè-ria tal com la coneixem en l'actualitat sinó de la sopaquàntica que constituïa l'Univers després de l'instantinicial: al final d'aquest canvi de fase l'Univers passa aun nou estat que és el que coneixem actualment. Laidea inicial de Guth va ser refinada posteriorment pelsfísics nord-americans Andreas Albrecht i Paul Stein-hardt i pel rus Andrei Linde. 

Així doncs, el model, a més de solucionar els pro-blemes esmentats, és capaç de fer prediccions obser-vables sobre com seran les fluctuacions que hauriendonat origen, per col·lapse gravitatori posterior, a lesestructures que observem actualment i que hauriendeixat la seva empremta en la radiació de fons. Enaquest sentit, el model inflacionari ha anat superanttots els tests observacionals que s'han dut a terme fins

56

ara i forma una part sòlida del paradigma cosmològicacceptat. 

La massa fosca

Un preu significatiu que s'ha pagar per "arreglar"els problemes del Big Bang amb la introducció de lainflació, és que en el nou Big Bang inflacionari la den-sitat de massa-energia de l'Univers ha de ser exacta-ment igual a una quantitat perfectament calculable enla relativitat general, la densitat crítica. Així doncs te-nim una primera predicció del model que s'enfrontavaa alguns problemes. 

Quan es va plantejar la inflació, la matèria obser-vada en l'Univers estava lluny (en un factor proper a100) de poder donar compte de tota la massa necessà-ria per obtenir la densitat crítica. Però val a dir queaixò no semblava preocupar la majoria d'astrònoms,perquè des de feia molts anys se sabia que hi haviauna gran quantitat de matèria que no es podia obser-var però que hi havia de ser per mantenir lligades lesgrans estructures galàctiques. 

Ja en els anys trenta del segle passat, l'astrònomnord-americà d'origen suís Fritz Zwicky (1898-1974)havia posat en evidència que, en alguns cúmuls, lesgalàxies anaven massa de pressa perquè el cúmul fosestable, si només teníem en compte la massa obser-vada en aquest. Tant si és perquè Zwicky era un per-sonatge una mica excèntric com perquè ningú no va

57

voler argumentar en contra ni pensar en les implica-cions, el fet és que no se li va prestar massa atenció ino va ser fins als anys setanta que algú va recordar que"Zwicky ja ho havia dit". Sigui com sigui, el problemade la "massa fosca" havia estat plantejat abans que elscosmòlegs en fessin esment. 

A més, aquest efecte també havia estat posat enevidència per Vera Rubin (nascuda el 1928), una as-trònoma encantadora de la que ningú podia dir quetenia el mal caràcter de Zwicky. Durant els anys se-tanta, Rubin va anar acumulant evidències del fet queles galàxies espirals tenien una rotació massa ràpidaper ser estables gravitatòriament, a no ser que contin-guessin més massa de la que observàvem. En el ma-teix problema que havia plantejat Zwicky però ara enmés casos i en un entorn més conegut com eren lesgalàxies espirals (com la nostra). També van ser ma-joria els que van mirar cap a un altre costat. El pro-blema de la massa fosca començava a ser inquietant. 

Curiosament, van ser els teòrics (i no els obser-vadors) els que van fer vessar el got. James Peebles(nascut el 1935) i Jeremiah Ostriker (nascut el 1937),dos dels cosmòlegs mes prestigiosos i encara en ac-tiu actualment, van publicar l'any 1973 un article enel qual demostraven matemàticament que els discs deles galàxies espirals no podien ser estables gravitatòri-ament, a no ser que hi hagués un halo esfèric de matè-

58

ria que els envoltés i contribuís a aquesta estabilitat.La massa fosca era necessària. 

Així doncs, quan la inflació que va apuntalaral Big Bang va necessitar més massa de la ques'observava, tothom va estar disposat a escoltar i a ac-ceptar que la diferència entre la densitat de matèriaobservada i la densitat crítica (predicció de la inflació)era deguda a la massa fosca. De manera que la majo-ria dels cosmòlegs accepten com un fet que la densi-tat de l'Univers és la crítica i que hi ha d'haver massafosca. La naturalesa d'aquesta massa fosca és, però,desconeguda. 

En les dues darreres dècades són moltes les cer-ques que s'han fet, tant en observacions astronòmi-ques com en laboratoris terrestres, per trobar candi-dats a aquesta massa fosca. La situació actual és que éspràcticament segur que aquesta massa fosca no cor-respon a matèria bariònica, i per tant ha de ser matèria"exòtica" d'algun tipus encara no descobert (els bari-ons, del grec "pesat", són les partícules que formen lamatèria atòmica que coneixem). 

Segons les estimacions actuals la quantitatd'aquesta matèria exòtica representa el 22 per cent del'Univers, mentre que la matèria bariònica és nomésdel quatre per cent. El mateix model del Big Bang po-sa un límit molt estricte a la quantitat de matèria ba-riònica que hi pot haver en l'Univers i que no pot su-perar el quatre per cent de la matèria total. Altrament

59

no es podria explicar la producció dels elements quí-mics originals, en particular d'un isòtop de l'hidrogenanomenat deuteri. La quantitat observada de deuteriés una de les limitacions observacionals en qualsevoljoc de paràmetres del Big Bang. 

Els cosmòlegs distingeixen entre tres tipus dematèria fosca exòtica, segons la velocitat de les sevespartícules. Si aquesta és ultrarelativista (velocitats pro-peres a la de la llum) l'anomenen calenta (HDM, perHot Dark Matter); si és elevada, encara que claramentper sota de la velocitat de la llum, l'anomenen tèbia(WDM, per Warm Dark Matter); i si les velocitats sónbaixes l'anomenen freda (CDM per Cold Dark Mat-ter). Hi ha diferents candidats per a cada una de les ca-tegories, algunes ja observades com el neutrino (queseria HDM) i altres com el fotino, el gravitino (WDM)o el neutralino (CDM), que no s'han observat encaraperò que son previstes per algunes teories de partícu-les. Les observacions i els resultats de les simulacionsen supercomputadors semblen decantar-se cap a laCDM, però no hi ha res tancat. 

Hem dit que el quatre per cent del contingut del'Univers és matèria "normal", i el 22 per cent és matè-ria "exòtica". ¿I l'altre 74 per cent? Aquesta és una deles altres sorpreses dels darrers anys. 

  

60

L'energia fosca

La quantitat de matèria de l'Univers determina laseva geometria. Per tant, estudiant-ne una es pot tenirinformació sobre l'altra. Per aquesta raó, durant la se-gona part dels anys noranta dos equips internacionalsd'astrònoms van endegar sengles programes per me-surar les majors distàncies obtingudes fins al momenta través de les supernoves de tipus I. 

El seu objectiu era poder mesurar el nivell dedesacceleració de l'expansió de l'Univers al llarg dela seva història: l'expansió s'hauria d'anar desaccele-rant per efecte de l'autogravitació de tota la matèria del'Univers. Per dur-ho a terme, cal arribar a distànciesmolt llunyanes (i, per tant, temps passats en la històriade l'Univers). El 1998 es van publicar els resultats i lasorpresa va ser majúscula: no solament no observa-ven desacceleració, sinó que l'Univers s'estava accele-rant! Vet aquí que reapareix la constant cosmològicaque Einstein havia qualificat de "pífia". 

61

Candeles patró: les supernoves de Tipus IUna supernova és una explosió que marca el final de la vidad'una estrella. Segons el fenomen que dóna origen a aquestaexplosió, les supernoves es classifiquen en dos tipus, conegutscom a I i II i diferenciables a partir de l'espectre de la llum.En les supernoves de tipus I l'estrella original és una nanablanca que té una companya gegant vermella de la qual vaacretant material fins que supera un límit en el qual la forçade la gravetat és fa més forta que totes les altres i l'estrellacol·lapsa literalment i desferma unes reaccions nuclears queprovoquen deflagració que destrueix l'estrella i produeix tantaenergia com la d'una galàxia sencera en qüestió de dies osetmanes. En les supernoves de tipus II el procés es produeixa partir d'una estrella amb molta més massa que el Sol, enla qual és la seva gravetat la que venç totes les altres forcesi acaba produint una deflagració d'una magnitud similar a lad'una supernova de tipus I. La importància de les supernovesde tipus I, com a candeles patró, rau en que en un subtipus deles mateixes (les anomenades Ia) s'ha pogut determinar quehi ha una relació matemàtica precisa entre el temps del seudecaïment i la seva lluminositat absoluta. El gran avantatgede les supernoves és la seva gran lluminositat, la qual cosaens permet observar-les fins a distàncies molt més grans queles Cefeides. El gran desavantatge és que mentre que lesCefeides són objectes coneguts i estables en escales humanes,les supernoves són imprevisibles en aquestes escales i calenprogrames observacionals molt sofisticats per detectar-les ifer-ne el seguiment.

 En aquests moments, nou anys després d'aquesta

sorprenent troballa, ningú no sap què és aquesta"energia fosca" (així se l'ha anomenat) que té l'efected'una força repulsiva. Se sap quanta n'hi ha d'haverper tal que el model del Big Bang sigui coherent: el

62

74 per cent del contingut energètic total de l'Univers.És a dir, gràcies a la inflació, el model del Big Bangté bona salut, ha estat d'acord amb les dades dins delslímits observacionals i ha anat superant tota la mu-nió de dades d'interès cosmològic que proporcionenels nombrosos i sofisticats instruments disponibles enl'actualitat. Tot això al preu de no saber en què con-sisteix el 96 per cent de l'Univers! Sabem algunes coses

La veritat, però, és que sabem algunes coses sobreaquesta energia fosca. Sabem que ha de tenir una dis-tribució força homogènia en tot l'Univers, que no ésmassa densa i que només interactua a través de la gra-vetat. Les últimes dues propietats fan que sigui moltdifícil detectar-la en experiments de laboratori. Qual-sevol altra consideració és, a hores d'ara, especulativa.De moment, però, s'han plantejat dues explicacionsalternatives. 

Una seria que l'energia fosca és perfectamentequivalent a la constant cosmològica introduïda, re-cordem-ho, de forma ad hoc per Einstein en les sevesequacions per descriure l'Univers. Això equival a dirque és una energia associada a la mateixa existència del'espai; per això, de vegades, es parla també d'energiadel buit. Aquesta energia del buit exerceix una pressiónegativa i per aquesta raó provoca una força repulsivaque seria la causant de l'acceleració en l'expansió. 

63

El motiu pel qual la pressió és negativa és fàcild'entendre amb una analogia termodinàmica d'un gasclàssic. Si tenim gas en un recipient ocupant un vo-lum, aquest gas exerceix una pressió positiva que ten-deix a fer augmentar el volum refredant el gas, per laqual cosa aquest perd energia. Però si el que tenimés el buit i aquest té energia, un augment del volumfarà augmentar l'energia continguda; si un augmentde volum suposa un increment de la energia interna,això vol dir que la pressió ha de ser negativa. Val a dirque el concepte d'energia del buit no és estrany a lateoria quàntica: aquesta preveu l'existència de fluctu-acions de matèria-energia en el buit. El problema ésque l'energia del buit associat a aquestes fluctuacionshauria de ser d'un ordre de magnitud extraordinàri-ament més gran que l'observat en l'energia fosca: nimés ni menys que un 1 seguit de 120 zeros vegadesmés gran! 

Algunes teories permeten establir que la constantcosmològica predita per la teoria quàntica sigui ex-actament zero, cancel·lant de manera exacta l'energiadel buit associada a les fluctuacions quàntiques, peròa data d'avui ningú sap com explicar que no sigui ex-actament zero sinó 120 ordres de magnitud menorque les prediccions de la teoria (molts físics conside-ren aquest desacord com el més escandalós que s'haproduït mai entre teoria i observació o experiment).Val a dir, en qualsevol cas, que si l'energia fosca és

64

deguda a una constant cosmològica, la seva equaciód'estat (relació entre la pressió i la densitat) seria cons-tant i homogènia en tot l'Univers. 

Si la constant cosmològica és una explicació sen-zilla però difícil d'acomodar amb el model estàndardde la física de partícules, l'altra alternativa que esplanteja és l'anomenada quinta essència (en recordde l'èter aristotèlic). La quinta essència és un campd'energia que es pot descriure per una equació d'estatamb una pressió negativa (i per tant una força repulsi-va), però en aquest cas l'equació d'estat varia en l'espaii en el temps. 

Encara són poques les dades experimentals quees tenen a l'abast per delimitar l'equació d'estat del'energia fosca però els primers indicis apunten a laconstant cosmològica, i per tant a la reivindicació dela "pífia" d'Einstein. Com que aquesta constant cos-mològica s'acostuma a designar pel símbol de la lletragrega majúscula lambda, el model de Big Bang inflaci-onari que compta amb un major predicament avui diaés el lambda-CDM (és a dir amb matèria fosca fredai constant cosmològica) també conegut amb el nomde model concordant. 

65

LES BASES OBSERVACIONALS

El descobriment de la radiació de fons de micro-ones va ser l'observació que va consagrar el Big Bangcom a model de la cosmologia científica. L'estudid'aquesta radiació continua sent en gran mesura lapeça clau per anar refinant i consolidant el model,però les tècniques astronòmiques modernes han anataportant altres observacions, que constitueixen pecesbàsics en els tests a què està sotmès el Big Bang. 

La radiació de fons

Després de les primeres observacions amb ante-nes que operen a freqüències determinades, la cons-tatació que l'espectre de la radiació era exactament eld'un cos negre i, per tant, encaixava amb les predic-cions del Big Bang, va haver d'esperar el satèl·lit CO-BE (Cosmic Background Explorer, 1989-1996), queva demostrar que l'ajust amb un cos negre a una tem-peratura de 2,725 graus era perfecte. 

El segon gran resultat del COBE va ser queaquesta radiació presentava variacions al llarg de lavolta celest, de l'ordre d'una part entre cent mil, quecorresponien a les fluctuacions en el moment de la re-

66

combinació. Aquestes petites inhomogeneitats dona-rien origen posteriorment a les estructures que obser-vem actualment (galàxies i cúmuls de galàxies). L'èxitva ser tant aclaparador que va proporcionar als seusinvestigadors el Premi Nobel de Física de l'any 2006. 

Un segon satèl·lit més precís, WMAP (WilkinsonMicrowave Anisotropy Probe, 2001) va confirmar lestroballes del COBE i, a més, els seus resultats corro-boren les prediccions dels models inflacionaris, tantpel que fa a les fluctuacions inicials, com a les esti-macions d'una edat de l'Univers de 13.700 milionsd'anys (amb un error possible de més o menys 200milions d'anys) i la composició percentual dels tresgrans components de matèria ordinària, fosca i ener-gia fosca. 

El 2008 es llençarà un tercer satèl·lit, anomenatPlanck, que s'espera que aporti noves claus per posara prova els models més precisos. Quaranta anys des-prés del seu descobriment, la radiació de fons conti-nua sent el banc de proves clau de la cosmologia mo-derna. 

L'estructura de l'Univers a gran escala

Les galàxies s'agrupen formant grups i cúmulsque van des d'uns pocs membres a uns quants mi-lers: són estructures d'una grandària entre milions idesenes de milions any llum, que constitueixen els ob-jectes gravitatòriament lligats més grans de l'Univers.

67

Aquests cúmuls es presenten agrupats formant su-percúmuls, que determinen una estructura filamento-sa de l'Univers observable a gran escala, amb gransarestes i parets de centenars de milions d'anys llum degrandària, buits immensos d'aquesta mateixa grandà-ria on gairebé no s'hi troben galàxies i vèrtexs en elsquals trobem els grans cúmuls amb milers de galàxi-es. 

Aquesta estructura és una relíquia del procésde formació de les galàxies a partir de les primeresinhomogeneïtats i per tant el seu estudi té un elevatvalor cosmològic com a dada observacional de pri-mer nivell per contrastar tant la teoria com les simu-lacions de l'evolució de l'Univers que es realitzen ensupercomputadors. Els surveys que actualment estanen marxa (com ara l'Sloan Sky Digital Survey) per-meten conèixer l'estructura detallada en tres dimensi-ons d'una porció significativa de l'Univers observablea partir de la determinació del redshift, i per tant de ladistribució de més d'un milió de galàxies. 

Les lents gravitatòries

Des de la relativitat general d'Einstein sabem quela gravetat corba l'espai-temps i per tant que la llumd'objectes llunyans pots ser desviada en el seu camíper grans quantitats de matèria; és el fenomen cone-gut com a lent gravitatòria, predit pel mateix Einstein,però que no va ser observat en la pràctica fins a finals

68

dels anys setanta del segle passat. Actualment és unade les eines fonamentals per detectar grans quantitatsde matèria fosca. Observant els objectes més massiusde l'Univers (els cúmuls rics amb milers de galàxies)es pot veure la distorsió de la llum de les galàxies defons que passa a través del cúmul formant imatgesdistorsionades d'aquestes galàxies de fons. Això enspermet no solament estudiar-les sinó deduir la massafosca continguda en els cúmuls i la seva distribució. 

Les supernoves

Ja hem vist la importància que té l'observacióde les supernoves com a veritables fars que ensinformen sobre les distàncies entre les galàxies i,com a conseqüència, d'un resultat tan inesperat coml'acceleració en l'expansió de l'Univers. L'observaciósistemàtica d'un gran nombre de supernoves hau-ria de permetre estudiar l'evolució de la densitatde l'Univers i aportar claus sobre la naturalesa del'energia fosca. Però per això cal un projecte com elfutur satèl·lit SNAP (SuperNova Acceleration Probe)que podrà observar milers de supernoves i que a ho-res d'ara encara està en fase de projecte. 

Actualment l'observació de supernoves en galà-xies llunyanes, pel seu caràcter impredictible, reque-reix una complicada coordinació logística que en lapràctica limita les observacions a una dotzenes l'any. 

69

El bosc Lyman-Alpha

L'emissió que rebem dels quàsars, que són "ob-jectes d'interès cosmològic", passa través del mitjàintergalàctic i, per tant, dels núvols d'hidrogen neu-tre que hi abunden. En l'espectre d'aquesta radiacióhi podem trobar les ratlles d'absorció per hidrogen.Com que aquests núvols es troben a diferents distàn-cies (i redshifts) aquestes ratlles d'absorció formen un"bosc" en l'espectre de la radiació dels quàsars. 

La posició i la grandària d'aquestes ratlles ensproporcionen informació sobre la distribució dematèria a gran escala de l'Univers i la seva evolució.Els quàsars ens proporcionen així una eina cosmolò-gica de gran valor per estudiar l'evolució de l'Universi la distribució de matèria. 

Noves observacions

Els nous instruments, les noves tècniques obser-vacionals i la imaginació dels astrònoms proporcionacontínuament noves observacions i tests als quals sesotmet el Big Bang. Algunes de les més recents sónl'observació de l'hidrogen neutre primordial (anteri-or a la formació d'estrelles i galàxies, en l'anomenadaEdat Fosca) i els experiments proposats amb onesgravitatòries. Aquestes tècniques i observacions estanavui encara en el límit del que es pot assolir però sens

70

dubte aniran obrint noves finestres del coneixementen un futur proper. 

Acceleradors de partícules

Segurament una de les partides més interessantsi significatives per al futur del Big Bang i de la físicaen general es jugarà en el món del microcosmos. Lesmirades de tota la comunitat científica estan posadesen el nou Large Hadron Collider (LHC), que entrarà enservei l'any 2008 a Ginebra. 

A més de posar a prova les parts més especulati-ves del model estàndard, són molts els físics que pen-sen que el LHC pot aportar claus definitives per alconeixement de la matèria fosca i tal vegada tambéde l'energia fosca. Qualsevol avenç en aquesta direc-ció, com també en la unificació de la gravetat amb lesaltres forces, pot proporcionar informació molt valu-osa per al coneixement sobre l'origen i l'evolució del'Univers. 

71

UNA HISTÒRIA DE L'UNIVERS

Com a model científic, el Big Bang té capacitatpredictiva i per tant de les observacions i dels mo-dels teòrics podem extrapolar el passat i el futur perdelinear com ha estat la història de l'Univers des del'instant inicial, saber què podem observar avui i pre-dir quin serà el seu destí. 

Mirar enrere cap endavant

El coneixement actual de la física de les partícu-les i les seves interaccions permet esbrinar la històriade l'Univers des d'una fracció de temps extraordinà-riament minúscula després del Big Bang fins a l'èpocaactual. 

Durant el segle passat, la física va anar acu-mulant evidències que totes les interaccions (for-ces) de la natura es redueixen a quatre tipus. Duesd'aquestes interaccions les experimentem en la vidadiària i ja eren conegudes al segle XIX, la gravitatòriai l'electromagnètica, la primera estudiada per Newtoni posteriorment per Einstein en la relativitat general,i la segona producte del geni de Maxwell en conjugar

72

els fenòmens elèctrics i magnètics en una formulacióunificada. 

Les altres dues, descobertes durant el segle XX,són forces nuclears i per tant alienes a la nostra ex-periència diària: són la força forta, responsable de lesinteraccions que mantenen unit el nucli atòmic ambprotons i neutrons, i la força dèbil, responsable dela desintegració radioactiva espontània. Val a dir queel procés d'unificació de les interaccions iniciat perNewton (la força que manté lligada la Terra a la Llunaés la mateixa que fa caure una poma) i continuada perMaxwell amb la força electromagnètica, va continuaral llarg del segle XX: avui sabem que la força electro-magnètica i la dèbil són manifestacions d'una únicainteracció (anomenada electrodèbil) i el mateix mo-del estàndard ofereix un marc d'unificació també ambla força nuclear forta. Però avui encara ens mancauna formulació unificada d'aquestes tres forces ambla gravetat: les primeres, en el model estàndard, sónobjecte de la teoria quàntica i la darrera de la relativitatgeneral i encara no s'ha arribat a una teoria quànticade la gravetat. 

A més de les interaccions, la física de partículesha assolit també un marc unificat per a la matèria or-dinària que forma l'Univers conegut (i que en el modeldel Big Bang, recordem-ho, és només el 4 per cent delcontingut total de l'Univers). Segons el model estàn-dard hi ha bàsicament dos tipus de matèria: els quarks

73

i els leptons. Els primers constitueixen les partícu-les pesades que formen el nucli atòmic, els protons iels neutrons, mentre que els segons són els conegutselectrons, però també altres tipus de partícules mésexòtiques com ara els neutrins. 

El model estàndard, completat a començamentsdels anys setanta del segle passat com a culminacióde dècades de treballs teòrics i descobriments expe-rimentals, forma un tot coherent però incomplet del'estructura de la matèria coneguda i les seves interac-cions. Coherent perquè és capaç d'explicar gairebétots els processos físics i químics coneguts i ha asso-lit grans èxits amb prediccions que s'han confirmaten sofisticats experiments; incomplet perquè a mésde la manca esmentada d'inclusió de la gravetat enl'esquema hi ha moltes altres raons teòriques i obser-vacionals (aquestes provinents bàsicament de la cos-mologia dins el model del Big Bang) que ens indiquenque el model estàndard encara no és la TOE (acrò-nim de Theory of Everything, teoria total) que cerquenels físics. Tres grans períodes

En qualsevol cas, amb el model estàndard i en elmarc del Big Bang, podem anar molt enrere en elscàlculs (i fins i tot especulacions) de com ha evoluci-onat l'Univers des de l'inici. En la pel·lícula d'una ex-pansió continuada que va refredant la gran explosió

74

inicial, podríem distingir tres grans períodes que ano-menarem primitiu, físic i astronòmic. Aquests nomssón arbitraris però volen reflectir el nostre coneixe-ment. 

El període primitiu, que va des de l'instant inicialfins al final de la inflació, descansa gairebé exclusiva-ment en l'àmbit de l'especulació i és més el que des-coneixem que el que podem assegurar que va succeir:coneixem els grans trets però no els detalls. El segon,que arriba fins al moment en què comencen a for-mar-se les primeres estructures astronòmiques cone-gudes, es basa en la física coneguda dins del modelestàndard i per tant hi ha proves teòriques i observaci-onals sòlides que recolzen la història que s'hi explica.El tercer, que arriba fins al present, es troba fonamen-tat en les observacions cada vegada més nombrosesi sofisticades que ens proporcionen els instrumentsastronòmics actuals i en models i càlculs sòlids sobrel'evolució estel·lar i la física gravitatòria que formenpart del coneixement astronòmic actual. 

La física actual encara no ens permet conèixerquè és el que va succeir exactament en el període pri-mitiu, que va durar un instant de temps inimaginable-ment petit (una centèsima de quintilionèsima de se-gon, o el que és el mateix, una xifra que s'expressa ensegons amb un 1 precedit per 32 zeros!). Però podemespecular. 

75

Primerament va tenir lloc l'anomenada època dePlanck (només deu bilionèsimes parts del període pri-mitiu!: un 1 precedit per 43 zeros) en què les quatreforces conegudes (també la gravetat) van ser una desola. Quan tinguem una Teoria Quàntica de la gra-vetat hauríem de ser capaços d'aixecar aquest darrer"vel" que ens hauria de deixar veure el moment ma-teix del "part" del nostre Univers (tal vegada des d'unaaltra dimensió?). 

A continuació tindríem l'època GUT (acrònim deGrand Unified Theories), que dura fins a un 1 prece-dit de 35 zeros, i que comença amb la separació entrela gravetat i les altres tres forces i acaba amb la sepa-ració de la força forta de l'electrodèbil. 

La tercera època d'aquest període és precisamentla inflació: un període molt petit de temps (de totamanera representa pràcticament el 99,9 per cent detot el període primitiu) en el qual l'Univers creix engrandària uns trenta ordres de magnitud. Per fer-nosuna idea del que això significa, és com si en aquestínfim interval de temps un pèsol creixes fins als ex-trems de la nostra galàxia. Com hem vist més amunt,aquest sensacional esdeveniment es capaç d'explicartot el que observem a continuació. 

Una vegada acabada la inflació tenim un Universen expansió format per un plasma de quarks, leptonsi gluons (les partícules que trameten la força nucle-ar forta) que interactuen els uns amb els altres. El

76

període físic, en el qual podem seguir esdevenimentsconeguts en els nostres models i laboratoris, començaamb l'anomenada època electrodèbil, al final de laqual (només ha transcorregut una bilionèsima de se-gon des de l'inici) se separen la força electromagnè-tica i la dèbil i per tant les quatre forces conegudesadopten la seva configuració actual. 

Segueix l'època dels quarks (fins a una milionèsi-ma de segon des de l'inici) en la qual dominen aques-tes partícules que en l'Univers actual no es trobenaïllades sinó formant part de partícules com el protói el neutró. Això és el que succeeix en l'època hadrò-nica (fins a 1 segon des de l'inici) en què els quarkss'agrupen amb els gluons i formen els hadrons, lespartícules que experimenten la força nuclear forta;en aquesta època també es produeix un altre esde-veniment significatiu com és el desacoblament (dei-xen d'interactuar amb les altres) d'unes partícules moltimportants en diversos fenòmens astrofísics, els neu-trins. Els neutrins no experimenten cap altra interac-ció que la dèbil i en conseqüència són extremada-ment difícils de detectar. L'època que va entre 1 i 3 se-gons desprès de l'instant inicial es coneix com a èpocaleptònica, dominada per aquest tipus de partícules. 

Les dues darreres èpoques del període físic con-centren molts dels esforços dels cosmòlegs actuals,atès que és on es configura la matèria i els objectesastronòmics tal com els coneixem avui dia. La prime-

77

ra d'aquestes èpoques és l'anomenada fotònica, ja queestà dominada per aquestes partícules que trameten laforça electromagnètica i va des dels 3 segons fins uns380.000 anys després del Big Bang. Durant els primers3 minuts d'aquesta època es produeix la nucleosíntesiprimordial, és a dir, la formació dels primers nuclisatòmics tal com els coneixem avui en dia, bàsicamenthidrogen (en els seus isòtops proti i deuteri), heli (isò-tops 3 i 4) i una mica de liti. 

Després d'aquests minuts inicials l'expansió harefredat l'Univers fins a un punt en què ja no es potproduir més nucleosíntesi: la resta de tots els elementsque formen la matèria coneguda s'haurà de formar enl'interior de les estrelles, en les explosions de super-noves o en processos puntuals de xocs de raigs còs-mics en el mitjà interestel·lar. Així doncs, gairebé el98 per cent dels nuclis que constitueixen la matèriaconeguda (aquesta és l'abundància de l'hidrogen, 74per cent, i l'heli, 24 per cent, en l'Univers) s'han for-mat només 3 minuts després del Big Bang. Val a dirque aquests primers càlculs (per bé que no amb el re-finament proporcionat pels coneixements actuals) javan ser efectuats per Gamow, Alpher i Herman i vansignificar un primer èxit del primitiu model del BigBang. 

A partir d'aquest moment l'Univers està compo-sat per una sopa de nuclis dels elements més senzills,com també de leptons i de fotons. Es comencen a for-

78

mar àtoms a partir d'aquest nuclis tot i que els fotonsinteractuen contínuament amb aquests, fent saltar elselectrons que, al seu torn, tornen a formar àtoms ambaltres nuclis: la matèria i la radiació es diu que estan"acoblades". El desacoblament, també conegut com arecombinació, es produeix al final de l'època fotònica,uns 380 mil anys després del Big Bang. És un momentparticularment important de la nostra història, perquèa partir d'aquell moment els fotons viatgen lliurementi formen una "instantània" de com era l'Univers en elmoment de la recombinació, o dit d'una altra manera,de com eren les llavors del que posteriorment, gràciesa la gravetat, serien les primeres estrelles i/o galàxies.Aquesta instantània la podem estudiar a través de laradiació de fons de microones, la imatge més antiga aquè podem accedir de la història de l'Univers. L'edat fosca

La darrera època del període físic és conegu-da molt il·lustrativament com a edat fosca. Sabemque després de la recombinació s'han d'haver formatles primeres estructures autogravitants, però fins queaquestes no "s'encenen" (no es produeixen les prime-res reaccions nuclears en el si de les estrelles) no co-neixem cap altra manera de detectar-les que l'emissiód'hidrogen neutre. Aquest és un procés físic coneguten el qual l'àtom més senzill de l'hidrogen (un protói un electró) experimenta una transició energètica ex-

79

tremadament improbable (en un àtom succeeix unavegada cada 10 milions d'anys), però que per les gransquantitats d'hidrogen present en l'Univers primitiu hade ser en principi observable. 

A través d'aquestes observacions podríem arribara saber com evolucionen les llavors inicials ("conge-lades" en la informació de la radiació de fons). L'edatfosca acaba al voltant dels 500 milions d'anys desprésdel Big Bang quan s'encenen les primeres estrelles igalàxies. 

El darrer període de la nostra història, el quehem anomenat astronòmic, està dominat pels objec-tes coneguts de la nostra experiència astronòmica:les estrelles i les galàxies. Actualment encara no te-nim una teoria ben establerta de la seva formacióprimordial. D'una banda hi ha evidències que hi had'haver hagut una generació primordial d'estrelles,l'anomenada "població III". Les galàxies que obser-vem estan formades per estrelles, gas i pols (a més, ésclar, de massa fosca). 

Aquestes estrelles són de dos grans tipus, les ano-menades poblacions I i II: la primera està constituïdaper estrelles joves formades a partir de materialprocessat anteriorment en l'interior d'altres estrelles,mentre que la segona està formada per estrelles vellesi, per tant, formades amb material primordial. Peròfins i tot aquestes tenen una certa "metal·licitat" (és adir, una certa quantitat d'elements químics elaborats

80

que no es va poder produir en la nucleosíntesi pri-mordial i ha de ser el producte de l'evolució estel·lar):així doncs sembla clar que ha d'haver existit una po-blació més antiga que encara no ha pogut ser obser-vada directament. Segurament va ser una generaciód'estrelles supermassives de pocs milions d'anys devida que, en extingir-se en extraordinàries explosionsde supernova, van enriquir l'Univers amb elementsquímics més elaborats que els produïts en els tres pri-mers minuts. 

Les primeres galàxies, al seu torn, haurien for-mat per col·lapse gravitatori el que observem actual-ment com a quàsars (acrònim de quasi stellar radiosour-ces) que es creu que són nuclis actius de galàxies jovesen l'interior dels quals hi rau un forat negre de granmassa. Aquesta època en què es formen les primeresestrelles i galàxies és coneguda com la època de la re-ionització, perquè l'energia generada ionitza (fa queels electrons es separin del nucli) i dura uns cinc centsmilions d'anys, fins aproximadament uns mil milionsd'anys després del Big Bang. 

A partir d'aquest moment la història de l'Universés menys espectacular i la gravetat va fent que es for-min les galàxies, que s'agrupen en grups i cúmuls, i alseu interior es formen les estrelles. Una estrella jovecom el nostre Sol, per exemple, es va formar entre 8 i9 mil milions d'anys després del Big Bang. 13.700 mi-lions d'anys després del Big Bang nosaltres observem

81

tots aquests fenòmens i mirem d'encabir-los dins d'untot coherent. 

Aquest mateix model que ens permet explicarel passat, també ens permet predir el futur. Avui, sirealment l'Univers es pla i l'energia fosca equival ala constant cosmològica, podem predir que el futurde l'Univers és una expansió accelerada que produiràla disgregació progressiva dels supercúmuls, dels cú-muls i de les mateixes galàxies. Però més que predirel futur o estudiar el passat, als cosmòlegs els interes-sa ajustar ben bé un model, la capacitat predictiva delqual s'haurà de posar a prova necessàriament en elspropers anys. 

El model concordant

Tot i que en aquests moments, en el 2007, encarano se sap què és la massa fosca i molt menys encaral'energia fosca –és a dir, el 96 per cent de l'Univers–,a causa de la concordança del model del Big Banginflacionari amb les observacions, la comunitat cos-mològica té la confiança que aquests enigmes s'aniranresolent i que els trets bàsics del model es confirma-ran. Això ha portat als més optimistes (que són ma-joria entre la comunitat) a parlar del model concor-dant, en analogia amb el model estàndard de la físicade partícules. 

El model concordant (o Big Bang inflacionariamb lambda-CDM), és el paradigma acceptat per la

82

comunitat cosmològica. De fet, segons alguns delsmembres més actius i optimistes d'aquesta comunitat,aquesta ciència ha entrat en un estadi que anomenencosmologia de precisió en el qual, a l'espera del des-cobriment final de la naturalesa de la massa i l'energiafosca, el que cal fer és refinar el model i afinar el valorde les constants. 

El fet és que en aquesta darrera dècada, des deldescobriment de l'acceleració de l'expansió i la neces-sitat d'introduir un tercer component al contingut del'Univers (l'energia fosca), els paràmetres fonamentalsdel model del Big Bang han anat convergint tot i quehi ha tècniques observacionals cada vegada més so-fisticades i variades. 

Prenguem per exemple el que segurament és elparàmetre més important del model, la constant deHubble H, que es mesura en unitats de velocitat perunitat de distància. Fins ben entrada la darrera dècadadel segle passat els cosmòlegs no es posaven d'acordpel que fa al seu valor. Dues escoles defenien valorsmolt diferents: per a uns H es movia al voltant dels50 quilòmetres per segon i per megaparsec (milionsde parsecs); per a altres era més aviat de l'ordre dels100 quilòmetres per segon i per megaparsec (això voldir que, a causa de l'expansió de l'Univers, dues galà-xies separades per un milió de parsecs, o 3,26 milionsd'anys llum, se separen a 50 o 100 quilòmetres persegon). 

83

La discrepància no era només acadèmica. Per alvalor més alt, i segons els valors de la densitat de matè-ria coneguts en aquells moments, l'Univers resultariaser més jove que alguna de les estrelles que s'hi obser-ven, la qual cosa seria òbviament un greu contratempsper al model del Big Bang. Als principis de la dècadadels noranta hi havia més observadors que afavorienvalors alts de H, i per tant una edat jove de l'Univers;la cosa comportava problemes per al model. El des-cobriment de l'acceleració i de l'energia fosca va actu-ar com un bàlsam. D'una banda permetia "allargar"l'edat de l'Univers; de l'altra afavoria un Univers placom el que havia predit la inflació. 

Des d'aleshores s'han completat al menys tresexperiments diferents que han permès mesurar Hamb una precisió que mai abans no s'havia assolida.L'anomenat Hubble Key Project va utilitzar durantvuit anys el telescopi espacial Hubble per mesurardistàncies a galàxies properes utilitzant estrelles Ce-feides (com va fer l'il·lustre pioner que dóna nom altelescopi, però lògicament amb una precisió extraor-dinàriament més gran): el resultat va ser un valor de72 quilòmetres per segon i per megaparsec (amb unpossible error de més o menys vuit). 

Altres estudis han utilitzat l'anomenat efecte Zu-nyaev-Zeldovich, que no és més que la distorsió de laradiació de fons de microones quan travessa el mitjàintergalàctic en els cúmuls i que es pot utilitzar com

84

un estimador de la distància fins als cúmuls: el valorobtingut per a H és de 71 (sempre en les mateixesunitats), amb un error de 5. 

Finalment, el satèl·lit WMAP, que va estudiarl'estructura de les fluctuacions de la radiació de fonsde microones, ha permès obtenir un valor de 70 ambun error de 3. Els valors anteriors són tots compati-bles (tenint en compte els errors) però cada cop mésprecisos. Aquest, i altres exemples amb altres paràme-tres, permeten als astrònoms parlar d'una cosmologiade precisió. 

La determinació amb precisió de la constant deHubble i el model concordant (Big Bang inflacionariamb massa fosca freda i constant cosmològica) per-meten establir una edat força ajustada del nostre Uni-vers: 13.700 milions d'anys, amb un error possiblede 200 milions d'anys. Aquesta xifra encaixa amb elnostre coneixement actual sobre estrelles i galàxies,atès que deixa temps suficient perquè es formin lesestrelles més antigues que es coneixen (els modelsd'evolució estel·lar són totalment acceptats per la co-munitat astronòmica atès que estan basats en càlculsque utilitza la física nuclear). 

Més enllà del Big Bang

El Big Bang inflacionari, lluny de ser un modeltancat, obre unes possibilitats immenses per a nousdescobriments potencialment revolucionaris. D'una

85

banda, si el model és correcte estem a les portes degrans descobriments (sempre és difícil dir si d'aquí auns anys o dècades): saber de què està format el 96per cent de l'Univers, allò que ara anomenem matèriafosca i energia fosca, la naturalesa de les quals desco-neixem totalment. Pel que fa a aquest punt, són moltil·lustratives les paraules del professor Per Carlson,president del Comitè que va atorgar el premi Nobelde Física l'any 2006, precisament per les observaci-ons sobre la radiació de fons que van donar un signi-ficatiu suport al model del Big Bang inflacionari. Enl'entrevista posterior a l'anunci del Premi, quan li vanpreguntar quan hi hauria un Premi Nobel relacionatamb la matèria i l'energia fosques va dir "sobre la matè-ria fosca no saben res, sobre l'energia fosca sabem menys queres.". 

Aquests descobriments seran, doncs, històrics isense precedents en la història de la ciència. Perquè deben segur que també ens obriran la possibilitat d'anarmés enllà del model estàndard de la física actual, co-mençar a desvetllar com va ser el període primitiu,l'origen del nostre Univers. Especulacions ben raona-bles (però especulacions de moment) ens diuen quepodem albirar una Teoria del tot i tal vegada tambél'existència d'un Univers de més dimensions (un mul-tivers) o altres universos. Especulacions més agosara-des ens diuen que, de la mateixa manera que la hu-manitat ha pogut treballar fins ara amb la matèria i

86

l'energia que constitueix l'Univers, tal vegada aquestsdescobriments ens portin a comprendre (o manipu-lar) la mateixa fàbrica de l'espai-temps. 

Especulacions en una altra direcció (més aviat so-ciològica en aquest cas) ens adverteixen que l'estat ac-tual del Big Bang recorda un cert dejà vu en la histò-ria de la ciència. Efectivament, de la mateixa mane-ra que Lord Kelvin no podia imaginar les revoluci-ons quàntica i relativista només uns anys abans quees produïssin, quan parlava dels "núvols" de la físicaa les portes del segle XIX, tal vegada la matèria fos-ca o l'energia fosca siguin nous núvols que ens por-tin a avenços ni tant sols imaginables en aquests mo-ments. 

De tota manera és més que probable que, siguicom sigui, de la mateixa manera que la física quànticai la relativista no van invalidar sinó que van superar (ien gran mesura incloure) la física newtoniana, la cos-mologia de les properes dècades no invalidarà el camíobert pel Big Bang. I en el que tothom està d'acord ésen una altra de les sàvies frases de John A. Wheeler:"Els millors descobriments encara han d'arribar". 

87

Bibliografia

· Ferguson, K. (2000). La medida del universo. Barcelona:Ediciones Robinbook.

· Freeman, K.; McNamara, G. (2006). In search of darkmatter. Berlin: Springer.

· Guth, A.H. (1997). The inflationary universe. ReadingMA: Addison-Wesley.

· Harrison, E. (2003). Cosmology the science of the universe.Cambridge UK: Cambridge University Press.

· Hooper, D. (2006). Dark cosmos: in search of ouruniverse's missing mass and energy. New York: HarperCollins.

· Kirshner, R.P. (2006). El Universo extravagamte: estrellasexplosivas, energía oscura y cosmos. Madrid: EdicionesSiruela.

· Kragh, H. (1996). Cosmology and controversy. PrincetonNJ: Princeton University Press.

· Greene, B. (2004). The fabric of the Cosmos. London:Penguin Books.

88

· Martinez, V. J. (2006). Mariners que solquen el cel:l'aventura de descobrir l'univers. València: Universitat deValència.

· Martínez, V.J.; Trimble, V.; Pons-Bordería, M.J.(eds.) (2001). Historical development of modern cosmology.San Francisco CA: Astronomical Society of thePacific.

· Rees, M. (2001). Seis números nada más. Las fuerzas queordenan el universo. Madrid: Debate.

· Silk, J. (2006). The infinite cosmos: questions from thefrontiers of cosmology. New York: Oxford UniversityPress.

· Smith, R.W. (1993). El universo en expansión. Madrid:Alianza.

· Smoot, G.; Davidson, K. (1994). Arrugas en el tiempo.Barcelona: Plaza & Janés.

· Smolin, L. (2006). The Trouble with Physics. BostonMA: Houghton Mifflin.

· Susskind, L. (2007). El paisaje cósmico. Barcelona:Editorial Crítica.

· Vilenkin, A. (2006). Many worlds in one: the search forother universes. New York: Hill & Wang.