Kitabı oku: «Una breu i atzarosa història de la vida»

2
L’origen d’un univers perfecte

Moltes de les «casualitats» de què anirem parlant, i que han estat fonamentals per a l’existència de la vida, es van produir durant els primers instants del nostre univers. En aquells moments es van forjar els fonaments de tot el que vindria a continuació. I quan un reflexiona sobre el moment zero, i sobre els processos que es van desencadenar a continuació, descobreix molts esdeveniments que podrien perfectament no haver estat. O simplement haver estat lleugerament, o molt, diferents. Tot el que va passar, i de la manera en què va passar, ha convertit aquest petit i perdut racó del cosmos en habitable.

Al llarg dels capítols que segueixen repassarem els primers instants de l’univers. Com es van crear les partícules que formen tot el que ens rodeja. Com es van forjar les forces fonamentals de la natura que permeten, per exemple, que els àtoms puguin existir, o que nosaltres tinguem consistència física.

En el nostre viatge a través dels fets primigenis del cosmos, la nostra primera parada serà el mateix moment zero. El moment en què tot va començar i es van col·locar les primeres peces del trencaclosques de la vida.

Cordem-nos el cinturó, perquè ens traslladem a l’instant del Big Bang!

Hi havia una vegada un univers

Sembla lògic pensar que com més gran sigui el nostre univers observable,¹⁹ com més racons tingui, més probable serà que en algun aparegui i es desenvolupi la vida.

Perquè, per molt ben dissenyats que estiguin els paràmetres fonamentals de la natura que afavoreixin la vida, després de la creació de l’univers perfecte quedarà moltíssima feina a fer per generar tot el que veiem aquí, a la Terra. Encara desconeixem els processos que fan que la vida més bàsica aparegui, i ara mateix ens podríem imaginar multitud d’esdeveniments que escombrarien del tot qualsevol intent de desenvolupar vida: des d’impactes catastròfics a morts explosives d’estrelles, o a forats negres massa propers.

Per tant, en un cosmos immens el pes de les xifres ens juga a favor. Tal com anirem veient al llarg del llibre, la part d’univers que som capaços d’observar està habitada per milers de milions de galàxies, cadascuna amb milers de milions d’estrelles, de sols.²⁰ I no cal dir que cada una d’aquestes estrelles acostuma a tenir planetes.²¹ Però no va ser fins ben entrat el segle XX que vam començar a intuir la dimensió del trosset d’univers en què vivim. I la cosa va portar discussions, sorpreses, i també la increïble manca d’autoconfiança del que ha estat el geni científic més gran de la història.

A començaments del segle XX, l’ortodòxia científica parlava d’un univers estàtic descrit, bàsicament, pel que veien els telescopis de l’època, que es reduïa a la nostra pròpia galàxia. La Via Làctia, el nom amb què l’hem batejat, és una entitat enorme. La manera més efectiva que he trobat d’explicar què és una galàxia és la següent: si suposem que una estrella, un sol, és un edifici, llavors una galàxia no és més que una ciutat.

Les galàxies, aquestes ciutats còsmiques, acostumen a ser immenses, plenes d’estrelles. En una galàxia típica les podem comptar per centenars de milers de milions! Igual que les nostres ciutats, podem pensar en les galàxies com a metròpolis que tenen una estructura, com per exemple uns llindars i un centre (molt concorregut, per cert). Venen a ser quasi auto-suficients, i dins una galàxia la vida i la mort se succeeixen amb independència del que passa a les altres ciutats. Així, en una galàxia hi neixen estrelles (es construeixen edificis), que molt més tard moren (s’enderroquen les construccions velles).

Però com també passa a la nostra vida quotidiana, tot el procés de construcció i enderroc es fa a costa del consum de material.²² I tot i que en molts casos s’intenta reciclar el material dels enderrocs per edificar de nou, no sempre és fàcil aconseguir justament els ingredients necessaris si no hi ha cap provisió externa que renovi els components exhaurits. Per tant, de vegades els nuclis urbans, ja sigui degut a la seva tendència a fagocitar-ne d’altres, o justament amb l’objectiu de poder sobreviure, es fusionen entre si, creant macroestructures encara més grans i revifant amb nous recursos l’activitat urbana.

La nostra estrella, el Sol, i nosaltres habitem un barri tranquil de la nostra ciutat galàctica, aproximadament a la meitat del recorregut que va des del centre al límit exterior. Des de la posició que ocupem, quan elevem la vista al cel nocturn contemplem la llum dels edificis que tenim al costat, al nostre carrer. Amb molta sort, si la nit acompanya, podem arribar a captar la feble llum d’estrelles que es troben al barri veí. I en alguns casos remarcables captem la brillantor d’edificis força més llunyans, la qual cosa només pot voler dir que aquestes estrelles són gegants i molt lluents perquè les puguem detectar a tanta distància.

En els mesos d’estiu, quan sortim de vacances fora de les ciutats, ens sorprèn una taca feble i nebulosa de llum, allargada en el cel, que el creua fins a perdre’s a l’horitzó. Va ser justament la visió d’aquesta meravellosa, alhora que subtil, franja de llum la que va inspirar als nostres avantpassats el nom de la galàxia, la Via Làctia, com un camí d’aparença lletosa.

Doncs bé, la part més densa d’aquesta visió estival correspon justament al downtown de la nostra ciutat còsmica: al centre de la Via Làctia, un lloc que és tan lluny del barri on vivim que som incapaços de distingir les estrelles individualment, i tot el que veiem és la llum agregada i difusa dels barris centrals. Una llum, per cert, que va sortir del centre galàctic quan l’home habitava les coves d’Altamira, fa aproximadament 25.000 anys!²³

La cosa es posa molt més interessant amb un telescopi. Perquè amb aquest instrument, com qui surt al balcó de casa equipat amb uns prismàtics, podem allargar la visió i observar estrelles que habiten altres regions de la Via Làctia. Podem, per exemple, dividir la taca nebulosa de la nostra galàxia en estrelles individuals.²⁴

Des de la invenció del telescopi, i amb instruments cada cop més potents, els astrònoms van començar a mesurar les dimensions de la Via Làctia. Les xifres estimades d’estrelles es disparaven. No era tan sols el que es podia veure, sinó justament el que no. La llum i la pols del disc galàctic ens amaguen les regions que, des de la nostra perspectiva de visió, queden situades al darrere. Conscients d’aquest fet, els científics de finals del segle XIX i començaments del XX van dibuixar una ciutat que era immensa. Que probablement contenia milers de milions d’estrelles.

De fet, actualment estimem les dimensions de la galàxia en 100.000 anys llum (que equival a dir un trilió de quilòmetres!), unes xifres tan enormes que no es necessitava res més que la nostra Via Làctia per donar compte de tot l’univers. Si ja és difícil que el nostre limitat cervell pugui manegar-se amb quantitats de l’ordre de les que estem parlant, a qui se li acudiria pensar que la nostra galàxia no era sinó una més entre moltes?

La descripció de l’univers que es tenia, per tant, corresponia a un lloc gegantí però format únicament per la nostra galàxia. I, a més, una galàxia que es trobava en situació estàtica. Per estàtica entenem que, a part d’algunes estrelles suficientment properes perquè es pogués detectar el seu moviment propi quan giren al voltant de la galàxia, no hi havia res que fes sospitar cap desplaçament global. Cap canvi d’estructura rellevant. Cap expansió o contracció de l’espai.

Era, per dir-ho així, un univers feliçment estàtic. I, és clar, si ara era estàtic es podia pensar que sempre ho havia estat. Es tractava, doncs, d’un cosmos etern, en llenguatge científic temporalment infinit, i per tant no es podia parlar en cap cas de res similar a un inici.²⁵ I així pensaven la majoria de científics, entre els quals es trobava un dels genis més destacats de tota la història, i que ja hem trobat al primer capítol: Albert Einstein.

L’any 1917, Einstein va publicar la seva teoria de la relativitat general, un marc magnífic i absolutament trencador que explica com funciona la gravetat. I tan trencador va ser que va sorprendre fins i tot el seu creador.

Després d’un gran aparat matemàtic, la relativitat general es condensava en una única fórmula, quasi màgica, que establia com la massa i l’energia modifiquen la forma, la topologia, de l’espaitemps, i com les deformacions d’aquest, al seu torn, condicionen com es comporta la massa i l’energia.

El concepte d’espaitemps ja havia estat emprat uns anys abans pel mateix Einstein, en parlar de la relativitat especial. Aquesta entitat vindria a ser com el teixit que forma l’univers: un espai, amb tot el que això ens evoca de quan estudiàvem les tres coordenades espacials, però incorporant una nova variable temporal com a quarta dimensió.

En aquest punt vull evitar les complicacions implícites en l’enigmàtic concepte de temps, per la qual cosa m’he proposat mantenir-lo reclòs dins el primer capítol del llibre. Intentaré, per tant, no parlar de les (enormes, extraordinàries, fascinants, però complexes) conseqüències que la incorporació de la dimensió temporal té en tot el que aniré explicant al llarg del llibre. La meva deformació professional farà que vetlli normalment per seguir emprant el terme espaitemps per referir-me al que vulgarment anomenaríem simplement espai. Però no pateixis, abnegat lector, que intentaré complir el compromís de no deixar que la bèstia s’escapi de la primera part del llibre.

Per entendre el que ens explica la relativitat general, podríem pensar en l’espaitemps com una tela elàstica, ben bé com el teixit sobre el qual es mouen els diferents objectes de l’univers. Llavors és molt senzill d’imaginar²⁶ què passa quan es col·loca una bola pesada al mig de la tela: la tela s’enfonsa, i es crea una deformació al voltant seu en forma de pou, més o menys pronunciat en funció de com de pesada sigui la bola que hem emprat. Si per allà a prop circula una altra bola i passa pel costat del pou, en el cas que no porti suficient velocitat per escapar-se’n pot ser que tingui tendència a caure-hi. I si cau, ho farà descrivint una espiral, com l’aigua que marxa pel desguàs.

Doncs bé, Einstein ens ve a dir que la gravetat, que havia estat elevada a la categoria de força de la natura per Newton quasi tres segles abans, no és més que una deformació de l’espaitemps provocada per una massa (o energia): el pou de la tela creat per la bola.

La revolució és brutal! Newton, a la tomba, potser s’hauria irritat en veure com es degradava la seva estimada gravetat de força a deformació, a simple efecte topològic.²⁷ A més, la relativitat general no només explica que un pèsol, una persona, un planeta o una galàxia deformen l’espaitemps i creen, així, el que anomenem gravetat, sinó que la deformació causada, és a dir la gravetat, al seu torn modifica el comportament del pèsol, de la persona, del planeta o de la galàxia, fent que desviï la seva trajectòria.

La criatura que Einstein acabava de crear, però, presentava un comportament que al seu pare no li agradava gens i que va voler, com a bon progenitor, educar. La relativitat general, aplicada a l’univers, dibuixava un cosmos que no era estàtic. Les equacions conduïen cap a un escenari dinàmic, en contracció degut a l’acció de la gravetat acumulada de tota la matèria de l’univers. Einstein, contrariat, va decidir introduir artificialment un nou paràmetre a les seves equacions. L’anomenada constant cosmològica estava pensada per domar les tendències dinàmiques de l’univers que resultaven de la relativitat general, actuant com a força repulsiva per contrarestar la gravetat i obtenir, així, un cosmos estàtic, com tocava.

Però malgrat l’intent de domar les fórmules, la situació d’equilibri forçat era molt inestable. Una breu anàlisi de les equacions mostrava que el joc mutu entre matèria/energia i deformació de l’espaitemps provocaria, quan es produís el més mínim canvi, un efecte en cadena, imparable i creixent, que trencaria l’equilibri i conduiria cap a un univers en ràpida transformació.

Sorpresa! El cosmos és immens!

Aquella va ser una època gloriosa. En qüestió d’anys, al començament del segle XX, la ciència estava reunint les peces més importants del puzle de la natura, algunes a pesar dels seus propis descobridors i enmig de grans polèmiques i discussions. La revolució extraordinària de la relativitat coincidia amb el terratrèmol que la mecànica quàntica va significar per al món d’allò més petit, de les partícules subatòmiques. I una altra de les revolucions que es preparava tenia a veure, de nou, amb l’univers. En concret, amb les seves dimensions.

Feia un cert temps que els astrònoms s’havien fixat, cada cop amb més interès, en uns objectes d’aspecte feble que els observadors telescòpics dels segles anteriors havien anomenat nebuloses. Es creia que aquestes nebuloses eren grans concentracions de gas que brillaven pel fet d’estar calentes. I així era en realitat, almenys en la majoria de casos. Però no totes eren el que semblaven, ni tothom tenia clara la seva naturalesa.

Per exemple, a mitjan segle XVIII alguns agosarats pensadors s’havien atrevit a dir que potser algunes d’aquelles nebuloses eren enormes agrupacions d’estrelles similars a la nostra Via Làctia. I posteriorment, durant el segle XIX, i a mesura que es van anar millorant els instruments òptics, uns pocs d’aquests objectes van anar perdent la característica de simple taca i van començar tímidament a mostrar estrelles. Què eren en realitat? Barris de la nostra galàxia? O potser es trobaven molt més lluny i es tractava d’altres ciutats còsmiques?

En general, a les persones no ens agraden gaire els canvis radicals i som animals de costums. Defensem l’ordre establert, l’statu quo, de vegades cecs a les evidències que ens diuen que estem equivocats. I la ciència no és una excepció (no ho podria ser mai, atès que el desenvolupament científic el fem les persones).

A finals de la primera dècada del segle XX es va obrir una intensa discussió sobre el tema, anomenada històricament el Gran Debat. La posició majoritària de la comunitat científica corresponia al model conservador, el que deia que objectes com ara la Gran Nebulosa d’Andròmeda, una gran concentració d’estrelles, eren satèl·lits de la Via Làctia, i com a tals es trobaven relativament a prop. Per la seva banda, els rebels defensaven que aquelles taques de llum eren altres ciutats, altres galàxies, i per tant eren enormement grans, potser tant com la Via Làctia o més. I que tan sols la seva llunyania explicaria per què les observàvem relativament petites. Pels rebels, Andròmeda no havia de ser una gran nebulosa, sinó una gran galàxia.

Evidentment, cada grup de discussió presentava els seus arguments, sustentats en evidències (poques, i de vegades incorrectes) i suposicions. I així va arribar el punt culminant, el dia 26 d’abril de 1920 al Museu d’Història Natural de l’Institut Smithsonian. Devia ser un d’aquells moments que pagaríem per poder espiar per un foradet. Una important representació dels millors astrofísics de l’època es van reunir per debatre sobre la naturalesa de les nebuloses/galàxies.

Els arguments de la defensa van ser presentats per l’eminent astrònom Harlow Shapley. Entre altres coses, argumentava que la Gran Nebulosa d’Andròmeda no podia ser una galàxia com la nostra, ja que si ho fos allò implicaria que hauria d’estar situada a una distància enorme, de milions d’anys llum, un concepte que semblava senzillament impossible. Un altre argument es basava en unes enigmàtiques estrelles anomenades noves pels astrònoms. Eren astres que, tot d’una, augmentaven la seva llum de forma extraordinària i passaven a brillar amb una potència equivalent a la de tota la galàxia.²⁸ Algunes de les noves s’havien observat a Andròmeda, i això ja parlava de la increïble potència energètica que havien de generar aquells fenòmens perquè poguessin lluir d’aquesta manera des d’un barri allunyat de la Via Làctia. Però de cap manera es podia acceptar que existís un fenomen energètic tan gegantí perquè aquelles estrelles es veiessin tan brillants des de la Terra si de debò Andròmeda estava situada massa lluny, fora completament de la Via Làctia.

La posició dels revolucionaris era defensada per Heber Curtis, un astrònom tretze anys més gran que el seu oponent. Curtis va emprar l’argument de les noves des d’un altre punt de vista, i es va preguntar com era que es detectaven moltes més d’aquelles estranyes estrelles a Andròmeda que a qualsevol altre lloc del cel. Què feia que les noves es concentressin en una regió del firmament? La seva conclusió era que Andròmeda havia de ser en realitat molt gran, immensa per contenir tantes noves. A més, Curtis i els seus seguidors es recolzaven en el fet que s’havien detectat bandes obscures en les observacions d’algunes d’aquelles nebuloses/galàxies, bandes similars a les que ens oculten parts de les zones centrals de la Via Làctia.

Si bé la discussió a l’Institut Smithsonian no va deixar tancada la qüestió aquell mateix dia, sí que va significar un punt d’inflexió. A partir d’aquell moment, a poc a poc es va anar imposant la tesi dels rebels. Visca la revolució! De sobte, en pocs anys de debat, l’univers havia crescut de la mida de la Via Làctia a un espai encara més immens, molt més enllà, segurament insondable, habitat per altres galàxies, cadascuna amb milers de milions de sols!

Tot semblava a punt per a l’explosió final. O hauria de dir inicial?

Necessitem un origen

Així, d’entrada, el fet que l’univers tingui un origen pot semblar poc rellevant. Quina importància té, això? Podria ser etern, tal com hem vist que es creia fins al segle XX, i no canviaria res, oi?

En el primer capítol he parlat del segon principi de la termodinàmica, una llei de la natura que, entre altres coses, ens marca una direcció privilegiada del temps, cap endavant. En aquest avenç sense aturador, els processos que tenen lloc a l’univers van progressant, per exemple, construint estrelles a partir de grans concentracions de gas hidrogen. Però les estrelles, igual que qualsevol altra cosa a la natura, acaben morint. Lentament, però de manera inexorable, el cosmos va envellint, perquè a gran escala les reserves d’hidrogen, tot ell com veurem creat en els primers instants del Big Bang, es van esgotant. De fet, hem pogut estimar que el ritme de naixement de noves estrelles és actualment força inferior al que va ser en l’època daurada de l’univers pel que fa a formació estel·lar.²⁹ En un futur molt llunyà, el nostre univers acabarà habitat per cadàvers d’estrelles³⁰ que ja no emetran llum, i per forats negres (que tampoc n’emeten). I encara molt més tard, els cadàvers de les estrelles desapareixeran a mesura que els components dels àtoms en tot l’univers s’esvaeixin.

Considerant el que acabo de dir, espero que ara sigui més fàcil entendre la importància d’haver tingut un origen. Sense inici, en un cosmos etern, no hi hauria capacitat per crear res, i l’espai seria monòton i avorrit, sense que passés absolutament res. És més, som afortunats de viure en una finestra temporal propera a l’inici, un moment en què el nostre univers segueix estant ben viu, en una fase de maduresa en què els processos de formació estel·lar encara funcionen i les estrelles, grans i petites, il·luminen l’espai amb la seva vigorosa llum.

Però descobrir que l’univers havia tingut un origen no va ser flors i violes. O, més ben dit, potser sí que ho va ser, però les flors tenien abelles amagades, que piquen i fan mal.

En ple debat sobre les dimensions de l’univers, just acabada de formular la relativitat general, un clergue belga que havia estudiat cosmologia a Harvard es va citar amb Einstein en un parc de Brussel·les, aprofitant l’assistència del geni a un congrés el mes d’octubre de 1927. Aquesta trobada ha estat relatada infinitat de vegades pels historiadors, i sens dubte també estaria dins la meva llista d’esdeveniments a ser espiats, aquest cop ajupit darrere d’un arbre proper.

Georges Lemaître havia menjat de la relativitat general del mestre i begut de les equacions que, a partir de la teoria de l’alemany, havia derivat el matemàtic rus Alexander Friedmann. I el clergue havia vist a les fórmules el que el mateix Einstein no hi havia volgut veure: l’univers s’havia d’estar expandint. De fet, Lemaître no estava sol en aquests pensaments. Altres notables científics havien començat a derivar solucions de les equacions de la relativitat general, i el cosmos dinàmic sortia en totes.

Sembla que quan el bo de Lemaître li va ensenyar les seves conclusions al genial Einstein, aquest el va despatxar amb un famós «les seves matemàtiques són correctes, la seva física és abominable». Però al cap de poc temps Einstein visitava l’observatori de Mount Wilson, a prop de Los Angeles, convidat per l’astrònom americà Edwin Hubble. Aquest cop no eren equacions les que l’esperaven, sinó evidències. Hubble acabava de descobrir experimentalment que el cosmos s’expandia.

Per poder fer el seu descobriment, Edwin Hubble es va recolzar en dos grans avenços de la investigació astrofísica durant els anys anteriors. Per un costat, Henrietta Swan Leavitt, trencant els protocols que pràcticament prohibien a les dones fer contribucions importants a l’astronomia, havia establert ni més ni menys que una forma de calcular distàncies a l’espai! Formava part del conjunt de dones que, a l’observatori de Harvard, tenien la tediosa i meticulosa tasca de catalogar les estrelles que apareixien a les plaques fotogràfiques que els astrònoms (homes) capturaven de nit. I va començar a fixar-se en un tipus d’estrelles especials, anomenades cefeides.³¹

Les cefeides són estrelles variables, és a dir, que presenten variacions en la seva llum de forma periòdica. Així, una cefeida augmenta gradualment de lluentor, i un cop assolit un màxim decreix lentament durant dies fins a recuperar la llum inicial, preparada per tornar a iniciar un nou cicle de variabilitat que és continu. Doncs bé, la nostra protagonista va aprofitar el fet que algunes de les cefeides descobertes es trobaven al Gran Núvol de Magallanes, un satèl·lit de la Via Làctia, i per tant eren tan lluny que es podia considerar que totes eren, si feia o no feia, a la mateixa distància respecte a nosaltres.³² Això permetia afirmar que si una d’aquelles cefeides apareixia més brillant que una altra es devia al fet que, simplement, era més lluminosa intrínsecament, de la mateixa manera que una bombeta de 100 watts es veuria més brillant que una altra de 50 watts si totes dues estiguessin situades a la mateixa distància de nosaltres.

Un cop podia comparar la potència de la llum d’aquelles estrelles, el següent pas va ser notar que el cicle de llum de les cefeides, és a dir, el temps que trigava la llum a polsar, a dibuixar la corba de pujada i després baixada, guardava una relació directa amb aquesta potència. En altres paraules, com més potent era una cefeida, més trigava la seva llum a descriure un cicle complet.³³ Per tant, si es mesurava el cicle d’una cefeida ubicada en la nostra galàxia o en qualsevol altra, una mesura força simple de fer, es podia deduir la seva lluentor intrínseca, és a dir, saber si era una bombeta de 100 o de 50 watts. I comparant aquesta lluentor amb la que observàvem des de la Terra, es podia saber a quina distància es trobava la bombeta... vull dir la cefeida. Swan Leavitt acabava d’inventar un regle còsmic per mesurar distàncies!

L’altre pilar sobre el qual Hubble va construir la seva troballa va ser la feina que Vesto Slipher i altres havien fet amb els espectres de llum de les estrelles. Amb molta dificultat, i aprofundint en les observacions que ja havia fet el gran òptic alemany Joseph von Fraunhofer a començaments del segle XIX, els astrònoms havien començat a utilitzar prismes i equips similars per descompondre la llum de les estrelles. El que s’obtenia era un espectre, una banda allargada sobre la qual els diferents colors (longituds d’ona) de la llum quedaven separats. I el més destacable era que aquests espectres mostraven petites bandes fosques en llocs molt concrets.

Anteriorment, els químics del segle XIX havien observat un fenomen similar quan escalfaven, al laboratori, elements químics amb una flama. Cada element acoloria la flama amb tonalitats diferents, i els químics podien emprar els colors per detectar la presència dels elements en una mostra.

L’acoloriment de la flama, o l’aparició de bandes fosques en un espectre, anomenades bandes d’absorció, eren dues cares d’una mateixa moneda. En tots dos casos, l’energia proporcionada per la flama o per una estrella excita els electrons dels àtoms del material i els fa saltar d’òrbita. Al laboratori, el que s’observa visualment és la recuperació de la situació inicial, quan l’àtom retorna al seu estat més estable emetent llum. En canvi, en l’espectre d’una estrella es detecta bàsicament la primera part del procés, és a dir, l’absorció de llum de certa energia, que és emprada per excitar els electrons.³⁴ L’espectre mostra buits simplement perquè aquella llum en concret falta, s’ha consumit excitant electrons.

El més interessant és que cada element químic presenta les seves pròpies bandes d’absorció, ubicades en punts diferents de l’espectre lluminós. És ben bé com un codi de barres,³⁵ una forma unívoca d’identificar la presència d’un determinat element a l’atmosfera de l’estrella.

La qüestió és que a Slipher no li havia interessat tant conèixer quins elements deixaven la seva empremta en els espectres sinó entendre com poder utilitzar el desplaçament que de vegades mostraven les bandes d’absorció en els espectres d’estrelles i galàxies sobre les posicions teòriques. Aquest desplaçament tenia a veure amb un efecte ja conegut en aquells temps, i que porta el nom del seu descobridor, un professor de física txec: Johann Christian Doppler.

L’efecte Doppler es va descriure l’any 1842 per al so i també per a la llum (que llavors es considerava una ona), i tots nosaltres el percebem constantment als carrers quan notem com canvia el to del so d’un vehicle mentre s’apropa a tota velocitat, passa per davant nostre i després s’allunya. El to vira de l’agut al greu a mesura que el front d’ones del so és comprimit pel vehicle quan ve, i en canvi les ones s’expandeixen al darrere un cop el cotxe o la moto ha passat i s’allunya.³⁶ Doncs la llum presenta un efecte comparable, que es pot llegir en les bandes d’absorció. L’espectre d’una estrella o una galàxia que s’apropi mostrarà un desplaçament de la llum cap a longituds d’ona de major energia (el color blau si parlem de llum visible); en canvi, si l’objecte s’allunya el seu espectre estarà mogut cap al color vermell. I la manera de comprovar-ho és comparar la posició de les bandes d’absorció dels elements químics (els seus codis de barres!) respecte al lloc on haurien d’aparèixer en repòs. Si es mesuren aquests desplaçaments, es pot calcular la velocitat a la qual l’objecte s’apropa o s’allunya de nosaltres.

Hubble, l’any 1929, armat amb el regle de mesurar de Swan Leavitt i amb el velocímetre de Slipher, va començar a estimar les distàncies i velocitats de les poques galàxies que llavors es coneixien. I quan les va dibuixar en un gràfic, allà davant dels seus ulls va aparèixer una recta (aproximada) en pendent que creuava pel mig dels punts. Aquella mena de recta cridava ben fort que l’univers s’expandia!³⁷ Posteriorment, Hubble va millorar les observacions, i l’any 1931 ja disposava d’un nou gràfic molt més acurat.

Les mesures mostraven que quasi totes les galàxies s’allunyaven de nosaltres,³⁸ i la inclinació de la recta posava en evidència que com més distant era una galàxia, més ràpidament s’escapava. Justament el valor d’aquest pendent és el que coneixem com a constant de Hubble, i ve a mesurar el ritme d’expansió de l’univers. En aquells primers moments, limitat per les incipients tècniques d’observació emprades, Hubble va calcular que aquest ritme d’expansió feia augmentar la velocitat de recessió dels objectes en uns 170 quilòmetres per segon per cada milió d’anys llum de distància (la xifra inicial de Hubble era força exagerada, i actualment hem situat el valor de la constant en uns 20 quilòmetres per segon per milió d’anys llum).

La relació entre velocitat d’allunyament i distància ha rebut el nom de Llei de Hubble-Lemaître, i es considera un dels pilars fonamentals de la cosmologia moderna.

De la mateixa manera que m’agrada explicar la gravetat de l’Einstein amb una tela elàstica, per parlar de l’expansió de l’univers normalment faig servir l’exemple del globus.³⁹

Si en la superfície d’un globus hi pintem galàxies i l’inflem, podrem observar com totes i cada una de les galàxies s’allunyen de les altres. Cap de les galàxies podrà reclamar que és el centre de res, ja que qualsevol explicarà que ella està quieta i que són les altres les que s’estan allunyant!

Tot i que l’exemple del globus és imperfecte i pot conduir a males interpretacions sobre quina és la forma real de l’univers, l’analogia ens serveix per entendre algunes coses importants de l’expansió.⁴⁰ En primer lloc, com deia, no hi ha cap mena de centre. En segon lloc, les galàxies no se separen perquè es moguin impulsades pels seus motors o òrbites. En realitat, les taques dibuixades al globus estan totes immòbils, i si s’allunyen entre elles és perquè la bufera estira la goma, crea goma entre els punts. L’expansió de l’univers estira l’espaitemps entremig de les galàxies,⁴¹ i l’efecte global és un desplaçament cap al vermell de la seva llum tal com la rebem des de la Terra.

En aquells moments, a Mount Wilson, Albert Einstein va entendre el seu gran error. Havia tingut al davant la predicció teòrica de l’expansió i no l’havia sabut veure. No s’havia cregut les seves pròpies fórmules.⁴²

Si l’univers s’estava expandint, tenia lògica pensar que, si es rebobinava en el temps, s’hauria d’arribar a un origen, a un moment zero, en què tota l’energia de l’univers es trobés confinada en un lloc molt petit. I les implicacions d’aquest pensament eren brutals. L’univers passava de ser etern i estàtic a haver tingut un naixement i ser dinàmic. I potser també a tenir un final.

No tothom va acceptar amb gust aquesta nova hipòtesi. Entre els seus més esforçats detractors es trobava un gran astrofísic britànic, Fred Hoyle.

En un programa de ràdio a la BBC, Hoyle va emprar per primer cop el terme «Big Bang» per burlar-se de la idea que el cosmos tenia un naixement. Era una expressió irònica, que feia referència a una suposada gran explosió com qui detona una càrrega de TNT, un concepte que es desvia totalment d’allò que Hubble havia detectat.⁴³ I ves per on Hoyle va crear la marca comercial del rival. El nom va calar immediatament entre el públic, i es va fer tan famós que ha perdurat fins al dia d’avui.

Posteriorment al descobriment inicial de l’expansió, van venir dues grans proves que la nova hipòtesi va superar de forma molt elegant, cosa que la va convertir en el model acceptat per la gran majoria de científics, fins i tot els que hi eren més reticents.⁴⁴

Partint de les fórmules de la relativitat general, i ja jugant amb l’expansió, els cosmòlegs es van posar a desxifrar com havien hagut de ser aquells primers instants del cosmos. Com a armes, van emprar el coneixement que es començava a acumular sobre una de les reaccions físiques més importants de la natura, la fusió nuclear, de la qual parlaré en detall en un capítol posterior.

En concret, els científics es van atrevir a fer prediccions sobre quina hauria de ser l’abundància d’elements químics al cosmos. Els elements que s’haurien forjat durant els primers instants del Big Bang serien bàsicament hidrogen i heli (juntament amb alguns dels seus isòtops),⁴⁵ i en molta menys quantitat liti. I quan els astrònoms experimentals van observar l’espai i van començar a inventariar-ne el contingut basant-se en l’estudi dels espectres de llum de les estrelles, galàxies i nebuloses, van obtenir unes abundàncies relatives d’aquests elements que quadraven extraordinàriament bé amb les prediccions.⁴⁶

Però sens dubte el cop d’efecte del nou model es va produir l’any 1964.

El descobriment casual que va valer dos Nobel

El 20 de maig d’aquell any 1964, dos físics americans van començar a provar una antena de ràdio a prop de la ciutat de Nova Jersey. Arno Penzias i Robert Woodrow Wilson aprofitaven un equipament que havien construït els Laboratoris Bell uns anys abans amb l’objectiu inicial d’establir comunicacions amb satèl·lits, i que havia quedat obsolet i sense un ús determinat.

Els dos astrònoms volien captar senyals de ràdio, emissions de llum, generats per l’espai intergalàctic. De seguida van detectar un molest senyal de fons que inicialment van considerar una interferència. Era una feble radiació en el rang de les microones, llum de baixa energia. Sens dubte, sospitaven, havia de ser una interferència de la ciutat. Però apuntessin l’antena on l’apuntessin, aquella radiació seguia apareixent insistentment i amb la mateixa intensitat. Semblava que provenia de tot arreu!

La història relata que Penzias i Wilson havien notat que una parella de coloms havia fet niu dins l’antena, i després de fer-los fora l’equipament havia quedat embrutat pels excrements de les aus. Van pensar que la causa de la interferència podia ser allò, però la neteja no va millorar gens la situació: la molesta radiació de microones seguia allà, captada per l’antena i provinent de totes les direccions.

La decepció inicial dels dos científics no va trigar a convertir-se en excitació. Anys abans, el 1948, Ralph Alpher i Robert Herman, cosmòlegs estudiosos del model del Big Bang, havien predit l’existència d’un fons de radiació que s’hauria d’haver generat molt poc temps després del moment zero de l’univers. Aquesta radiació, al començament molt calenta, s’hauria refredat amb l’expansió de l’univers, i en l’actualitat es trobaria en forma de microones, omplint cada racó de l’espai. La predicció havia quedat en l’oblit fins a començaments de la dècada dels seixanta, quan astrònoms de la universitat de Princeton, encapçalats per Robert Dicke, havien actualitzat el model i van començar a construir un aparell que fos capaç de detectar la radiació per confirmar d’una forma indiscutible l’existència del Big Bang. A poc a poc, les peces es van encaixar, i va quedar clar que allò que havia captat l’antena de Penzias i Wilson no era pas una interferència. Era, ni més ni menys, l’eco del naixement de l’univers!

El descobriment devia portar emocions intenses als protagonistes de la història. Els astrònoms de Princeton van quedar decebuts en veure com se’ls escapava de les mans la detecció més important de la cosmologia. Penzias i Wilson passaven a la història i posteriorment, l’any 1978, guanyaven el premi Nobel de física, i la majoria de la comunitat científica es rendia davant les evidències d’un univers en expansió, que havia nascut enmig d’una mal anomenada gran explosió. I els defensors del model d’univers estàtic quedaven definitivament derrotats en no poder explicar satisfactòriament la presència de la radiació còsmica de microones.

Resumint, la predicció dels cosmòlegs establia que, si l’univers realment havia tingut un origen calent, un Big Bang, l’espai hauria d’estar inundat amb la radiació generada en aquells primers moments, una llum que s’hauria refredat enormement i que, a més, es presentaria extraordinàriament homogènia en totes les direccions que observéssim. I aquella predicció s’havia complert de la forma més efectiva possible, amb una detecció casual, i, per tant, gens condicionada o esbiaixada per qui intenta comprovar les seves pròpies hipòtesis.

Ara que hem pogut anar acoblant més peces del gran trencaclosques, tenim una composició força clara de quin és l’origen de la radiació, també anomenada fons còsmic de microones, i de com ens remunta a un passat molt llunyà, quan l’univers tenia a penes uns 380.000 anys de vida.

El Big Bang va posar en marxa el procés d’expansió de l’espai (temps) a partir d’un estat inicial amb temperatures de quintilions de graus. A mesura que progressava rapidíssimament aquesta expansió, el cosmos s’anava refredant, i així és com van començar a aparèixer les primeres partícules fonamentals de la natura, com els coneguts electrons i els potser no tan coneguts quarks (que de seguida es combinarien per formar protons i neutrons, dels quals parlaré en el capítol següent). També l’enigmàtica matèria fosca, de la qual a penes coneixem res més que la seva existència.

A aquesta fase de l’univers li dedicaré un capítol sencer més endavant, ja que la natura no podria haver triat millor les característiques de les partícules fonamentals i de les forces que les fan interactuar. Qualsevol petita variació hauria fet impossible la formació posterior d’àtoms, i per tant de planetes, pedres, arbres, papallones o persones.

Al començament, les partícules acabades de néixer es trobaven mesclades en una mena de sopa que anomenem plasma. A les temperatures regnants en aquells primers moments, qualsevol intent d’un electró per combinar-se amb algun dels protons, tot just acabats de formar, era frustrat immediatament per l’acció de la potentíssima radiació electromagnètica, que era llum en forma d’energètics rajos gamma. El resultat era una interacció constant entre els fotons de llum i el dens plasma, especialment els electrons, pels quals la llum sembla tenir predilecció.

Interaccionar significa que hi ha una transferència d’energia: de manera similar a un xoc, les partícules intercanviaven moviment, i els fotons, en interaccionar amb els electrons, van anar perdent o guanyant energia a costa d’escalfar (accelerar)⁴⁷ o refredar els electrons, en funció de quina de les dues partícules transportava més energia. Així, i gràcies a aquesta interacció constant, la barreja del plasma, compost per partícules, i els fotons de llum es trobava en perfecte equilibri tèrmic.

Però resulta que un sistema en equilibri tèrmic pot ser descrit físicament amb independència de quines són les condicions inicials dels seus components, perquè després de tantes interaccions i intercanvis energètics cap de les partícules o fotons recorda com era originalment. En altres paraules, i per al que ens interessa ara, la informació que la llum portava originalment del Big Bang s’havia perdut per sempre amb tant de xoc.

A mesura que avançava la ràpida expansió de l’univers, disminuïa la densitat d’electrons, és a dir, del nombre de partícules en un mateix volum d’espai, de manera que el ritme de les interaccions entre els fotons de llum i els electrons va anar baixant espectacularment. Per exemple, i segons els models de què disposem, s’estima que quan l’univers ja tenia setanta anys de vida un fotó de llum només xocava amb un electró tres cops per setmana.

De totes maneres, el moment clau en què es van aturar les interaccions no va arribar per la disminució gradual de la densitat dels electrons, sinó de forma brusca, quan la temperatura va baixar prou per permetre que els electrons es combinessin amb els protons per formar àtoms (bàsicament hidrogen i heli), i d’aquesta manera els molestos electrons en estat lliure tot d’una van començar a desaparèixer. Aquest procés, que anomenem recombinació, va tenir lloc uns 250.000 anys després del Big Bang, quan l’expansió havia refredat el material fins a 3.760 K.⁴⁸ I en desaparèixer els electrons la llum es va trobar alliberada, per primer cop des del moment zero, i va poder viatjar i travessar l’espai sense a penes interaccions.

La recombinació va progressar de forma ràpida. En uns 130.000 anys més, el nombre d’electrons lliures havia disminuït tant que els fotons ho van celebrar viatjant pràcticament per tota l’extensió de l’univers sense trobar-se’n cap;⁴⁹ és l’època que anomenem de la darrera dispersió. Per tant, la informació de com era aquell univers infant, que tenia tan sols 380.000 anys d’edat, va quedar preservada en la radiació que va inundar tot l’univers. I és justament aquesta llum, la radiació que va quedar alliberada en el moment de la darrera dispersió, 380.000 anys després del Big Bang, la que omple uniformement l’univers i que rebem avui, quasi 14.000 milions d’anys després, com a fredes microones.⁵⁰

Les conseqüències de la detecció del fons còsmic de microones han estat immenses. Els científics n’han extret informació valuosíssima sobre com van ser el Big Bang i els primers moments. Codificades dins d’aquesta radiació, hi ha les empremtes del naixement del nostre univers.

L’antena de Penzias i Wilson va rebre la radiació a la temperatura equivalent que un cos ideal, que en física anomenem cos negre, emetria si estigués a 3,5 K.⁵¹ Però en realitat la mesura dels dos astrònoms estava condicionada per la capacitat de la seva antena i les limitacions imposades per l’atmosfera del nostre planeta, que filtra part de la radiació que ens arriba de l’espai, de forma que estaven captant tan sols una part de la radiació (per cert, igual com la vam captar involuntàriament molts de nosaltres quan teníem a casa receptors analògics de televisió o de ràdio. Els aparells rebien part d’aquesta llum del Big Bang, que apareixia quan, acabades les emissions, les pantalles s’omplien de neu, o quan els canals buits feien cruixir els altaveus amb estàtica).

Actualment, amb satèl·lits a l’espai⁵² i globus elevats sobre indrets extremadament secs,⁵³ hem pogut analitzar amb extremada precisió el fons còsmic de microones, i n’hem establert la temperatura mitjana en 2,7255 K, que per tant es pot considerar també la temperatura mitjana de l’univers. Aquesta precisió, així com les que veurem més endavant, que ens van mostrar que hi havia petites fluctuacions de temperatura, representa un dels èxits més grans de la cosmologia moderna atesa l’extrema feblesa de la radiació, i més encara quan es té en compte que el nostre planeta emet moltíssima més radiació, cosa que ens complica els mesuraments, simplement perquè està calent.

La radiació de microones, i la seva temperatura mitjana, és increïblement uniforme, miris en la direcció que miris (d’això en diem isotropia). I la isotropia ens parla d’un univers que també és bàsicament uniforme a gran escala.

Aquest fet pot sobtar, ja que quan observem al nostre voltant el cosmos no pot ser més heterogeni. Ara mateix tinc una impressora a la meva esquerra, i la pantalla d’ordinador al davant. A la meva esquena hi ha uns dos metres d’habitació sense gaires objectes, allò que anomenaríem pràcticament espai buit, fins a arribar a la prestatgeria recolzada a la paret, un lloc ple de llibres. Si agafem un xic més de perspectiva, la cosa no millora. La Terra, contemplada des de l’espai, deixa veure les seves irregularitats en forma de continents de perfils diferents, amb masses d’aigua i grans formacions de cotó blanc circulant per l’atmosfera. El Sistema Solar segueix sent un clar exemple d’heterogeneïtat: no té res a veure el Sol amb Mercuri, ni Mercuri amb Urà. Si el visitant d’un altre univers entrés en el nostre i aparegués sobre la superfície de Venus —un infern, per cert—, de les seves observacions no en podria deduir cap propietat que fos aplicable globalment a tot el Sistema Solar, i molt menys encara a tot l’univers.

Podríem seguir així, fent zoom invers i allunyant-nos del nostre planeta, i seguiríem trobant-nos amb la desigualtat, amb galàxies grans com la nostra, de bonica forma espiral, al costat d’altres de més petites, irregulars, i amb enormes concentracions amb milers de galàxies, agrupades per gravetat en cúmuls immensos, rodejades d’espais encara més insondables quasi totalment buits.

Però resulta que, si no defallíssim i seguíssim l’exercici d’agafar més i més perspectiva, arribaríem a un punt en què observaríem un espai perfectament homogeni. Ens seria igual mirar a la dreta o a l’esquerra: arreu contemplaríem una macroestructura formada per llargs filaments de matèria on s’han concentrat milions de galàxies i zones molt més grans que ens apareixerien buides, d’una manera molt similar a com es veu l’interior d’una esponja. Des d’aquesta perspectiva, no tindríem pas orientació: no hi ha cap direcció privilegiada, cap costat diferent de l’altre.

El nostre univers es mostra brutalment homogeni a escales superiors a uns 300 milions d’anys llum, i aquesta uniformitat es reflecteix en la temperatura de la radiació còsmica de microones en qualsevol direcció, que és pràcticament idèntica. Aquest fet, el de l’enorme isotropia de l’univers, és conegut com el principi cosmològic, i es pot traduir de la forma següent: a gran escala, no hi ha llocs de l’univers més afavorits o especials que altres. Qualsevol regió del cosmos és pràcticament idèntica a una altra i serien indistingibles.

Des del punt de vista de la nostra comprensió de la natura, el principi cosmològic és essencial perquè puguem aplicar les equacions de la relativitat general a l’univers com un tot, i simular, per exemple, com serà el seu destí final. Si no existís aquesta homogeneïtat de l’espai, ens seria impossible disposar d’una descripció relativament senzilla del cosmos per poder jugar-hi. I al mateix temps el principi cosmològic no deixa de ser una píndola d’humilitat, perquè no hi ha res en el nostre racó d’univers que no es pugui trobar en qualsevol altre lloc. També la vida?

Beneïdes asimetries!

Si bé, pensant en gran, que l’univers sigui homogeni no sembla mal assumpte, ja que d’alguna forma multiplica les possibilitats que tot el que ha passat aquí i que ha conduït a l’aparició i desenvolupament de la vida pugui haver succeït a altres indrets, la veritat és que precisament la vida no és gaire amiga de la uniformitat absoluta.

Reflexionem-hi un instant. Els processos químics, tots els que ens fan funcionar, progressen a partir d’asimetries, que en llenguatge més tècnic anomenaríem gradients, i que són diferències de densitat, de temperatura, de pressió, electroestàtiques o de qualsevol altre paràmetre que fan que passi alguna cosa, que els reactius es transformin en productes. D’una manera similar, i a una escala immensament superior, en un univers perfectament uniforme no s’hauria pogut formar cap estructura. Com hauria pogut posar-se en moviment la gravetat per anar condensant grumolls de material per formar estrelles i galàxies? En un espai perfectament uniforme, sense cap direcció privilegiada, un àtom d’hidrogen qualsevol no tindrà cap interès especial a moure’s cap a la dreta o cap a l’esquerra. Tant li fa. I el moviment estadísticament aleatori li complicarà l’existència a la gravetat, que brega per poder reunir enormes quantitats d’àtoms d’hidrogen i fabricar una estrella, i després encara reunir-ne molts més per construir galàxies plenes d’estrelles.

Posats a triar, l’univers perfecte que desitjaríem seria molt homogeni a gran escala, però no tant per impedir que es poguessin engegar processos, ja fossin de formació galàctica o de transferència elèctrica entre neurones. I com que no seríem aquí sense estrelles, galàxies ni processos bioquímics, és evident que la perfecció del nostre univers ha hagut de veure’s enterbolida amb imperfeccions des del primer moment. Però què són i com es van formar aquestes imperfeccions en un univers que s’expandia a partir d’un Big Bang simètric i homogeni?

Recuperem el fons còsmic de microones. Quan els científics van començar a crear mapes del cel mesurant amb exquisida precisió la temperatura d’aquesta radiació, durant la dècada dels noranta del segle passat, es va posar en evidència que, sota una disfressa d’homogeneïtat, en realitat hi havia diminutes irregularitats, anomenades anisotropies, que anteriorment havien passat desapercebudes. Els mapes mostraven zones del cel des de les quals el fons còsmic ens arribava un xic més calent, i altres zones amb temperatures més baixes. Una anàlisi detallada de les fluctuacions que s’observaven va mostrar unes desviacions en les temperatures entre punts de l’ordre d’un 1 per mil. A què eren degudes aquestes diferències de temperatura?

Els científics de seguida ho van tenir clar: la causa era el moviment del nostre planeta a través de l’espai. En efecte, la direcció cap a on ens movem en un moment determinat ens mostra uns fotons de radiació un xic més estirats cap al blau, degut al desplaçament Doppler de què ja hem parlat anteriorment. I per contra, quan observem la cua del nostre camí, veiem radiació desplaçada cap al vermell. Captar radiació blava o vermella equival a dir més calenta o més freda, ja que la llum de color blau transporta més energia que la vermella, i això és el que explica les diferències de temperatura del fons còsmic de microones.⁵⁴ Per tant, no es tracta de diferències de temperatura inherents a la radiació còsmica, sinó simplement de la conseqüència que ens desplacem. I aquí acaba el misteri. O potser no?

La sorpresa va ser que, quan els cosmòlegs van compensar les diferències degudes a l’efecte Doppler, per sota van aparèixer unes altres anisotropies molt més petites, aquest cop diferències de temperatura de l’ordre d’1 entre 100.000, tan diminutes que per aquesta raó abans dèiem que el fons de microones és tan homogeni, i és per aquest motiu que les fluctuacions no havien estat detectades abans. I quina importància té l’existència de petitíssimes fluctuacions de temperatura? Immensa.

El fons còsmic de microones és com una fotografia de com era l’univers poc temps després de néixer, i les diminutes anisotropies que presenta ens diuen que ja llavors, molts milions d’anys abans no es formessin estrelles i galàxies, quan tot just es creaven els primers àtoms, el cosmos no era perfectament homogeni: hi havia punts un xic més calents que altres, indrets quasi imperceptiblement més densos, que funcionarien com a llavors al voltant de les quals, temps més tard, s’agruparia la matèria per convertir l’espai en l’univers heterogeni que avui observem dins l’habitació, del Sistema Solar, o quan contemplem un cúmul de galàxies.

Com es van formar aquestes llavors? El model tradicional del Big Bang resolia la qüestió recorrent a la quàntica. Segons aquesta teoria, l’espai buit, com veurem amb més detall un xic més endavant, no existeix. La realitat submicroscòpica és un batibull de partícules⁵⁵ que apareixen espontàniament i s’aniquilen quasi immediatament sense que es puguin detectar.⁵⁶ I la mecànica quàntica també diu que l’atzar és un component intrínsec de la natura, de forma que en un espai «buit», i com a conseqüència del bullir de partícules que no hi eren, que ara hi són i que en un obrir i tancar d’ulls desapareixen de nou, es poden produir diminutes fluctuacions, inhomogeneïtats quàntiques.

Molt bé, però com s’ho van fer aquestes imperceptibles fluctuacions a escala quàntica, que són impossibles de mesurar, per créixer tant que poguessin deixar una empremta perfectament detectable en el fons còsmic de microones? A pesar dels enormes èxits de la teoria del Big Bang, començaven a acumular-se un seguit d’incògnites, de fets com el que acabem de comentar de les fluctuacions que més endavant donarien lloc a l’existència d’estructures a l’univers, que el model del Big Bang no podia explicar de forma satisfactòria.

Auxili, tenim problemes greus!

Malgrat això, històricament no va ser la qüestió de les anisotropies la que va fer que els cosmòlegs es plantegessin que el model del Big Bang necessitava passar pel quiròfan. Hi havia tres grans problemes, molt més enigmàtics, que eren tan importants que no es podia tancar els ulls i fer com si no existissin.

Una d’aquestes contrarietats va rebre el nom del problema de l’horitzó, i diu així: si observem la radiació de microones a la nostra dreta, i després, a la nostra esquerra, trobem, com he explicat anteriorment, que l’univers es presenta extraordinàriament homogeni (excepte les petites fluctuacions de temperatura, que són per tot arreu), aquest fet ens aixeca una pregunta inquietant: com s’ho ha fet l’espai per assegurar una isotropia tan perfecta en regions que es troben tan separades entre si que la llum mai no ha tingut temps de posar-les en contacte?

Actualment sabem, precisament gràcies a l’estudi del fons còsmic de microones, que l’edat del nostre univers és de 13.800 milions d’anys. Com que el viatger més ràpid de la natura és la llum, en tota l’existència de l’univers aquesta no haurà pogut recórrer més de 13.800 milions d’anys llum en qualsevol direcció. La radiació de microones que ens arriba de la dreta ha estat viatjant fins a nosaltres durant pràcticament tota la vida de l’univers. I la que prové de la nostra esquerra també. Una ràpida reflexió ens porta a deduir que els punts que ens envien aquesta radiació, el de la dreta i el de l’esquerra, es troben separats per una distància que és molt més gran de la que la llum ha tingut temps de creuar des del moment zero.

Si la llum no ha pogut posar en contacte regions molt separades de l’espai, com és que mostren les uniformitats que observem? Al cap i a la fi, una uniformitat, com per exemple l’equilibri tèrmic, s’assoleix amb l’intercanvi de partícules (inclosa la llum) que transporten energia d’un lloc a un altre i la distribueixen. Com sabia un punt llunyà de l’univers que havia d’estar pràcticament a la mateixa temperatura que un altre si mai no s’havien parlat?⁵⁷

El nom d’aquest problema prové del significat de la paraula horitzó en cosmologia, referint-se al llindar a partir del qual un observador qualsevol ja no pot observar res, és a dir, la frontera que limita una bombolla imaginària al voltant de l’observador que conté l’espai que la llum ha tingut temps de travessar des del Big Bang.

Els punts de l’exemple, a la dreta i a l’esquerra, tenen horitzons que no coincideixen, estan totalment aïllats un de l’altre. Són dues esferes de quasi 13.800 milions d’anys llum de radi que no han coincidit mai encara.

Una resposta fàcil al problema de l’horitzó seria acceptar simplement que quan l’univers va néixer ja ho va fer en perfecte equilibri, i que aquest equilibri s’ha pogut conservar fins ara. Però normalment en ciència no ens agrada gaire explicar la natura amb suposicions forçades, i tots ens sentiríem més còmodes si poguéssim trobar una explicació que no requerís obligar l’univers a haver nascut d’una determinada manera.

A banda, al problema de l’horitzó se n’hi suma un altre, que anomenem el de l’univers pla.

Les equacions de la relativitat general contenen un paràmetre que descriu quina geometria pot tenir l’espai, l’univers. I en general hi ha tres possibles opcions.

La primera i més senzilla és que es tracta d’un espai pla. En un univers d’aquest tipus funciona la geometria que vàrem aprendre a l’escola de petits, anomenada euclidiana. La que, entre altres coses, diu que els angles d’un triangle sempre sumen cent vuitanta graus, o que dues rectes que són paral·leles no es creuaran mai. En dues dimensions, podríem assimilar l’espai pla a un full de paper.

La segona modalitat d’espai possible és que sigui corbat i tancat. En dues dimensions, seria similar a la superfície d’una esfera. En aquest cas no funciona la geometria euclidiana, i per exemple dues rectes paral·leles es van acostant fins a coincidir (si s’allarguen dues rectes paral·leles des de la superfície de la Terra en direcció nord, es creuaran justament quan arribin al pol nord). I els angles de qualsevol triangle sumen més de cent vuitanta graus.

La tercera forma d’espai és també corbat però obert, un xic més complicat d’imaginar. En dues dimensions seria com una cadira de muntar. Així, si des del cim de la cadira tiréssim dues rectes inicialment paral·leles, s’anirien obrint i separant progressivament a mesura que baixessin per un dels costats. Els angles d’un triangle sumarien menys de cent vuitanta graus.

En els exemples anteriors hem emprat símils gràfics en dues dimensions, perquè amb les nostres tres dimensions habituals som incapaços de visualitzar l’espai (almenys, així ho confessa qui escriu aquestes línies). És temptador, per tant, pensar en l’univers com si fos un full si diem que és pla, o com una esfera si diem que és tancat, però això comportaria una enorme simplificació.

Novament, gràcies a l’estudi de la radiació còsmica de microones, de l’expansió de l’univers, i de la seva composició, hem deduït que el nostre univers és de geometria plana. En realitat, per les mesures que actualment tenim, seria pla amb un error aproximat de tan sols un 5 per mil.

Aquest fet representa un enorme problema. Perquè, posats a fer, l’univers podria haver decidit ser de moltes maneres. En realitat, infinites. Infinites formes tancades i obertes. Amb un xic més o menys de curvatura cadascuna d’elles. Un rang interminable de formes per escollir. Però resulta que només hi ha una sola manera de fer un univers pla. I és justament fer-lo perfectament pla! Qualsevol cosa que s’allunyi de ser perfectament pla serà corbada, oberta o tancada, ni que sigui lleugeríssimament.

La cosa es posa encara més interessant quan ens adonem que, segons la relativitat general, un univers que se separi de ser pla, ni que sigui per un instant, tendirà, amb l’expansió, a amplificar de forma exponencial la seva curvatura. En altres paraules, si l’univers ens sembla pla avui, vol dir que devia ser encara molt més perfectament pla en el passat. Tant com per ser pla amb un error d’una bilionèsima de bilionèsima de bilionèsima de bilionèsima de bilionèsima part.

La pregunta és, doncs, evident: com s’ho ha fet, l’univers, per aparèixer tan extraordinàriament pla? Hem de tornar a recórrer a l’explicació senzilla? La que diu que així són les coses perquè així eren quan tot va començar?

Hi ha un tercer problema afegit, que es coneix com el dels monopols. El model del Big Bang prediu l’existència d’una mena d’objectes que s’haurien format en els primers instants de l’univers, que vindrien a ser com imants però només amb un sol pol. Els monopols, però, mai no s’han detectat, ni tenim cap indici que apunti que en tot l’univers observable n’hi hagi algun.

Tots tres junts, els problemes de l’horitzó, de l’univers pla i de la inexistència aparent de monopols ataquen les bases del model del Big Bang, i han portat de corcoll els cosmòlegs des de fa molts anys. De fet, si el model no fos tan magnífic i ens aportés tantes prediccions i correlacions amb l’univers que observem, els tres problemes serien suficients per desautoritzar-lo del tot. Però... qui s’atreveix a enderrocar un edifici tan sòlid com el del Big Bang sense poder reemplaçar-lo amb una teoria que pugui estar al seu nivell?

L’any 1981 un astrofísic britànic, Alan Guth, va introduir una millora en el model que podia donar resposta als tres problemes. Aquesta millora ha estat refinada posteriorment i acceptada de forma majoritària per la comunitat científica. Es tracta de la inflació.

No, no estaríem parlant d’un increment imparable de preus, tot i que també es tracta d’una pujada, o, més ben dit, d’una expansió gegantina. El model inflacionari diu que en els primers instants de l’univers aquest va patir una expansió de caràcter exponencial; hauria crescut tant en tan poc temps, de fet, que els tres problemes anteriors quedarien elegantment resolts.

Per una banda, els punts de la nostra dreta i de la nostra esquerra que ens fan arribar la radiació còsmica i que veiem amb una extraordinària uniformitat haurien estat en contacte en el passat. La inflació els hauria allunyat entre si quan ja es trobaven en equilibri tèrmic, i en un no-res els hauria situat tan distants que des de llavors la llum ja no hauria tingut temps de tornar-los a comunicar. D’acord amb això, no seria estrany que tot l’univers observable estigui en equilibri tèrmic i sigui homogeni simplement perquè tot aquest univers observable va estar concentrat en un espai diminut que la llum podia creuar, i després la inflació va estirar l’espai bestialment i ho va separar tot de tot.

Pel que fa al problema de l’espai pla, la inflació hauria convertit un cosmos que no tenia per què ser pla en trossets que aparentment ho semblen, de plans, de la mateixa manera que un full de paper ens sembla pla a pesar que està situat sobre l’esfera terrestre, en un espai que no en té res de pla. O, tornant al nostre estimat globus, seria com una goma que s’hauria estirat tant que, localment i fins on arriben els nostres instruments, semblaria com si l’espai fos pla.

I el problema dels monopols queda solucionat simplement per un efecte de dilució. La inflació hauria creat un univers immens, molt més gran que el diminut bocí que n’observem i que ens rodeja, de manera que els monopols haurien quedat distribuïts al llarg d’aquest univers gegant, i per tant seria perfectament normal que encara no n’haguéssim detectat cap.

Les xifres de la inflació són difícilment imaginables. El model més acceptat ens diu que, quan l’univers tenia tan sols una centmil·lèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de segon (respira un moment, si us plau), la nostra regió d’univers observable hauria crescut des de la mida d’un àtom a un objecte de 15 metres de diàmetre (!!!!) en només una deumil·lèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de segon! (respira, descansa i reflexiona).⁵⁸

Amb aquest creixement tan enorme i quasi instantani, la inflació també hauria permès que les indetectables fluctuacions quàntiques, de naturalesa atzarosa, creixessin exponencialment i quedessin preservades per sempre més, donant lloc a les anisotropies que avui detectem en el fons còsmic de microones. Des d’aquesta perspectiva, la inflació no només va crear un univers encara més gegantí, sinó que addicionalment hauria plantat les llavors que la gravetat empraria per a fer totes les estructures que veiem al cosmos, inclosos nosaltres.

Un cop consumida la inflació, després del període brevíssim però brutalment expansiu de l’espai, l’univers hauria seguit evolucionant segons el model normal del Big Bang, amb un ritme de creixement molt més suau. Així és com el model inflacionari i el del Big Bang enllacen: el primer precedeix el segon.

Què hauria posat en marxa la inflació, però? I què l’hauria aturat? Actualment, els detalls per contestar aquestes preguntes marquen les fronteres de la investigació de la cosmologia moderna. Conformem-nos a apuntar que tot sembla indicar que existia un camp d’energia associat a una partícula primigènia que s’ha batejat amb el nom d’inflató, i que va ser aquesta energia la que va estripar l’espai.

No hauríem d’acabar el tema de la inflació sense fer el comentari següent: el model també prediu que el procés de creixement sobtat i exponencial s’ha aturat en el nostre univers observable, però no té per què haver-ho fet en altres regions remotes de l’espai, fora completament de la nostra possibilitat d’observació. Així, l’esquema que prediu el model inflacionari és el d’un espai que té regions que han evolucionat completament a ritmes diferents, cosa que dona com a resultat l’aparició d’enormes bombolles-universos totalment deslligats entre ells.

Som les impureses que trenquen un buit quasi complet

Amb tot el desenvolupament de coneixement cosmològic que acabem de veure, els científics tenien les joguines que necessitaven. Per una banda, els models teòrics, basats en les equacions de la relativitat general, permetien simular models diferents d’universos, i el comportament d’aquests cosmos a gran escala es podia predir jugant tan sols amb uns pocs paràmetres, com ara la densitat d’energia i de matèria de l’univers. Per l’altra, el valor d’aquests paràmetres no pot ser qualsevol, ja que queden acotats per les observacions experimentals, com ara els estudis de supernoves llunyanes, la distribució de galàxies, i sobretot l’anàlisi de la radiació còsmica de microones.

El resultat de tot plegat és el model cosmològic que anomenem estàndard, i que molt resumidament ens diu que el nostre univers té uns 13.800 milions d’anys d’antiguitat, que segueix en expansió (accelerada, com veurem tot seguit), i que, de tota la matèria i l’energia que conté, només un 5 per cent té forma de matèria ordinària, composta per àtoms i, per tant, de la que forma les estrelles, els planetes, les galàxies, les roques, els arbres, les papallones i les persones.

I l’altre 95 per cent del contingut de l’univers? Doncs encara avui en dia representa un enorme misteri, ja que està format per dues entitats de les quals sabem ben poc i que han rebut el nom de matèria i energia fosques.

Abans no entrem en el detall d’aquestes enigmàtiques formes de matèria i energia, hem d’aturar-nos uns instants per agafar perspectiva i veure la buidor del nostre univers. Sí, perquè en aquest apartat estem parlant del que conté (matèria ordinària, matèria fosca i energia fosca), però el protagonisme absolut de l’univers no el té el contingut del cosmos, sinó l’espai buit.

La raó d’aquesta buidor s’ha de buscar en les extraordinàries dimensions de l’univers. Els humans estem condicionats pels nostres sentits. Quan observem una imatge del telescopi espacial Hubble, ens meravellem amb les grans concentracions de galàxies, milers, cadascuna vibrant amb milers de milions de sols i bilions de planetes. Però els ulls ens enganyen. La nostra atenció és atreta per la llum, els punts brillants que semblen omplir l’espai, i no ens fixem en els immensos espais buits que hi ha entre els punts.

Et convido a fer l’exercici següent: contemplar una fotografia astronòmica que mostri estrelles o galàxies, i sense deixar de mirar-la imaginar com de grans són en realitat els objectes que hi apareixen. Les estrelles són sols, alguns molt més grans que el nostre, i les galàxies són gegantines agrupacions d’estrelles. Perquè les galàxies apareguin tan petites, perquè les estrelles es mostrin tan sols com a punts sense cap mena de detall... com de lluny han d’estar de nosaltres! Amb una mica d’esforç, la teva ment pot entrar dins de la fotografia i navegar en tres dimensions. I és llavors quan entens que el que et mostra la imatge no són estrelles, planetes o galàxies; el que tens al davant és un immens espai buit, tacat aquí i allà amb uns pocs objectes.

Un cop vaig intentar calcular què significava aquesta buidor de manera que pogués ser entesa pels nostres limitats cervells, i l’exemple que vaig construir és el següent: per simular com de ple (més ben dit, com de buit) està el nostre univers, hauríem d’agafar la novena part d’un granet d’arròs, esmicolar-lo i distribuir el polsim resultant dins una esfera buida de la mida de... la Terra! Si tornés a venir el visitant provinent d’un altre univers a què m’he referit abans i contemplés el nostre com qui observa una capsa, arribaria a la conclusió que la capsa del nostre cosmos no conté absolutament res. I seria, sens dubte, una conclusió d’una precisió científica exquisida.

És esfereïdor pensar en aquesta quasi perfecta buidor de l’univers, i alhora és emocionant reflexionar sobre el fet de la vida. Som aquí, amb els nostres amors, emocions, idees, projectes i problemes, en un cosmos buit, on només hi ha unes poques impureses que trenquen aquesta buidor. I part de les impureses som nosaltres.

Vist l’assumpte del que no té l’univers, podem, ara sí, parlar del poquet que conté. Com vèiem anteriorment, només un 5% d’aquest poquet està fet de matèria ordinària composta per àtoms. I el 95% restant és matèria i energia fosca.

A penes sabem què hi ha allà fora

Les primeres sospites que allà fora hi havia un tipus de matèria enigmàtica i invisible van aparèixer durant la dècada dels anys trenta del segle XX, gràcies al treball d’un excèntric i malhumorat astrònom d’origen suís i búlgar que treballava a l’Institut de Tecnologia de Califòrnia.

Fritz Zwicky mesurava la velocitat a què es mouen les galàxies dins el cúmul de Coma⁵⁹ quan va adonar-se que aquestes velocitats eren massa elevades perquè la gravetat pogués mantenir la consistència d’aquesta enorme agrupació de galàxies. A partir de les observacions amb telescopis, el científic va poder fer una ruda, però suficientment útil, estimació de la quantitat d’estrelles, planetes i altres bèsties del cúmul a partir del global de llum emesa, i no hi havia, ni de bon tros, material suficient per crear l’atracció gravitatòria necessària que mantingués agrupades totes aquelles galàxies. En altres paraules, a aquelles velocitats en el passat les galàxies haurien d’haver sortit disparades en totes direccions. Què hi havia, allà amagat, que feia que l’enorme conjunt de galàxies seguís agrupat i orbitant?

Zwicky va deduir que es tractava d’una matèria de naturalesa molt diferent de l’ordinària. Ho havia de ser, ja que les substàncies formades per àtoms emeten llum quan són escalfades per la potent radiació de les estrelles. Però aquella misteriosa matèria que s’amagava dins el cúmul, fos el que fos, no emetia llum i era completament invisible (d’aquí el nom de fosca).⁶⁰

Anys més tard, especialment durant la dècada dels anys setanta, Vera Rubin tornava a posar la matèria fosca al centre de les discussions, aquest cop a partir de les mesures de la velocitat de rotació de les galàxies espirals.

Les lleis de Kepler, que no són més que derivades de la física newtoniana, ens permeten saber a quina velocitat orbita un planeta en funció de la distància a què es troba del Sol. Siguis un enorme Júpiter o una petita pedreta, si et trobes a la mateixa distància de la teva estrella orbitaràs exactament a la mateixa velocitat. Aquestes lleis es poden aplicar a la rotació de les estrelles al voltant del centre de gravetat d’una galàxia.

El comportament esperat és que com més allunyat estiguis del centre, més lent orbitis. L’any de Mart és uns 1,9 cops més llarg que el nostre. I Mercuri orbita 2,6 vegades més ràpid que Venus. Tot això, degut tan sols a la distància. Però quan Rubin va mesurar la velocitat a què orbitaven les estrelles en els braços espirals d’algunes galàxies, va obtenir un resultat que no s’esperava: totes les estrelles semblaven girar a la mateixa velocitat, com si es tractés d’un sòlid compacte, amb independència de com d’allunyades estaven les estrelles del centre galàctic. Allò només es podia explicar entenent que existia moltíssima més massa rodejant la galàxia, com una mena d’halo que s’estenia molt més enllà de la figura de la galàxia que els telescopis mostraven. Una massa que, per descomptat, tenia efectes gravitatoris, però que no emetia llum. Matèria fosca.

Amb el descobriment de la radiació còsmica de microones, i a partir de la informació codificada en les anisotropies que hem comentat anteriorment, s’ha pogut estimar que la matèria fosca representa aproximadament un 26% de tot el que hi ha allà fora. Els estudis assenyalen que si aquesta estranya matèria no existís, les petites diferències de temperatura observades al fons de microones serien unes deu vegades més altes de les que observem.

El problema és que ben entrat el segle XXI seguim sense saber de què està composta la matèria fosca. Podria estar formada per una nova família de partícules subatòmiques que hem anomenat col·lectivament WIMPs,⁶¹ però la qüestió és que encara és hora que aïllem alguna d’aquestes partícules.

Afortunadament, podem detectar la matèria fosca gràcies als efectes gravitatoris que exerceix al seu voltant, que ens ha permès fins i tot crear mapes amb la distribució dels grumolls de matèria fosca que hi ha rodejant les galàxies. Però en desconeixem completament la naturalesa.

Per cert, el fet que la matèria fosca obeeixi a la gravetat, i que sigui tan enormement majoritària respecte a la matèria ordinària formada per àtoms, fa que estiguem convençuts que va tenir un paper determinant, quan l’univers era infant, perquè es comencessin a formar les grans estructures que ara veiem a l’espai en forma de galàxies. Com hem vist anteriorment, les petites fluctuacions existents poc després del naixement del cosmos van ser les llavors, i la matèria fosca es va anar acumulant al voltant seu, per després arrossegar els pocs àtoms existents a l’espai per fabricar les primeres galàxies i grans cúmuls de l’univers.

Amb el que hem vist fins ara podem donar compte del 31% de l’escàs contingut del cosmos: un 5% de matèria ordinària, i un 26% de matèria fosca. Ens falta el 69% restant: l’energia fosca.

Quan en un capítol posterior parli de la vida de les estrelles, veurem que neixen, viuen i moren. Algunes moren enmig d’enormes explosions que reben el nom de supernoves. I d’entre els tipus de supernoves que coneixem, n’hi ha un que ens és especialment interessant per calcular distàncies a l’univers: el de les supernoves de tipus Ia.

Aquests esdeveniments catastròfics són veritables explosions termonuclears que esmicolen completament estrelles de mida solar, i que tenen (per a nosaltres, humils observadors) una afortunada propietat: si fa o no fa, totes aquestes explosions alliberen la mateixa quantitat d’energia. Com que, a més, les supernoves Ia són tan poderoses que la seva llum pot creuar grans distàncies i distingir-se en galàxies molt llunyanes, si som capaços de mesurar d’alguna manera l’energia emesa per un d’aquests cataclismes siderals, per comparació amb altres supernoves properes podrem saber a quina distància aproximada es troba l’explosió i, per tant, la galàxia que l’hostatja.

A finals del segle XX, dos equips de científics, de forma independent i competint entre ells, ven fer un descobriment sorprenent analitzant la llum de supernoves de tipus Ia molt allunyades de nosaltres. Aquesta llum ha estat viatjant durant centenars o milers de milions d’anys per arribar als nostres instruments, i al llarg del seu recorregut ha patit l’estirament de l’espaitemps provocat per l’expansió de l’univers. Doncs bé, la conclusió dels dos grups de científics va ser que el ritme d’estirament de l’espai... està augmentant de forma accelerada!

El descobriment va ser una enorme sorpresa per a la comunitat científica, i el motiu és força obvi, perquè s’hauria d’esperar que la gravetat exercida per tot el contingut de l’univers actués com a fre de l’expansió. Fos quina fos l’energia que va posar en marxa el Big Bang fa 13.800 milions d’anys, aquest impuls inicial hauria d’haver perdut pistonada gradualment, de la mateixa manera que ens quedem sense alè a mig inflar el globus degut a la resistència de la goma.⁶² Els Nobel de física que es van atorgar a l’inici d’aquest segle als representants dels dos equips que van descobrir l’expansió accelerada eren més que merescuts.⁶³

Desconeixem exactament la raó que fa que l’univers s’expandeixi cada cop més ràpid, i ho atribuïm als efectes d’una energia misteriosa, l’energia fosca, que vindria a actuar com una antigravetat, una pressió negativa, una mena de força repulsiva.

Curiosament, a les equacions de la relativitat general el paper d’aquesta misteriosa energia fosca pot representar-se mitjançant una variable que, ves per on, és calcada a la que Einstein havia col·locat de manera forçada per obligar les seves fórmules a generar un cosmos sense expansió. Només que ara aquesta variable, coneguda històricament amb el nom de constant cosmològica, torna més viva que mai però actuant en sentit contrari a com Einstein havia volgut: no frenant l’univers, sinó accelerant-lo.

No coneixem res d’aquesta energia fosca, a banda que hem deduït que es tractaria de la menys potent de totes les energies que actuen a l’univers, amb un efecte totalment indetectable en distàncies curtes, fins i tot quan s’observen els cúmuls de galàxies més propers.

Evidentment, disposem d’algunes hipòtesis sobre la naturalesa de l’energia fosca, la més establerta de les quals és la que diu que seria una energia que ompliria l’espai buit (quin contrasentit, oi? Omplir l’espai buit!). I és que el que anomenem espai buit no existiria, així tal com ens l’imaginem, i portaria associada de fàbrica una energia inherent.

Això que acabem de dir no ens hauria de sonar estrany: ja ens hem trobat aquest element abans, quan explicàvem que la mecànica quàntica ens dibuixa un món subatòmic ple de partícules virtuals que es creen i s’aniquilen, un bullir constant de partícules que apareixen de forma espontània, i desapareixen de la mateixa manera sense que ho notem. El buit quàntic, per tant, no existiria de forma absoluta.

Incorporant l’energia fosca al relat de l’univers, l’expansió accelerada funcionaria així: el Big Bang posa en marxa l’expansió de l’espai i el fa créixer enormement durant els primers instants de vida, mentre que la gravetat actua en sentit contrari i intenta aturar l’expansió inicial. Sembla que la gravetat va estar a punt d’aconseguir-ho, i després d’uns 10.000 milions d’anys el ritme d’expansió s’havia anat aturant.

Però vet aquí que l’espai havia crescut tant que començà a actuar l’energia fosca. Perquè com més espai es creava, més energia fosca s’acumulava (associada a «l’espai buit»). Al mateix temps, com més creixia l’univers, menys força exercia la gravetat. I així és com es va generar un efecte en cadena que a hores d’ara sembla imparable i que accelera l’estirament de l’espai.

El problema, com veurem de magnitud èpica, és que si l’energia fosca està associada a l’espai i és conseqüència del bullir quàntic del buit, hem de ser capaços, amb les nostres equacions quàntiques, que s’han mostrat sempre infal·libles, de calcular-ne la intensitat. I, efectivament, som capaços de fer-ho, només que els resultats que obtenim representen l’error més gran mai comès en cap altra estimació, experiment o hipòtesi científica en tota la història.

Segons aquests resultats, l’energia fosca hauria de ser... un bilió de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions més potent que la que està estirant l’univers!⁶⁴ En altres paraules, la magnitud que deduïm del ritme d’expansió de l’univers és immensament petita, quasi insignificant, 120 ordres de magnitud (un 1 seguit per 120 zeros) menor del que s’hauria d’esperar de la teoria.

El misteri de l’energia fosca és enorme. Representa un 69% del poc contingut d’un univers pràcticament buit, no sabem què és, no quadra ni per aproximació amb les nostres teories, i a pesar de tenir un valor ridículament petit actualment domina l’expansió de l’univers, estirant-lo sense aparent aturador i conduint-lo cap a un futur llunyà desolador, en què estrelles, planetes i galàxies quedaran aïllades. On, finalment, fins i tot els mateixos àtoms s’estriparan, incapaços de fer front a la gegantina acceleració que haurà acumulat l’expansió de l’espai.

Com cancel·lar 119 decimals

Podríem pensar que, sigui el que sigui l’enigmàtica energia fosca, té poc a veure amb nosaltres. Quina importància té el valor que tingui! Potser sí que afectarà el destí final de l’univers, trencant-lo en una boja expansió. Però això passarà d’aquí a milers de bilions d’anys, i no cal que ara li donem gaires voltes a la cosa.

Però el cert és que la intensitat de la matèria fosca, sent tan insignificant com és i a pesar del terrible destí final al qual condueix, sembla perfectament triada per a l’experiment de la vida.

Abans hem vist com el valor de la seva intensitat és 120 ordres de magnitud menor de la que preveuen els càlculs teòrics. L’única raó per la qual l’energia fosca domina l’univers per sobre de qualsevol altre component no és pas pel seu valor, com he dit quasi insignificant, sinó el fet que el procés d’expansió ha creat cada cop més espai i l’empenta d’aquesta energia s’ha anat acumulant i augmentant sense parar. I la pregunta és: per què una energia hauria de ser tan brutalment més petita que el valor previst?

Evidentment, la primera resposta que ens passa pel cap és pensar que els nostres models són erronis, i que aquest «valor previst» està equivocat. Pot ser perfectament aquest el cas. Però abans no optem per aquesta sortida fàcil i acceptem la derrota de la quàntica, cosa que és recomanable no fer a la primera de canvi després de l’increïble full de servei d’aquesta teoria, ens plantegem si podrien existir altres explicacions. En aquest sentit, alguns investigadors creuen que potser hi ha alguna cosa amagada, que encara desconeixem, que actua cancel·lant l’energia que en realitat hauria de tenir l’espai buit i la redueix quasi a zero, en un procés que es contraposaria a l’activitat quàntica de l’espai buit i que la reduiria, ni més ni menys, que en 120 ordres de magnitud.

Una ràpida reflexió sobre aquesta possibilitat condueix a una conclusió que, si fos certa, hauríem d’admetre que la natura està fent un treball de precisió astoradorament impecable. I és que la cancel·lació de l’energia de l’espai buit s’hauria fet de manera pràcticament perfecta. Sigui el que sigui el que es contraposa a aquesta energia, ho fa fins al decimal número 120. Qualsevol de nosaltres consideraríem un extraordinari treball anul·lar-la fins al desè, o encara més, fins al vintè decimal, una cosa mai vista. Però arribar a anul·lar-la fins al cent vintè decimal...

Per tant, igual com abans deia que seria recomanable no estripar el full de la quàntica, ara també aconsello ser molt cauts amb possibles explicacions com la que acabem de veure. No oblidem que amb prou feines sabem res de l’energia fosca, què és o com funciona. Finalment podria no estar associada a res del que pensem, i llavors no caldria suposar que un altre component desconegut ha estat capaç de restar amb tanta precisió per eliminar 119 llocs decimals.

El que sí que és una evidència, del tot rellevant per al que ens interessa en aquest llibre, és que si l’energia fosca hagués estat d’entrada un xic més potent, posem per cas tan sols deu cops més intensa, l’expansió de l’univers hauria estat tan ràpida que probablement les galàxies o les estrelles no s’haurien pogut formar.

L’univers s’hauria estripat de seguida, pocs milions d’anys després del Big Bang, allunyant l’escassa matèria existent i diluint-la encara més, i evitant així que la gravetat fes la seva feina. Un augment de deu cops pot semblar molt, però recordem l’enorme diferència, comentada anteriorment, que existeix entre el valor observat i el calculat. Si la hipòtesi de la cancel·lació fos correcta, que l’energia fosca fos deu vegades més forta implicaria que aquesta cancel·lació no es faria fins al decimal 120, sinó «només» fins al 119.

En definitiva, l’energia fosca és un altre d’aquells paràmetres de la natura que estan ben triats. Probablement se n’hauria pogut disminuir una mica la intensitat sense que passés res.⁶⁵ Però millor no haver-la augmentat, perquè hi hauria hagut el risc que l’expansió desbocada de l’espai hagués començat molt abans en la història de l’univers, cosa que hauria impedit l’aparició de vida.

Vull acabar aquesta disquisició sobre l’energia fosca introduint una altra possibilitat que la ciència té sobre la taula. Igual com abans encenia la llumeta d’alarma sobre l’eventualitat que la quàntica falli... podria ser, per contra, que fos la relativitat general, que ens descriu tan bé la gravetat, la que errés a gran escala? Què passaria si la gravetat es comportés diferent de com pensem, amb desviacions tan petites que fóssim incapaços de detectar-les quan estudiem estrelles, galàxies o fins i tot forats negres, de manera que aquestes desviacions només es posessin en evidència quan es contemplés l’univers en tota la seva extensió? En aquest cas, potser no caldria recórrer a l’enigmàtica energia fosca i podríem explicar l’expansió accelerada de l’espai sense necessitat d’introduir nous components.

De nou, i en un acte simplement de prudència, encara no tenim arguments suficients per dubtar d’una física tan elegant i perfecta com la que va idear Einstein. Però, en qualsevol cas, farem bé de no negar-nos a valorar aquesta possibilitat. Perquè en l’improbable cas que es confirmés que no entenem del tot el funcionament de la gravetat, ens trobaríem davant una nova revolució científica, i de les grosses. De les que provoquen salts en les fronteres del coneixement i obren noves portes.

Però de moment deixem-ho aquí, dins l’àmbit de l’especulació, i vegem on ens porten els estudis i les descobertes que de ben segur viurem durant els anys vinents, en un període que serà fascinant per a la cosmologia.

LES CLAUS DE LA VIDA

› Habitem un univers que va tenir un origen i que és dinàmic, la qual cosa permet mantenir el cicle de vida i mort de les estrelles.

› A pesar de l’extraordinària homogeneïtat de l’univers, poc després del Big Bang es van crear diminutes asimetries (anisotropies) que després van créixer, amb l’expansió de l’univers, i que van fer de llavors per formar les primeres galàxies del cosmos.

› L’univers s’expandeix, i no ha parat de fer-ho des que va néixer, fa uns 13.800 milions d’anys. La misteriosa força que impulsa aquesta expansió l’hem anomenat energia fosca. Tot i que no sabem de què està composta ni com actua exactament, sembla que el ritme d’expansió que ha incorporat a l’espai ha estat el just perquè es poguessin formar àtoms, estrelles, planetes i galàxies. Si hagués estat més intensa, aquesta energia fosca hauria estripat l’univers poc després del Big Bang i no s’hauria pogut formar res.

› Habitem un espai (quasi) absolutament buit. A pesar dels milers de milions de galàxies que hem detectat, dels milers de milions d’estrelles i dels bilions de planetes que conté cadascuna, les distàncies entre els objectes són tan gegantines que es pot considerar que al nostre univers no hi ha (a penes) res. Tot el que veiem i detectem, tot el que nosaltres som, correspon a una novena part d’un granet d’arròs distribuïda dins una esfera buida de la mida de la Terra.

19. Deus haver notat el terme afegit a l’expressió «univers». Per univers observable entenem tot allò que podem aspirar a observar del cosmos al nostre voltant. No m’estic referint a cap limitació tecnològica, a telescopis més o menys potents, sinó al fet que la llum, el missatger més ràpid de la natura, necessita temps per creuar les enormes distàncies de l’espai. Per tant, podria ser que tot allò que anomenem univers no fos sinó una bombolla centrada en la nostra posició, més enllà de la qual l’espai segueix però ja fora del nostre abast, perquè la llum no ha tingut temps material, des de l’inici dels temps, d’arribar-nos des d’aquestes regions tan allunyades. A partir d’aquest punt, al llarg del llibre, el terme «observable» quedarà implícit cada cop que parli d’«el nostre univers», i només el destacaré de nou a efectes de millorar la claredat quan ho cregui convenient.

20. Més endavant parlarem de l’equivalència entre sol i estrella. De moment, ens hem de quedar amb la idea que sol i estrella són sinònims, i que podem intercanviar aquestes paraules quan ens referim als punts de llum que fam pampallugues dalt el cel en qualsevol nit fosca, o quan parlem del nostre estimat Sol, el qual passa a ser no res més extraordinari que una altra de les moltes estrelles que existeixen.

21. Actualment, els astrònoms estimen, pel cap baix, que hi una mitjana d’un planeta per estrella. En altres paraules, hi haurà estrelles que no en tindran, de planetes, i d’altres, com el Sol, que estaran rodejades de mons de tot tipus.

22. És com una maledicció que ja hem descobert quan explicava la segona llei de la termodinàmica. En aquest univers no hi ha res de franc, i tot requereix una despesa d’energia.

23. L’astronomia és una veritable màquina d’observar el passat. La llum triga temps a recórrer les extraordinàries distàncies del cosmos, de manera que tot el que veiem correspon a esdeveniments i coses que van ser, i que potser ja no són. Aquest fet és el que ens ha permès obtenir el coneixement de l’univers que tenim, ja que som capaços, amb potents instruments, d’analitzar la llum que van emetre els objectes antics del cosmos, objectes que de ben segur ja no existeixen.

24. L’autoria de la invenció del telescopi ha estat objecte de moltes discussions històriques, però sembla que podria correspondre a un gironí, de nom Joan Roget, a finals del segle XVI. Però la primera persona a la història que va deixar constància d’haver enfocat l’instrument acabat d’inventar cap al cel amb objectius científics va ser Galileu, a començaments del segle XVII. Entre altres objectius, Galileu va apuntar el telescopi cap a la Via Làctia, i va comprovar que aquelles nebulositats en realitat estaven compostes per milers de diminuts puntets de llum. D’estrelles.

25. A pesar d’aquest pensament generalitzat, els científics d’aquella època ja disposaven d’indicis que feien sospitar que l’univers no ho podia ser, d’etern. Un d’aquests indicis és conegut com la paradoxa d’Olbers, que es planteja per què els nostres cels nocturns són foscos. I un altre és la termodinàmica, amb la seva molesta mania de dir que no hi ha res de franc, i que una màquina (com ara un univers) no pot funcionar eternament si no hi ha un subministrament constant d’energia.

26. Un cop més, la imaginació al poder!

27. M’agrada pensar què haurien fet, i sobre què haurien discutit, Einstein i Newton, dos dels genis més inigualables de la història, si haguessin compartit vida. Vull pensar que, en realitat, cap d’ells s’hauria irritat amb l’altre. I ves a saber quin hauria estat el resultat del treball conjunt!

28. El nom noves feia referència al fet que aquestes estrelles passaven a ser visibles pels instruments, quan anteriorment no ho eren. Actualment sabem que hi ha diferents categories dins aquest concepte de noves, però totes estan relacionades amb fenòmens cataclísmics.

29. Aquesta època daurada es va produir fa 11.000 milions d’anys, i des d’aleshores el ritme de creació d’estrelles hauria caigut a tan sols un 3% del que havia estat.

30. Bàsicament nanes blanques, que són els fòssils del que un dia van ser estrelles de massa similar o més petita que el Sol, i nanes vermelles, astres més petits i freds que aconsegueixen tenir vides longeves.

31. El nom d’aquest tipus d’estrelles variables prové de Delta Cephei, el primer d’aquesta classe d’astres, que va ser identificat per l’astrònom John Goodricke l’any 1784.

32. Una aproximació molt sensata, similar a dir que dos edificis qualssevol de París es troben aproximadament a la mateixa distància del centre de Tarragona.

33. Si no hagués pogut fer l’aproximació anterior, considerant que totes aquelles cefeides eren a la mateixa distància, no hauria pogut determinar quines eren més potents que altres amb independència de com de lluny es trobaven.

34. La naturalesa quàntica de la matèria fa que s’absorbeixi només la llum que té l’energia justa per excitar l’electró en qüestió.

35. Fins i tot estèticament, poca diferència hi ha entre un espectre d’estrella en blanc i negre i un codi de barres.

36. Posteriorment al moment que Doppler va formular aquest efecte, un meteoròleg holandès, Christopher Heinrich Dietrich Buys-Ballot, el va voler provar amb un curiós experiment que va consistir a muntar una orquestra dalt d’un vagó de tren obert.

37. Alguns autors defensen que aparentment Edwin Hubble sabia a priori el que buscava en aquell gràfic. Els punts que hi apareixien mostraven una important dispersió (producte de les imprecisions en les mesures tant de distàncies com de velocitats) i difícilment podrien haver suggerit una relació que s’aproximés a una recta.

38. La gran galàxia d’Andròmeda era l’excepció més important, i Hubble va veure que s’apropava. Això és degut al fet que aquesta ciutat còsmica i la nostra Via Làctia estan en via de col·lisió, atretes per la poderosa molla de la gravetat, xoc que es produirà en uns quants milers de milions d’anys.

39. Cal dir que no em puc atribuir pas cap d’aquests models. Les explicacions de la tela elàstica i el globus han estat àmpliament emprades en l’àmbit de la divulgació, i formen part del patrimoni mundial.

40. Alguns cosmòlegs es mostren contraris a la utilització del símil del globus, ja que pot fer que el públic es pensi que l’univers és esfèric. També despista pensar que el globus s’expandeix dins una habitació, però en canvi l’expansió de l’univers no es produeix dins d’enlloc!

41. En realitat, les galàxies, igual que els altres objectes de l’univers, sí que es mouen, atretes per les gravetats mútues. Però aquesta velocitat, que anomenem pròpia, és irrellevant quan la comparem amb el ritme al qual les galàxies distants s’allunyen de nosaltres.

42. Popularment es diu que llavors Einstein va pronunciar una famosa frase que deia que aquell error havia estat la gran ceguesa de la seva vida. Però sembla que no hi ha constància directa d’aquest fet, i en realitat apareix en una obra escrita pel cosmòleg George Gamow en què transcriu una conversa mantinguda amb Einstein tres anys abans de la seva mort.

43. Una explosió té un centre. L’expansió de l’univers no, com tampoc en va tenir cap el seu naixement.

44. Sembla que Hoyle mai no va acceptar el model del Big Bang. Aquest científic, que va fer enormes contribucions a l’astrofísica, en especial pel que fa a la manera com funcionen les estrelles, va morir l’any 2001.

45. Un element químic és definit pel nombre de protons que té al nucli. Però conservant aquest nombre de protons un àtom pot allotjar un nombre diferent de neutrons, i formar així variants de l’element químic. Aquestes variants reben el nom d’isòtops. Així, per exemple, l’hidrogen té un protó al nucli, i la variant majoritària d’aquest element no té cap neutró. El deuteri i el triti són dos isòtops de l’hidrogen que també tenen un protó —condició imprescindible perquè sigui hidrogen— però que inclouen al seu nucli un i dos neutrons respectivament.

46. A mesura que els instruments i les tècniques han anat avançant, aquesta correlació entre el que s’observa i el que prediu el model del Big Bang s’ha anat fent més i més exacta.

47. La temperatura no és més que una mesura estadística de la velocitat a què es mouen les partícules, com hem explicat al primer capítol.

48. La lletra K indica que ens referim a graus Kelvin, l’escala absoluta de temperatures. La conversió als nostres quotidians graus centígrads es pot fer restant 273,15.

49. Aquesta situació ha seguit fins ara, amb llum que ens arriba de llocs remots del cosmos sense haver interaccionat amb res al llarg del seu camí.

50. En realitat, el terme «omplir l’univers» no seria gaire afortunat, ja que com veurem més endavant el nostre univers està pràcticament buit. Però si comparem el nombre de fotons, de partícules de radiació, amb el nombre total de partícules de matèria del cosmos, les primeres superen les segones en una proporció de 1.600 milions a 1.000.

51. Equivalent a uns −270 °C.

52. El satèl·lit COBE de la NASA va obrir el camí a començaments de la dècada dels noranta del segle passat. El van seguir instruments molt més precisos i potents, com ara el WMAP, també de la NASA, i el satèl·lit Planck de l’ESA, els anys 2001 i 2009 respectivament.

53. El vapor d’aigua absorbeix la radiació de manera eficient, cosa que en aquest cas no desitgem.

54. La longitud d’ona de la radiació està directament relacionada amb la seva energia i temperatura. A major longitud d’ona, menor energia i temperatura. Així, si parlem de llum visible, la vermella és més freda que la blava perquè té una longitud d’ona major. I si no tan sols ens fixem en la part visible de l’espectre, la radiació gamma és molt més calenta (energètica) que la de microones per la mateixa raó. Una altra forma de veure-ho, de fet molt interessant per entendre millor els processos de la natura, és que un objecte emetrà radiació en funció de l’energia del procés que la generi. Processos extremadament energètics, com per exemple els que tenen lloc al voltant d’estrelles de neutrons, generaran radiació en forma de rajos gamma i X, de longitud d’ona molt curta (és a dir, molt calents i energètics). Per contra, un cos que simplement emet llum perquè està calent acostuma a fer-ho majoritàriament en forma de radiació infraroja, molt més freda que l’anterior.

55. I antipartícules, per ser més precisos. De la matèria i l’antimatèria en parlarem en un altre capítol del llibre.

56. Aquesta aparició i desaparició de partícules no viola cap llei fonamental de la física, ja que el resultat final és justament 0.

57. O quina és la probabilitat que tots els teus coneguts s’hagin posat avui roba del mateix color si no s’ho han dit prèviament?

58. El model de referència prediu que la inflació va començar després de 10^-35 segons de vida de l’univers, i va durar 10^-34 segons. En el text, l’autor ha convertit aquestes magnituds, que en notació científica s’escriuen ràpid però que no diuen res al públic no especialista, en paraules, tot plegat en un intent ingenu per permetre que la ment del lector comprengui les en qualsevol cas incomprensibles xifres de la inflació.

59. Els cúmuls de galàxies són grans agrupacions de galàxies que queden lligades gravitatòriament. En concret, el cúmul de Coma conté unes 1.000 galàxies, que estan ubicades aproximadament a uns 320 milions d’anys llum de distància de la Terra.