Kitabı oku: «Una breu i atzarosa història de la vida», sayfa 5
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?
