L’origen i el futur de l’Univers

Condicions generals

Malgrat que la Via Làctia conté centenars de bilions d’estrelles, és tan sols una porció minúscula de l’Univers que podem detectar i observar. Més enllà de la Via Làctia hi ha bilions d’altres galàxies, que constitueixen el que es coneix com Univers extragalàctic. Els astrofísics han estudiat com s’estructura a gran escala aquest Univers extragalàctic, que obeeix lleis fonamentals de la física que permeten descriure’l i comprendre com es comporta actualment com a estructura global. Aquestes lleis donen una idea plausible de quan i de quina manera es va originar la totalitat de l’Univers, com es preveu que sigui el seu futur i quina serà la seva fi. Les contribucions dels científics catalans en aquests estudis han estat particularment importants els darrers temps, atès que actualment als Països Catalans hi ha persones i equips d’astrofísica capdavanters que treballen en projectes internacionals d’alt nivell i que duen a terme investigacions pioneres en aquest camp.

L’existència d’un Univers extragalàctic

Malgrat que l’Univers és ple de bilions i bilions d’estrelles, el descobriment, el 1923, de la cefeida variable que Hubble va anomenar V1 va alterar el curs de l’astronomia moderna. L’estreta relació que hi ha entre la lluminositat i el període pulsàtil de les cefeides variables fa que siguin una mena “d’espelmes" estàndard per a establir les escales de distància galàctiques i extragalàctiques. La imatge mostra observacions de la V1 fetes amb el telescopi Hubble entre el desembre del 2010 i el gener del 2011.

NASA / ESA / Hubble Heritage Team (STScl/ AURA).

La visió actual de l’Univers extragalàctic va començar a prendre cos de manera precisa les dècades de 1920 i 1930. Fins aleshores es creia que l’Univers es reduïa a la galàxia en què es troba el sistema solar, això és, la Via Làctia. Tot i que ja s’havien detectat nombroses nebuloses, ningú les havia reconegut mai encara com a objectes situats més enllà de la Via Làctia. De fet, les primeres nebuloses les va identificar l’astrònom, matemàtic i geògraf grec Claudi Ptolemeu (~90 – ~168) l’any 150 dC en l’Almagest. Posteriorment, i al llarg d’uns quants segles, els astrònoms perses, àrabs i xinesos deixaren constància de l’existència d’altres nebuloses. Ja molt més endavant, concretament l’any 1715, l’astrònom anglès Edmond Halley (1656 – 1742) en va reportar sis, i l’any 1781 l’astrònom francès Charles Messier (1730 – 1817) en va catalogar 103, mentre que entre el 1786 i el 1802 l’astrònom britànic John Frederick William Herschel (1792 – 1871) i la seva germana Caroline (1750 – 1848) van publicar tres catàlegs de nebuloses en els quals en llistaven un total de 2.510.

En tots aquests casos es creia que es tractava de cúmuls d’estrelles enmig de pols, que el poc poder de resolució dels telescopis no permetia observar per separat. Va ser l’astrònom nord-americà Edwin Powell Hubble (1889 – 1953) qui, entre el 1922 i el 1924, es va adonar que hi havia nebuloses que es trobaven molt més enllà de la Via Làctia. Concretament, en observar-hi estrelles cefeides variables, va poder situar la nebulosa d’Andròmeda a més de 800.000 anys llum de distància i d’ací va deduir que no es tractava d’una nebulosa sinó d’una altra galàxia, la primera que es descobria fora de la Via Làctia. Aquesta observació va canviar la visió que hom havia tingut de l’Univers fins aleshores i va obrir al coneixement humà el molt més complex Univers extragalàctic.

D’un Univers estàtic a un Univers en expansió

Albert Einstein, rebut oficialment a l’Ajuntament de Barcelona al febrer del 1923, en una fotografia publicada a la premsa. Feia una dècada que havia construït la seva teoria de la relativitat, que juntament amb l’anomenada equació d’Einstein, que estableix l’equivalència entre massa i energia, va ser un dels punts de partida per a la idea de l’Univers en expansió.

Fototeca.cat.

Al principi del segle XX, quan encara no s’era conscient de l’existència de l’Univers extragalàctic, els científics estaven fermament convençuts que l’Univers conegut era estàtic, és a dir, que tots els astres, en els seus moviments i distribució, haurien romàs eternament tal com es veuen ara, des de sempre i per sempre.

Això era el que creia també el físic alemany Albert Einstein (1879 – 1955) quan, al començament de la dècada de 1910 va formular, a partir de postulats físics molt bàsics, la seva teoria de la relativitat general. Einstein es va adonar que la idea d’un Univers estàtic no era compatible amb les equacions de camp que descrivien la seva teoria de la relativitat, car un univers així mai no podia ser estable perquè els cossos celestes es col·lapsarien inevitablement a causa de la força d’atracció de la gravetat. Això li va fer ballar el cap fins que va trobar una solució matemàticament correcta, malgrat que el satisfeia molt poc: va introduir a les seves equacions de camp, a contracor, un terme addicional, conegut com constant cosmològica i representat amb la lletra grega Λ. Aquesta constant equivaldria a una força repulsiva que compensaria la força de la gravetat a grans distàncies, de tal manera que impediria el col·lapse de l’Univers. És a dir, amb la introducció de la constant cosmològica les seves equacions descrivien un Univers estàtic. El problema era que aquesta constant no tenia cap explicació física aparent.

El mateix any que Einstein publicava les seves equacions de camp amb la constant cosmològica inclosa, l’astrònom alemany Karl Schwarzschild (1873 – 1916) va trobar una solució de les equacions d’Einstein, que descriu el que avui dia es coneix com forat negre. Einstein va quedar sobtat en veure que Schwarzschild havia estat capaç de trobar tan aviat una solució senzilla i elegant a equacions tan complicades. El 1922 el físic i matemàtic rus Aleksandr Friedmann (1888 – 1925) va trobar una altra solució d’allò més interessant, ja que descriu tot l’Univers. La seva mort per febre tifoide, a trenta-set anys, li va impedir copsar que, interpretada físicament, aquesta solució descrivia un univers en expansió. Aquest honor va correspondre a l’astrofísic i matemàtic belga Georges-Henri Lemaître (1894 – 1966) el qual, desconeixent per complet la troballa de Friedmann, va redescobrir la mateixa solució mentre treballava al Massachusetts Institute of Technology (MIT) en la seva segona tesi doctoral, que va presentar el 1925.

Aleshores, i com ja s’ha esmentat, Hubble acabava de demostrar que hi havia altres galàxies, en particular Andròmeda, més enllà de la Via Làctia. Gairebé al mateix temps, ell i l’astrònom nordamericà Vesto Melvin Slipher (1875 – 1969) també havien acumulat prou dades que evidenciaven nítidament una desviació envers el vermell dels espectres d’emissió de les nebuloses més llunyanes dels confins de l’Univers extragalàctic. Aquesta desviació s’atribuïa a algun fenomen de tipus atòmic o d’alguna altra mena. Lemaître va examinar totes les proves disponibles i va descobrir que la desviació envers el vermell es podia interpretar d’una manera més fàcil i natural, no com un fenomen intrínsec d’aquestes nebuloses ni un moviment propi, sinó com una expansió global de l’Univers mateix. Això encaixava, com l’anell al dit, amb la solució que ell mateix i Friedmann havien descobert de les equacions d’Einstein. Lemaître va concloure, doncs, que la teoria física estava completament d’acord amb les observacions i va intentar convèncer Einstein, durant un congrés a Brussel·les l’any 1927, que la seva teoria de la relativitat general no necessitava cap constant cosmològica i que, en complet acord amb les observacions astronòmiques més recents, les seves equacions descrivien un univers en expansió. Al cap d’un parell d’anys Einstein ho va admetre, i a partir d’aleshores va defensar sempre la interpretació de Lemaître i contribuí decisivament a la seva popularitat.

L’origen de l’Univers: el Big Bang

Una de les representacions possibles de l’evolució de l’Univers, anomenada línia del temps de l’Univers, realitzada per Theophilus Britt Griswold (NASA), a partir de conceptes científics i elements artístics i imatges de projectes anteriors, fins a dissenyar la forma de campana per a explicar el perfil de l’expansió de l’Univers.

NASA / WMAP Science Team.

Seguint el mateix raonament que el va portar a deduir que l’Univers s’expandia, però mirant enrere en el temps, Lemaître va concloure, lògicament, que en èpoques passades l’Univers havia estat molt més petit i, tirant encara més enrere, que havia tingut un origen, és a dir, que fa milers de milions d’anys tota la matèria de l’Univers estava concentrada en una zona molt petita de l’espai. I això el va portar a proposar la teoria de l’origen de l’Univers coneguda com el Big Bang, segons la qual una gran explosió va impulsar i escampar l’Univers, i amb aquest la matèria i l’energia que conté, en totes direccions, i en concentrar-se més en uns punts de l’espai que en uns altres s’originaren les primeres estrelles i galàxies.

De fet, el nom de Big Bang no se li va ocórrer a Lemaître mateix, sinó a l’astrònom anglès Fred Hoyle (1915 – 2001), que el va esmentar en un programa de ràdio emès per la BBC el 28 de març de 1949. Un any abans Fred Hoyle, juntament amb l’astrònom nord-americà Thomas Gold (1920 – 2004) i el matemàtic i cosmòleg anglès Hermann Bondi (1919 – 2005), acabava d’elaborar la teoria de l’estat estacionari (steady-state), segons la qual l’Univers presenta el mateix aspecte en qualsevol lloc i instant d’observació. En l’esmentat programa de la BBC Hoyle volia defensar la seva teoria contraposant-la a la de Lemaître i, per fer-se entendre pels oients (i en part també per ridiculitzar la versió de Lemaître), va dir que la teoria del seu oponent descrivia l’origen de l’Univers com l’esclat d’un gran petard a escala còsmica o Big Bang. Mai no hauria pogut imaginar fins a quin punt aquest nom es faria popular per definir la teoria ara acceptada sobre l’origen de l’Univers.

La radiació còsmica de fons: la confirmació del Big Bang

L’any 1963 l’astrofísic alemany Arno Allan Penzias (n. 1933) i el físic nord-americà Robert Woodrow Wilson (n. 1936) treballaven als laboratoris Bell de Nova Jersey en el recalibratge d’una antena reflectora, que volien transformar per emprar-la en radioastronomia. Malgrat que en aquella època ja existien en altres llocs radiotelescopis molt més potents, aquest modest reflector de 7 m en forma de banya tenia unes característiques úniques per a dur a terme el projecte d’aquests dos científics: detectar la presència d’hidrogen en cúmuls de galàxies. Per a aconseguir-ho els calia prendre mesures d’alta precisió a la banda electromagnètica de 21 cm, longitud d’ona a la qual l’halo galàctic seria prou brillant per a poder-lo detectar i a la qual seria possible observar en els espectres d’emissió la línia corresponent als àtoms d’hidrogen neutre.

Després d’haver pres tot un seguit de mesures durant uns quants mesos no aconseguien eliminar un soroll molt fluix però persistent, que traduït a temperatura equivalia a uns 3 K, i que era exactament el mateix en totes les direccions, nit i dia. Aquest valor s’assemblava prou al corresponent a l’anomenada temperatura del cel, de 2,5 K i causat per l’absorció de microones de l’atmosfera terrestre, però aquesta dada ells ja la coneixien i la tenien descomptada. Van considerar la possibilitat d’alguna font terrestre i enfocaren l’antena en diverses direccions, apuntant en particular cap a Nova York, però la variació era sempre insignificant. Aleshores van tenir en compte també la possible radiació de la Galàxia, així com tots els tipus d’emissions de radio extraterrestres, però res no explicava el soroll de fons. I aquest soroll o radiació còsmica de fons va continuar present fins i tot després d’haver netejat bé l’antena i d’haver-ne recobert la superfície amb una capa nova d’alumini.

Mapa de fluctuacions de la temperatura de la radiació de fons de microones realitzat a partir de set anys de dades obtingudes per la sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) de la NASA. Els punts amb temperatura més baixa es veuen blaus i els de temperatura més alta, vermells.

WMAP Science Team / NASA.

A la mateixa època, a Princeton, a només 60 km, el físic nord-americà Robert Henry Dicke (1916 – 1997), el físic canadenc Phillip James Edwin Peebles (n. 1935) i el cosmòleg nord-americà David Todd Wilkinson (1935 – 2002) estaven preparant un article en el qual desenvolupaven una teoria sobre quines característiques havia de tenir la radiació de microones que hauria d’arribar d’un univers molt dens en el seu origen, és a dir, en unes condicions similars a les del Big Bang. Va ser un professor d’astrofísica del Massachusetts Institute of Technology (MIT) qui va parlar a Arno A. Penzias del treball de Peebles i els seus col·laboradors. Entre tots van anar lligant caps i durant l’any 1964 van escriure dos treballs: el dels científics de Princeton descrivia un model teòric de la radiació del Big Bang; per la seva banda, el de Penzias i Wilson donava compte de les observacions fetes amb la seva antena. Tots dos treballs van aparèixer publicats l’any 1965 al mateix número de la revista Astrophysical Journal. Ja s’havien adonat que, sens dubte, hi havia grans possibilitats que Penzias i Wilson haguessin detectat, de fet, l’ona expansiva del mateix Big Bang.

De totes maneres, la confirmació definitiva d’aquest gran descobriment cosmològic, tan extraordinàriament important, va trigar encara uns anys a arribar. La primera prova addicional va venir en rescatar de l’oblit unes mesures indirectes que els astrònoms nord-americans Walter Sidney Adams (1876 – 1956) i Theodore Dunham Jr. (1897 – 1984) havien fet trenta anys enrere i que, analitzades de nou entre els anys 1965 i 1966, van portar a concloure que aquests dos científics ja havien detectat, bé que sense donar-hi importància, una radiació còsmica de fons d’uns 2,5 K. Aquest valor es va mesurar encara amb més precisió, i en un article de la revista Nature de l’any 1966 s’afirmava que era de 2,8 K, valor ja molt proper als 2,725 K que ara es coneix.

D’altra banda, repassant la literatura científica es va descobrir que el primer model teòric de la radiació del Big Bang no va ser el que van descriure els científics de Princeton sinó el que havia proposat setze anys abans el físic rus George Gamow (1904 – 1968) i que els científics nord-americans Ralph Asher Alpher (1921 – 2007) i Robert C. Herman (1914 – 1997) acabaren de perfeccionar l’any 1949. Aquests autors ara són reconeguts com els primers que van predir la radiació de fons de microones del Big Bang.

Tanmateix, la descoberta de la radiació còsmica de fons va merèixer a Penzias i Wilson el premi Nobel de física l’any 1978. La confirmació de l’existència d’una radiació còsmica de fons provinent del Big Bang havia descartat de manera concloent la teoria de l’estat estacionari.

Després del Big Bang: l’etapa d’inflació de l’Univers

La teoria original del Big Bang va haver de ser modificada al principi de la dècada de 1980 a fi de resoldre unes quantes discrepàncies serioses en relació amb les observacions més acurades de l’Univers, sobretot pel que fa a la descripció del primer segon a partir del seu origen. S’hi va incorporar una etapa d’inflació, durant la qual, en un instant de temps brevíssim, l’expansió va ser enorme, de tal manera que l’Univers passà de tenir el volum d’un pèsol al de l’actual Via Làctia. El desenvolupament del model inflacionari constitueix, per diversos motius, una altra pàgina molt brillant de la història del coneixement del cosmos.

El primer científic que va formular la idea, veritablement revolucionària, de l’existència d’una etapa d’inflació va ser el físic teòric nord-americà Alan Guth, nascut el 1947 i format al Massachusetts Institute of Technology (MIT) entre el 1964 i el 1971. Durant els nou anys següents va ser postdoctorand a les universitats de Princeton, Columbia, Cornell i Stanford. Però cap d’aquestes institucions li oferia un contracte fix, potser perquè Guth es dedicava a estudiar problemes matemàtics de la teoria de les partícules elementals. Quan estava a punt d’abandonar la física, un company postdoctorand li va proposar d’estudiar conjuntament el problema de la producció de monopols magnètics a l’Univers primitiu. El tema va interessar Guth, així que quan Robert H. Dicke va fer un seminari a Cornell el 1978, va anar-hi a prendre’n notes. Guth quedà ben intrigat per la conclusió de Dicke que la teoria del Big Bang tenia problemes molt greus, ja que no explicava moltes de les coses que s’observaven a l’Univers. Per exemple, no explicava que l’Univers fos tan perfectament homogeni i isòtrop. Guth també es va adonar que la teoria del Big Bang tampoc no explicava l’absència de monopols magnètics, que haurien de ser molt abundants a l’Univers actual però resulta que no se n’ha trobat mai cap. Tots aquests problemes li van fer ballar el cap durant dos anys. En una nit d’insomni se li va acudir, tot de sobte, un mecanisme per a donar solució a tots i cada un dels greus problemes del Big Bang, i aleshores Guth va proposar la revolucionària teoria del model inflacionari. Aviat es va descobrir un error en la seva teoria original, però aquest error va ser corregit per altres físics teòrics, i la teoria modificada es va anomenar inflació nova. Avui dia sota el nom genèric d’inflació es recullen més d’una trentena de teories diferents, que són totes evolucions de la idea original de Guth.

Dos punts pendents en el coneixement del cosmos

Si bé la teoria del Big Bang gaudeix del suport aclaparador de la pràctica totalitat de la comunitat científica, al llarg de la història s’hi han identificat una sèrie de punts febles. Observacions més precises de l’Univers han deixat resolts alguns d’aquests problemes, mentre que altres han requerit petites modificacions de la teoria original. Però tot i els grans avenços en el coneixement del cosmos actualment encara hi ha grans incògnites pendents, com ara la de la matèria fosca i la de l’instant zero.

L’instant zero

S’entén per instant zero l’instant mateix de la creació de l’Univers, és a dir, el moment exacte en què es produí el Big Bang. Els mapes de l’Univers primitiu no abasten fins al moment just del seu origen. Els que es remunten a temps més antics representen un Univers encara molt jove però que ja tenia 370 Ka. Abans d’això el cosmos, molt calent, era una sopa fosca de quarks, gluons i partícules elementals impenetrable als fotons. Posteriorment la temperatura va anar baixant i se situà per sota del llindar d’ionització de l’àtom més petit, el d’hidrogen. L’hidrogen precipità, de sobte, a gran escala i així, per primer cop, la primera llum de l’alba còsmica envaí tot l’Univers. Aquesta primera llum encara arriba ara a la Terra, i es pot contemplar amb tota nitidesa amb els ulls curiosos de satèl·lits com ara el Planck (batejat en honor al físic alemany Max Planck, premi Nobel de física el 1918), l’Explorador del Fons Còsmic COBE (Cosmic Background Explorer), també conegut com Explorer 66, i la sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Aquests satèl·lits han transformat la primera llum còsmica en les imatges, cada cop més ben definides, del mapa més antic de l’Univers.

A fi d’endinsar-se més enllà –eventualment fins a l’instant zero– hom necessita, però, uns altres ulls, capaços de captar la informació de les ones gravitatòries primordials. S’espera que aquestes ones es podran detectar i mesurar amb precisió d’aquí a una o dues dècades gràcies a antenes gravitacionals espacials com ara la LISA i la DECIGO. Amb això s’obtindran fotos d’un Univers més jove, i previsiblement es confirmarà l’existència d’una etapa d’inflació.

La matèria fosca

L’existència d’una matèria fosca fou postulada per primera vegada, de manera clara, l’any 1933 per l’astrofísic suís Fritz Zwicky (1898 – 1974). Les observacions que va fer aquest científic de les galàxies més exteriors del cúmul de la Cabellera de Berenice li van proporcionar proves de l’existència d’una massa invisible de composició desconeguda que exercia efectes gravitatoris sobre les estrelles i les galàxies. Com que aquesta massa no emetia prou radiació electromagnètica per a poder-la detectar directament, fou anomenada matèria fosca. D’acord amb els càlculs de Zwicky, la gravetat de les galàxies visibles del cúmul de la Cabellera de Berenice era massa petita per a poder explicar la gran velocitat de les galàxies exteriors, és a dir, els mancava massa i, d’acord amb el teorema del virial (estimació de la massa total d’una galàxia o d’un cúmul de galàxies a partir dels moviments individuals), en grans quantitats. Cal dir, però, que dos anys abans que Zwicky anunciés el seu descobriment, Einstein i l’astrònom holandès Willem de Sitter (1872 – 1934) ja havien publicat un treball on exposaven la probable existència teòrica d’una gran quantitat de matèria que no emetia llum.

Tant el treball d’Einstein i de Sitter com les observacions de Zwicky van constituir un cas anecdòtic, sense cap influència, durant gairebé 40 anys, ja que no van ser corroborades per cap altre grup científic. La hipotètica existència de la matèria fosca va haver d’esperar fins a la dècada de 1960 i principi de 1970, quan l’astrònoma nord-americana Vera Cooper Rubin (n. 1928) va presentar els resultats que havia obtingut en mesurar les corbes de velocitat de galàxies espirals mitjançant un nou espectrògraf molt sensible que permetia una precisió mai aconseguida fins aleshores. En una reunió de la Societat Astronòmica Americana de l’any 1975, Rubin i el seu col·lega W. Kent Ford, Jr. (n. 1931) van anunciar que havien descobert que la major part de les estrelles de les galàxies espirals orbitaven aproximadament a la mateixa velocitat, cosa que implicava que la densitat de matèria era uniforme molt més enllà de la part central visible d’aquestes galàxies. Més endavant, el 1980 van publicar un treball –que ha tingut una gran influència en la cosmologia actual– on resumien tots els resultats d’anys de recerca sobre aquest tema.

Aquests resultats van fer trontollar la llei de gravitació universal de Newton, ja que indicaven ben clarament que, o bé aquesta llei no s’aplica a l’Univers a grans distàncies, o bé que una part importantíssima de la massa de les galàxies espirals es trobava a la regió de l’halo galàctic, que és extremament fosca amb relació a la part del nucli. Això significava que existia la matèria fosca predita per Einstein i de Sitter, i que Zwicky havia detectat per mètodes indirectes. Aquestes conclusions van ser rebudes amb escepticisme, però Rubin, una científica tenaç, sempre en va estar convençuda. De fet, els seus resultats han estat corroborats amb extraordinària precisió posteriorment, i ara no queda cap dubte de l’existència de la matèria fosca (bé, si més no aquesta és la conclusió més acceptada, però roman encara oberta l’altra possibilitat, la que les lleis de Newton s’hagin de modificar; a dia d’avui el debat continua molt viu).

El cúmul massiu d’Abell, situat aproximadament a 2,3 milions d’anys llum de distància. La imatge, proveïda pel telescopi espacial Hubble, mostra com les galàxies del fons es magnifiquen i prenen la forma de filaments corbats a causa de l’efecte de lent gravitacional del cúmul.

Raigs X: NASA / CXC / MIT / E.-H. Peng; òptica: NASA / STScl.

A més, ara també se sap que la matèria fosca ha de constituir una quantitat ingent de matèria, fins a deu vegades superior a la visible. No és visible, però se n’infereix l’existència, i no tan sols per les anomalies que causa en les corbes de rotació de les galàxies, sinó també per les rotacions de les anomenades galàxies satèl·lits de la Via Làctia, que donen voltes entorn de la Galàxia de manera molt semblant a com els planetes giren al voltant del Sol. A més a més, la matèria fosca també es pot detectar gràcies als efectes que exerceix; per exemple, multiplica considerablement la potència de les lents gravitatòries. En cúmuls de galàxies com el d’Abell 1689, els efectes molt intensos observats quan el cúmul actua com a lent gravitatòria no es poden explicar de cap manera a partir de la seva massa visible. Un altre cas és el cúmul de la Bala, en el qual s’observa clarament que gran part de la massa que actua com a lent gravitatòria està totalment separada de la massa bariònica, que emet raigs X.

De què és feta la matèria fosca?

Hom no sap encara de què és feta la matèria fosca, ni per què no és visible. Sí que se sap, però, que les masses dels neutrins (del tot invisibles) o de possibles grans planetes com Júpiter i altres cossos astronòmics anomenats col·lectivament MACHO (de l’anglès Massive Astrophysical Compact Halo Objects, ‘Objectes d’Halo Massius i Compactes’) no són suficients per a explicar aquesta quantitat ingent de matèria no visible.

Hi ha la possibilitat que la matèria fosca sigui matèria com la que es coneix però que per alguna raó desconeguda no es pugui veure. Però també podria ser que la matèria fosca fos constituïda per un tipus de partícules que encara no es coneixen. Els físics d’astropartícules tenen un bon seguit de candidats a constituir la matèria fosca, com ara els axions i els neutralins, entre altres partícules subatòmiques. Aquestes partícules són, però, hipotètiques, i bé que se n’ha predit l’existència, les proves i els experiments per a detectar-les no han donat, de moment, resultats clarament positius. En tot cas, han de ser partícules que interactuïn de manera molt feble amb els camps físics, doncs si no fos així ja s’hauria detectat la seva presència. Per això s’ha proposat anomenar totes aquestes partícules amb el nom genèric de WIMP (de l’anglès Weakly InteractingMassive Particles, ‘partícules massives que interactuen feblement’).

El primer mapa en tres dimensions de l’Univers

Representació de la secció explorada pel Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) de Massachusetts, per dibuixar el mapa de l’Univers en tres dimensions. En la imatge apareixen grans zones buides i estructures curioses, com una forma humana (que fou anomenada “l’home") i una altra que semblava un dit dirigit cap a la Terra (“el dit de Déu").

Harvard Smithsonian Center for Astrophysics.

Una fita molt rellevant en el coneixement del cosmos a gran escala es va assolir l’any 1986 amb la publicació del primer mapa en tres dimensions de l’Univers. De fet, era una llesca d’un sector angular de l’Univers que contenia tan sols 1.100 galàxies, un nombre molt petit si es compara amb els tres milions de galàxies que representa sobre una part de l’esfera celeste el famós mapa del projecte APM (Automatic Plate Measure) Galaxy Survey, però és que fins aleshores tots els mapes que hi havia eren, com aquest mteix, bidimensionals. La representació en tres dimensions fou possible gràcies a l’exploració del Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). El fet de poder determinar la distància de la Terra a què es trobaven 584 de les 1.100 galàxies explorades va permetre, per primer cop a la història, veure una part de l’Univers en tres dimensions.

La repercussió d’aquest mapa va ser molt gran, no tan sols perquè era el primer en tres dimensions, sinó també perquè els punts que dibuixaven aquestes estructures encerclaven enormes zones buides, sense cap galàxia. Molts físics teòrics d’arreu del món i astrònoms que mai no s’havien dedicat abans a la cosmologia a gran escala es posaren a treballar per resoldre l’enigma. Els primers tractaren de crear models que expliquessin aquestes disposicions de punts a partir de les teories fonamentals de la física, mentre que els segons intentaren confirmar amb noves observacions els comportaments de les distribucions galàxies a gran escala. A vegades col·laboraven uns i altres, com va ser el cas del físic nord-americà Edward Witten (n. 1951) i de l’astrofísic també nord-americà Jeremiah Paul Ostriker (n. 1937).

El 2dF Galaxy Redshift Survey és un sondatge de desplaçament cap al vermell de galàxies en un camp de dos graus que va fer l’Australian Astronomical Observatory (AAO) entre el 1997 i el 2002.

The 2dF Galaxy Redshift Survey Team.

Val a dir que quan, més endavant, s’han portat a terme observacions acurades de milions de galàxies i se n’ha mesurat el desplaçament cap al vermell –tal com ha dut a terme el projecte 2d Field Galaxy Redshift Survey (sondatge de desplaçament cap al vermell de galàxies en un camp de dos graus)–, totes aquelles formes espectaculars que apareixien al mapa en tres dimensions han anat desapareixent. Segons sembla, eren originades, sobretot, per errors de càlcul de les distàncies: el component de desplaçament cap al vermell corresponent a l’expansió de l’Univers s’havia barrejat amb el desplaçament cap al vermell causat pels moviments propis de les galàxies. Encara resten, però, els buits vorejats per galàxies, que els models teòrics no han pogut explicar de manera del tot definitiva i clara.

L’expansió de l’Univers s’accelera

Els científics saben avui que l’Univers no és estàtic i que va tenir un origen molt espectacular en l’anomenat Big Bang. També han pogut calcular, amb un error de tan sols l’1%, que el Big Bang va tenir lloc fa 13.730 milions d’anys (Ma). Totes les comprovacions astronòmiques fetes fins ara han confirmat sense cap dubte i amb precisió creixent la teoria del Big Bang i l’expansió posterior de l’Univers. Al final de la dècada de 1990 els científics estaven convençuts que aquesta expansió era uniforme.

Fins aleshores el gran repte de la cosmologia a gran escala havia estat esbrinar com evolucionaria l’Univers. Si la densitat de massa-energia (ρ) de l’Univers era prou gran, en un temps futur podria frenar del tot l’expansió, i arribaria un instant a partir del qual l’Univers començaria a contreure’s més i més fins acabar, al final, en un Gran Col·lapse o Big Crunch. Però si, contràriament, la densitat de massa-energia era petita, seria incapaç de frenar mai del tot l’expansió de l’Univers, que prosseguiria per sempre més en una Eterna Expansió o Big Rip. Hi ha un valor d’aquesta densitat de massaenergia, l’anomenat valor crític (ρ_c), que és el llindar que separa ambdós comportaments. Les observacions més precises fetes a la darreria del segle XX indicaven que el valor de ρ era molt i molt proper al valor crític ρ_c, de tal manera que es feia veritablement difícil distingir en quin dels dos casos esmentats es trobava en realitat l’Univers.

Aquesta situació va canviar radicalment cap al final de la dècada de 1990, quan es van analitzar les observacions, molt precises, de supernoves de tipus Ia que dos grups independents de científics, d’una trentena de components cadascun, havien dut a terme amb el gran telescopi espacial Hubble. El primer grup a publicar els resultats, l’any 1998, va ser el High-z Supernova Search Team, encapçalat pels astrofísics nord-americans Brian Schmidt (n. 1967) i Adam Guy Riess (n. 1969). L’altre grup, que integrava l’anomenat Projecte Cosmològic de Supernoves i que tenia l’astrofísic nord-americà Saul Perlmutter (n. 1959) com a investigador principal, va publicar els seus resultats l’any següent. En les investigacions d’aquest segon grup hi col·laborà una científica de la Universitat de Barcelona. El dos treballs esmentats concloïen, clarament, que l’expansió de l’Univers s’accelera. L’impacte que van tenir aquests resultats sobre el coneixement de l’Univers fou tan extraordinari que a Perlmutter, Schmidt i Riess se’ls va concedir el premi Nobel de física del 2011.

Si bé el descobriment de l’acceleració del Cosmos es va fer a partir de les observacions de les supernoves de tipus Ia –que es poden prendre com a candeles estàndard perquè posseeixen una brillantor pròpia quantificable amb gran precisió, cosa que fa possible determinar-ne acuradament la distància i el desplaçament al llarg del temps–, des del 1990 altres mesures precises i acurades de l’Univers, absolutament independents unes de les altres, han recolzat aquest fet. Queden, doncs, pocs dubtes sobre l’expansió accelerada de l’Univers.

Es fa necessària l’energia fosca

Un Univers en expansió uniforme, com el que descriu el model del Big Bang, no necessitaria cap força per a continuar expandint-se indefinidament, ja que amb l’impuls inicial en tindria prou –sempre que la seva densitat de massa-energia (ρ) fos inferior al valor crític (ρ_c)–. Però si l’expansió ja no és uniforme sinó que s’accelera, aleshores no n’hi ha prou amb l’impuls inicial. Com se sap des que Galileo Galilei (1564 – 1642) i Isaac Newton (1643 – 1727) van formular les lleis del moviment i de la gravitació universal, respectivament, per tal que un cos s’acceleri hi ha d’haver una força que l’impulsi. En el cas de l’Univers aquesta força ha d’actuar a tot el cosmos. Ara la pregunta és: quina força pot produir una acceleració així?

Semblantment a com succeeix en el cas de la matèria fosca, ningú no sap encara què pot produir aquesta acceleració en l’expansió de l’Univers. A dia d’avui hi ha tres explicacions plausibles. D’acord amb la primera, es podria tractar, de bell nou, de la famosa constant cosmològica (Λ) d’Einstein, que avui se sap que es pot interpretar de manera molt adequada des del punt de vista de la física quàntica. Però les fortes desavinences entre la teoria i les observacions no permeten identificar la constant cosmològica com la força o energia indiscutible que accelera l’expansió de l’Univers, i aquesta constant encara persisteix com un dels problemes més grans que la física té pendents de resoldre.

La segona explicació possible és que hi hagi algun tipus estrany de fluid d’energia que ompli l’Univers i l’impulsi a expandir-se. Aquest hipotètic fluid ha rebut diversos noms, com ara quinta essència, k-essència, gas de Txaplyguin i Galileon, entre molts d’altres, però se l’anomeni com se l’anomeni el cert és que no se n’ha pogut demostrar mai l’existència.

Finalment, la tercera i darrera gran hipòtesi que es proposa per a explicar l’acceleració de l’expansió de l’Univers és la més radical de totes: potser hi ha alguna cosa errònia en l’aplicació de la teoria de la relativitat general d’Einstein a escala cosmològica i aquesta teoria s’haurà de modificar.

Els científics no saben encara quina de les tres respostes és la correcta però ja han donat a la forma d’energia que accelera constantment l’expansió de l’Univers el nom d’energia fosca.

Cercant l’origen de l’energia fosca

Des del punt de vista purament matemàtic, la constant cosmològica d’Einstein ja fa la funció d’accelerar l’expansió de l’Univers. I aquesta seria l’explicació més natural i senzilla de l’existència de l’energia fosca.

Cal tenir en compte que avui la constant cosmològica té ple sentit físic, doncs ara es coneix que els fenòmens que tenen lloc a les entranyes de l’Univers es poden explicar mitjançant la física quàntica. Per tant, aquesta branca de la física, a més de descriure els fenòmens que tenen lloc en l’àmbit atòmic i subatòmic –amb una precisió tan extraordinària que permet escriure fins a 15 xifres decimals o més, una darrera l’altra–, també descriu els fenòmens que van tenir lloc a l’Univers quan aquest era molt petit i calent. La física quàntica diu que fins i tot en l’estat de mínima energia o estat buit hi ha fluctuacions d’energia que poden donar lloc a una força mesurable. Aquesta força deguda a fluctuacions energètiques virtuals és inherent a qualsevol sistema quàntic en qualsevol circumstància, encara que sovint és massa petita, comparada amb altres forces presents, per tal de ser observada. De tota manera, el fet que les seves conseqüències no s’hagin detectat a escala còsmica és un gran misteri, el de la constant cosmològica, abans esmentat.

Alguns grans científics, incloent-hi diversos premis Nobel com ara el físic nord-americà Steven Weinberg (n. 1933), fa anys que treballen per resoldre el problema de la força quàntica representada per la constant cosmològica, però fins ara no han obtingut èxits notables. El cas és que si se’n calcula el valor matemàticament, s’obté un resultat molt superior (d’entre 60 i 120 ordres de magnitud superior, segons els models que es facin servir) al que caldria per tal d’explicar, de manera acurada i definitiva, l’expansió accelerada de l’Univers tal com s’observa. Per tant, encara no es pot descartar que sigui la quinta essència, de la qual no es té cap prova experimental però de la qual tampoc se’n pot descartar l’existència, la que expliqui l’energia fosca. Per tal de discernir si l’energia fosca és deguda a la constant cosmològica o bé a la quinta essència caldrien mesures molt precises de l’expansió de l’Univers. Aquestes mesures són les que està duent a terme el projecte internacional d’observació Dark Energy Survey (DES), en què col·laboren científics catalans.

Paral·lelament a la presa de mesures, s’està mirant de retocar les equacions d’Einstein, és a dir, la mateixa teoria de la relativitat general, almenys a escales grans. Això implica endinsar-se en les anomenades teories f(R), o d’escalars-tensors, amb les seves diverses variants; i això és precisament el que estan investigant un grup de científics de l’Institut de Ciències de l’Espai del Consell Superior d’Investigacions Científiques (CSIC) i de l’Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC), amb resultats de gran impacte internacional. Cal recordar que tota la cosmologia actual es basa en les equacions d’Einstein i modificar-les equival a entrar en una nova època del coneixement teòric del cosmos.

Els estudis teòrics que s’han dut a terme fins ara amb les teories f(R) no descarten la possibilitat que un dia puguin explicar els diversos processos que han tingut lloc en l’evolució de l’Univers, des del Big Bang i l’etapa d’inflació fins a l’actual d’expansió accelerada i la possible fi de l’Univers, ja sigui en un Big Rip o en un estat amb la matèria escampada arreu i una densitat de massa-energia (ρ) tendint a zero.

També és possible que la resposta als enigmes de l’Univers a gran escala la donin les famoses, i molt complicades, teories de cordes i branes, més fonamentals que la mateixa teoria f(R) malgrat que encara no han estat comprovades experimentalment al laboratori. O tal vegada caldrà recórrer a alguna teoria encara per descobrir, ben diferent de les que tenim ara, i tant o més revolucionària del que foren la relativitat general i la física quàntica ara fa cent anys. De moment l’única cosa que podem afirmar és que més del 95% de l’Univers és, a dia d’avui, “terra ignota".