I Fred Hoyle digué: “Big Bang” (I)

Què vol dir exactament “Big Bang”? Quin és el vertader origen d’aquesta coneguda expressió? S’ha dit sovint que el nom “Big Bang” va néixer sent un insult. Ara bé, tot i admetent que això fos cert, es tractaria tan sols d’un aspecte irrellevant de la qüestió. Hi ha moltíssim més amagat sota aquest nom, i que mai no s’acostuma a explicar. Ho estudiarem a fons tot seguit i en una segona part. Farem referència d’entrada, ja que ens serviran de guia, a les veus autoritzades de dos grans escriptors: William Shakespeare i Umberto Eco.

1. Què hi ha dins d’un nom?

Què s’hi amaga darrera d’un nom qualsevol? Quin és el seu contingut real? Dit d’altra forma, què és el que un nom ens diu d’allò que anomena? Veurem que, en general, molt poca cosa. Un nom és, d’entrada, tan sols una etiqueta, i prou. No canvia pas la natura ni la qualitat d’allò que representa.

Aquesta és la quintaessencia del profund pensament expressat per William Shakespeare en la seva famosíssima obra Romeu i Julieta; quan Julieta reflexiona sobre la rosa tan fragant que té al seu davant:

“Això que anomenem rosa / si tingués un altre nom faria la mateixa olor sublim."

Fig. 1. (a) Frase de Julieta a l’obra de William Shakespeare Romeo and Julia. (b) Portada de la primera edició del llibre d’Umberto Eco Il nome della rosa - Ambdues imatges amb llicència d’ús raonable

En la més recent, i també molt coneguda novel·la El nom de la rosa, Umberto Eco torna sobre la mateixa paradoxa. La rosa, símbol de l’amor i de la bellesa, ha desaparegut —només en queda el seu nom—. Els noms romanen, però el seu significat s’esvaeix. Aquest és un tema central a la novel·la d’Eco: el significat d’un nom sovint canvia amb el temps.

Hi ha un notable parentiu conceptual entre ambdues situacions. Tant Shakespeare com Eco exploren la tensió entre les paraules i les realitats que aquestes nomenen. La conclusió final és molt clara: els noms són, en general, tan sols etiquetes, simples adhesius per identificar les coses; fins i tot els que es donen a grans teoremes o a descobriments espectaculars. I aquest punt tan important serà precisament un argument cabdal de la investigació que vindrà ara, en torn del tan famós concepte anomenat “Big Bang.” Veurem que li escau de ple.

Abans d’endinsar-nos en el tema, però, cal afegir que hi ha un principi força conegut ―l’anomenada llei d’epònima de Stigler― que va encara més enllà de tot l’anterior, en afirmar que [1]:

“Cap descobriment científic rep el nom del seu veritable descobridor/a.”

Stephen Stigler, professor d’estadística a la Universitat de Chicago, la va enunciar fa més de quaranta anys. Com tota llei, aquesta també té honroses excepcions; tot i que el seu propi autor no n’és pas una. Stigler sempre ha reconegut que el veritable descobridor de la llei no fou ell, de fet, sinó el famós sociòleg Robert Merton. Tanmateix, per molt que Stigler hagi repetit aquesta veritat una i mil vegades, no ha aconseguit que canviessin el nom de la llei! És un exemple paradigmàtic que convida a seriosa reflexió.

Hom podria rebatre immediatament que la llei de Stigler no pot ser certa, ja que des seguit sorgeixen casos en què no es compleix. Això pot ser cert, però és un fet demostrat que quan es considera un conjunt d’exemples prou gran, de casos que contradiuen la llei n’hi ha pocs, en proporció; són només les comptades excepcions a tota llei. Vegem-ne uns quants exemples:

• El famós cometa Halley era ben conegut pels astrònoms des d’almenys l’any 240 aC.
• La llei de Coulomb va ser descoberta per Henry Cavendish.
• Se sap que la regla de l’Hôpital en matemàtiques es remunta a Johann Bernoulli.
• El núvol d’Oort va ser postulat i després descrit per un altre astrònom molt competent, Ernst Öpik.
• Öpik també va ser el primer a calcular i publicar la distància a Andròmeda (no pas Edwin Hubble!), i per a la qual va obtenir un valor un factor de 2 millor que el del propi Hubble. Això és ben impressionant. Cal destacar aquest fet, perquè és molt difícil trobar-lo descrit a la literatura de divulgació.
• La famosa llei de Hubble va ser obtinguda i, a més, explicada magníficament per primera vegada per Georges Lemaître, en una publicació apareguda en una obscura revista belga (com s’acostuma a dir), dos anys abans que Edwin Hubble l’obtingués (com a llei purament empírica). Només fa un parell d’anys que el seu nom s’ha canviat oficialment pel de llei de Hubble-Lemaître. Per cert, aquest és un dels pocs exemples de "reparació" que jo conec. I va ser necessària una solemne votació en línia de tots els membres de la Unió Astronòmica Internacional (UAI), l’agost del 2018. Malgrat aquest canvi de denominació oficial, gairebé tothom continua nomenant-la encara llei de Hubble.
• La Regla d’Or de Fermi va ser coneguda i utilitzada per primera vegada per Paul Dirac, també físic teòric i de no menys categoria.
• Un altre exemple magnífic el tenim en el conegut com a bosó de Higgs. De fet, hauria de ser anomenat bosó de “ABEGHHK’tH,” per les inicials d’Anderson, Brout, Englert, Guralnik, Hagen, Higgs, Kibble, i ‘t Hooft, si més no. Doncs tots ells (i de ben segur que algú més), van contribuir molt substancialment a la formulació d’aquest concepte.

Però, tornem a la pregunta. D’on rep el nom una teoria o un teorema? En el cas del concepte Big Bang, que és del que tractarem en profunditat en aquest article, s’ha repetit en molts llocs que el terme va començar de fet sent un insult. Això és cert, almenys en part; però és tan sols un aspecte irrellevant de la qüestió principal. Hi ha moltíssim més amagat en aquest concepte! I que, contràriament, és molt poc conegut a nivell general.

Aquesta és una situació paradigmàtica. Passa massa sovint en relats divulgatius, fins i tot de temes científics molt seriosos, que es fa prevaldre l’anècdota, el detall irrellevant però, això sí, molt espectacular; que després es va repetint mil cops aquí i allà, com per un eco. I això també succeeix a vegades, per desgracia, quan l’anècdota o la informació és completament errònia, o fins i tot falsa. És un dels pitjors aspectes de l’espectacular era de la informació i de la IA en què vivim.

Discutirem en el que segueix totes aquestes qüestions, en relació amb el concepte de Big Bang, començant des del bell principi. És a dir, l’instant mateix en què les dues paraules, "Big Bang", foren pronunciades per primera vegada a la història. Tanmateix, abans de fer-ho, i per tal de submergir-nos dins de l’època i les circumstàncies en que va tenir lloc aquesta situació excepcional, cal primer recordar uns esdeveniments molt rellevants de la història de la cosmologia moderna. Corresponen als anys previs, en que es va anar configurant el que jo he batejat, en els meus llibres i articles, com la primera revolució cosmològica del segle XX.

2. Breu relat de la primera revolució cosmològica del segle XX (1912-32)

La primera revolució de la cosmologia moderna es pot emmarcar amb precisió en el període de vint anys que va del 1912 al 1932. Això compren des dels descobriments astronòmics més rellevants de Henrietta Leavitt i Vesto Slipher fins als d’Edwin Hubble, i inclou els extraordinaris avenços teòrics realitzats per Albert Einstein, Alexandr Friedmann, Willem de Sitter i Georges Lemaître. Va arribar clarament al seu punt àlgid el 1929, amb la publicació dels resultats de Hubble. Cert és que i va haver moltes altres contribucions, però malauradament no es poden encabir en aquest breu relat [2]. Finalment, la teoria científica de l’expansió de l’Univers amb un origen en el passat fou entesa, mica en mica, i després adoptada pels principals especialistes en cosmologia, que aplaudiren el celebrat model d’Einstein-de Sitter de 1932. Farem ara un tast (cronològic) de tot el que va passar en aquella vintena d’anys.

Sempre he defensat, i en diferents llocs, que el naixement de la cosmologia moderna va ocórrer l’any 1912. El motiu per a poder afirmar-ho tan categòricament és ben clar. Per primera vegada a la història, en aquell any van ser posades a disposició dels astrònoms les eines necessàries per tal de poder calcular: a) les distàncies, i b) les velocitats dels cossos celestes a molt gran escala. Cal tenir en compte que aquí estem parlant de cosmologia, de l’Univers en conjunt, i no de l’astrofísica dels objectes celestes propers.

Fig. 2. A Slice of the Universe, March 1986, de V. Lapparent; M.J. Geller; J. P. Huchra

Només cal fer una ullada al primer mapa de l’univers, de 1986 —en realitat una llesca del cosmos que captura per primera vegada a la història la tercera dimensió, és a dir, la distància als cossos celestes llunyans (Fig. 2)— per adonar-nos que, a escales molt grans, aquests objectes es veuen com a punts. Cada punt pot contenir milers de milions d’estrelles. L’Univers és, doncs, a aquesta gran escala, una distribució puntual. L’estudi físic d’una distribució de punts (concepte ben definit en Física i en Matemàtiques) comença representant el conjunt a l’espai de fases. En altres paraules,  cal determinar d’entrada la posició i la velocitat de cada punt, és a dir, les seves sis coordenades en l’espai de fases. Ara bé, quan fou possible per primer cop obtenir aquesta informació? Només el 1912, aquesta és la raó per la qual la cosmologia actual, és a dir, la cosmologia com a ciència moderna, va començar aquell any. Ni abans, ni més tard.

Quan aquesta possibilitat encara no era a l’abast, diguem fa un segle, es considerava que l’Univers era: a) etern (no tenia un origen en el passat); b) estàtic (o estacionari, per raons molt sòlides, ja que qualsevol sistema físic, en condicions força generals, sempre evolucionarà cap a un estat estacionari); i c) molt petit (reduït a la Via Làctia, els milers de nebuloses distants que ja s’havien detectat es considerava que eren totes dins de la nostra galàxia). Aquesta imatge absolutament errònia del cosmos era el resultat de no haver pogut, fins aleshores, calcular les distàncies ni les velocitats dels cossos celestes llunyans. Aviat, aquest model del cosmos canviaria de cap a peus. Aquesta fou la primera revolució en cosmologia del segle XX, que començà com s’ha dit el 1912. I que va coincidir exactament amb la conversió de la cosmologia en una ciència de debò. En veurem ara els principals artífexs i les seves contribucions.

2.1. Henrietta Leavitt

Dels dos càlculs esmentats, el de les distàncies és, amb diferència, el més complicat. De fet, resulta ser probablement la tasca més difícil que hi ha en cosmologia. Per tant, el mèrit d’Henrietta Leavitt, la nostra primera heroïna en aquest breu relat, és senzillament extraordinari. El 1912, després de diversos anys de recopilar milers de dades, en particular dels Núvols de Magallanes, que són galàxies satèl·lit de la Via Làctia, va descobrir una relació entre el període de variabilitat i la lluminositat de les estrelles variables cefeides: la lluminositat real de l’estrella era proporcional al logaritme del període de variabilitat de la seva lluminositat [3] (Fig. 3).

El descobriment de Leavitt, que sembla simple, va resultar tenir un interès pràctic extraordinari: és una de les troballes més importants de tota la història de l’astronomia [4]. La llei de Leavitt va convertir les estrelles cefeides en les primeres "candeles estàndard" en astronomia. El seu resultat permeté als astrònoms obtenir les distàncies a les galàxies llunyanes, per a les que els mètodes de paral·laxi estel·lar, que s’empraven per a objectes propers, no eren útils (ja que els angles es feien increïblement petits).

Fig. 3. Henrietta Leavitt, als 30 anys (1868 – 1921)- Imatge de domini públic.

De moment es tractava només d’una llei de proporcionalitat: l’escala general s’havia de fixar. Afortunadament, durant l’any després que Leavitt informés dels seus resultats, l’astrònom Ejnar Hertzsprung va calcular pel mètode tradicional la distància a diverses cefeides de la Via Làctia. Havent així calibrat l’escala, des de llavors es va poder determinar la distàncies a altres cefeides llunyanes i, de retruc, a les nebuloses que les contenien. De fet, aviat es van detectar cefeides en altres galàxies, com a Andròmeda (Hubble, 1922-23). Hubble va aleshores obtenir un resultat per a la distància, que era deu vegades més gran que qualsevol altre valor calculat fins aleshores dins de la Via Làctia. Una evidència clara que Andròmeda, i per extensió altres nebuloses espirals també, eren força lluny de la nostra Via Làctia. El descobriment de Leavitt va canviar de cop la nostra imatge del cosmos, i per sempre. De sobte, es va veure que era immens.

Però, quina és l’explicació física que hi ha darrere de la llei de Leavitt? Per què existeix aquesta curiosa relació entre el període de variabilitat i la lluminositat intrínseca de les cefeides? S’han trobat diferents mecanismes durant els darrers cent anys, i ara sabem que, de fet, hi ha molts tipus diferents d’estrelles variables, amb mecanismes diversos. El camp ha crescut molt i les Cefeides continuen utilitzant-se avui dia per calcular distàncies. Simplificant-ho força, descriurem aquí només l’efecte vàlvula, que es produeix de la següent manera. L’heli (que envolta l’estrella) té dos possibles modes d’ionització: parcial (quan perd un electró) i total (quan perd tots dos). Això passa, com és fàcil d’entendre, a les capes superior i inferior de l’atmosfera, que són més fredes i més calentes, respectivament, a causa de la distància a l’estrella. Però l’He⁺ és més pesat i comprimeix l’atmosfera de l’estrella. Aquesta energia es gasta principalment en ionitzar l’heli doblement, al nivell inferior. Però resulta que l’He⁺⁺ és més opac i la radiació de l’estrella, com no es pot escapar, l’empeny cap a les capes superiors, fins que es refreda altre cop, convertint-se en He⁺. Aquest heli, en ser més transparent, deixa passar la radiació de l’estrella. I aleshores es produeix el pic de lluminositat de l’estrella variable Cefeida. Quan s’ha escapat prou radiació i ja no es poden mantenir les capes d’He⁺ a la part superior, com que l’He⁺ és més pesat la capa superior torna a caure, per a convertir-se altra vegada en He⁺⁺, passat un temps. I el cicle es va repetint, successivament. No és gaire difícil arribar a la conclusió que la lluminositat de l’estrella és proporcional al logaritme del període de variabilitat. Arthur Eddington va ser l’autor d’una de les primeres versions d’aquest mecanisme tan senzill. Tanmateix, té alguns problemes tècnics, que no podem explicar aquí per manca d’espai (impliquen principis termodinàmics). S’han trobat a més diversos mecanismes que produeixen aquesta pulsació per altres camins. Aquest continua sent a dia d’avui un tema d’estudi molt interessant en astrofísica [5].

En resum, el mètode de Leavitt resultà extremadament poderós per a calcular distàncies. Va constituir una de les principals eines que utilitzà Hubble per fer-ho. I en les dècades següents, fou emprat per diverses generacions d’astrònoms, amb gran èxit. La millora de les tècniques va culminar finalment en les supernoves SNIa com a noves candeles estàndard, que conduïren a l’important descobriment de l’acceleració de l’expansió del cosmos (Premi Nobel de Física 2011). Tanmateix, aquí estaríem ja entrant en la segona revolució cosmològica del segle XX, que no tractarem en aquest breu resum.

2.2. Vesto Slipher

També el 1912, l’any en què Leavitt va publicar les seves troballes, l’astrònom Vesto Slipher inicià un projecte, que no seria menys transcendental. Va obtenir per primera vegada la velocitat radial d’Andròmeda, una nebulosa espiral propera i molt semblant a la nostra Via Làctia. Ho va fer utilitzant l’efecte Doppler òptic. Va determinar amb precisió, per a aquest fi, les desviacions en les línies espectrals (els anomenats desplaçaments Doppler), ja sigui cap al blau o cap al vermell. Per fer les observacions utilitzà el telescopi de 24 polzades de l’Observatori Lowell d’Arizona, on treballava. En alguns articles recents [2,6,7] s’ha destacat ja, com es mereix, l’enorme importància del treball de Slipher.

Fig.  4. V.M. Slipher, astrònom a l’Observatori Lowell del 1901 al 1954. Autor desconegut, Observatori Lowell. Creat: 1 de gener de 1909. CC BY-SA 4.0

’Observatori Lowell va tenir un paper clau en els orígens de la revolució cosmològica. Malgrat que Hubble afirmà sempre que fou el treball realitzat a l’Observatori del Mount Wilson, per si sol, el que realment havia transformat la cosmologia, això no és pas cert, car no resisteix una avaluació crítica dels fets. Hubble oblidava sempre dir —cosa que sí va fer el darrer any de la seva vida— que en realitat fou Vesto Slipher qui li havia obert els ulls a la conclusió revolucionària que l’Univers no podia ser estàtic! Hubble reconegué aleshores, literalment, que "el primer pas que Slipher va fer fou de fet el més important, ja que els progressos posteriors en aquesta direcció, un cop oberta, foren ja relativament senzills". El caràcter de Hubble era l’antítesi del de Slipher, en diversos aspectes importants. Slipher era tímid; no gosava publicar molts dels seus resultats, ni tan sols els presentava en reunions científiques. Abans de fer-ho havia d’estar completament segur del que havia trobat. I així succeí que moltes de les seves troballes, ara molt apreciades com a realment importants pels especialistes, van romandre desconegudes en el seu moment, i fins i tot durant molts anys després de la seva mort. Pel que m’han dit colegues del seu observatori, encara ara estan descobrint noves coses que havia fet, tot catalogant els seus papers.

L’observatori d’Arizona el fundà el ric astrònom Percival Lowell, qui en va ser també el primer director. Encarregà Slipher, com a primera tasca, que muntés l’espectrògraf que havia comprat feia poc per a l’observatori. Permetia mesurar les línies espectrals de llum que arriben dels diferents tipus d’objectes celestes. L’efecte Doppler òptic era conegut des de feia algunes dècades. Les estrelles i altres objectes lluminosos que s’allunyen de la Terra produeixen un espectre desplaçat cap a la part vermella (desplaçament cap al roig, o redshift), mentre que els objectes que s’acosten a nosaltres produeixen un desplaçament vers el blau (blueshift). La llum que ens arriba dels objectes lluminosos deixa rastres dels diferents elements químics que contenen, en forma de línies espectrals característiques. Es veuen com a ratlles fosques, corresponents a certes longituds d’ona, que són típiques de cada element químic. Quan la font de llum s’acosta a nosaltres, les longituds d’ona es desvien cap a les longituds més curtes (de major freqüència, més blaves), i quan s’allunya de la Terra, les línies espectrals es desplacen cap a longituds d’ona més llargues (de menor freqüència, més vermelles), respectivament. Això és completament anàleg a l’efecte Doppler acústic, que és més conegut i comunament observat, i que es produeix quan un objecte sorollós (per exemple, una moto) se’ns acosta primer (so agut) i s’allunya després de nosaltres (so greu).

El projecte de Slipher, destinat a obtenir els desplaçaments vers el vermell o el blau dels espectres corresponents a les nebuloses espirals, va començar exactament el mateix any, 1912, en què Leavitt va publicar (en realitat sota la signatura d’Edward Pickering) els resultats finals que havia obtingut, després d’anys de treball. Slipher va obtenir, com a resultat dels desplaçaments espectrals, la velocitat radial dels objectes celestes que s’acostaven o s’allunyaven de la Terra (com a desplaçaments Doppler cap al blau o el vermell, respectivament). Havia començat el seu treball el 1909, i ara ja era tot un expert en  l’espectrògraf de Lowell. Tanmateix, la llum que rebia de les nebuloses espirals estudiades era extremadament feble. Va haver d’augmentar molt la sensibilitat. La mida de la placa fotogràfica s’havia de reduir a l’àrea de l’ungla d’un polze, fins a l’extrem que, per a veure els desplaçaments, va haver d’utilitzar un microscopi! El desembre de 1912, Slipher arribà a una conclusió ben remarcable: Andròmeda s’acostava a la Terra a l’altíssima velocitat de 300 km/s! d’acord amb el fet mesurat que la llum que en provenia estava molt desplaçada cap al blau. Aquesta velocitat era extraordinàriament alta, en aquells moments, unes deu vegades la velocitat obtinguda per a altres estrelles de la Via Làctia! Inicialment Slipher, sempre tan rigorós, no es va fiar del seu propi resultat. Tanmateix, Lowell l’animà a continuar observant més nebuloses espirals.

L’agost de 1914, a la 17^a reunió de la Societat Astronòmica Americana, que va tenir lloc a la Universitat Northwestern (a Evanston, Illinois), Slipher va fer una xerrada presentant els resultats de dos anys de treball, i que corresponien a les velocitats de 15 nebuloses espirals. Només tres de les nebuloses analitzades s’acostaven a nosaltres, mentre que totes les demés fugien a velocitats increïblement elevades. La mitjana calculada era de 400 km/s. La seva presentació fou clara i contundent i, segons les cròniques, i va ser rebuda amb una interminable ovació amb tot-hom posat dempeus [8]. Això no és gens habitual en una conferència científica, ni llavors ni ara, i aquella data s’ha recordat sempre com una fita important en la història de l’astronomia. Entre el nombrós públic assistent hi havia un jove astrònom, Edwin Hubble, que va quedar fortament impressionat per aquests resultats, com ell mateix confessà vers la fi de la seva vida. Slipher fou el primer astrònom que va poder obtenir els espectres de galàxies amb una relació senyal-soroll prou clara. Fou el primer en poder mesurar els desplaçaments Doppler de manera totalment fiable. I just és dir que els seus resultats van sacsejar els fonaments del model d’univers acceptat en aquell moment: el model estàtic.

Slipher va continuar la seva investigació i, el 1917, havia obtingut dades dels espectres de 25 nebuloses espirals. D’elles, només tres de petites i Andròmeda (els objectes més propers) s’acostaven a la Terra. Els 21 objectes restants, més distants, se n’allunyaven a grans velocitats. La conclusió que Slipher va extreure d’aquests resultats fou que la nostra galàxia també es devia moure a l’espai a una velocitat molt alta i que, ben probablement, totes aquestes nebuloses que fugien haurien de ser anàlogues a la nostra Via Làctia. En resum, altres mons com el nostre. I això ho va escriure Slipher vuit anys abans que Hubble detectés la famosa "Cefeida de Hubble" a Andròmeda, confirmant així la conjectura de "l’univers illa" d’Immanuel Kant, Edgard Allan Poe i d’altres pensadors.

Com el mateix Hubble finalment admetria, Slipher fou en realitat el primer astrònom que va assenyalar, i molt clarament, que alguna cosa extraordinàriament remarcable i estranya passava a l’Univers. Com era possible que continués sent estàtic i tan petit, amb totes aquestes nebuloses distants que fugien a velocitats tan fabuloses? A més, cal recordar que la taula de desplaçaments vers el vermell produïda per Slipher va ser un dels dos ingredients utilitzats per Hubble per formular la seva famosa llei de velocitats vs distàncies de 1929. L’altre ingredient, és a dir, la taula de distàncies a les nebuloses, es devia certament a Edwin Hubble, amb una contribució parcial de Milton Humason, que més tard va calcular alguns redshifts addicionals. Hubble els va utilitzar el 1931 per millorar els valors del 1929. Tot i que Milton Humason va ampliar el càlcul espectral a galàxies més febles, per encàrrec d’Edwin Hubble, és un fet molt clar que els astrònoms de Mount Wilson no podrien haver avançat tan ràpidament sense conèixer ja els resultats pioners obtinguts per Slipher.

2.3. Edwin Hubble

Edwin Hubble va ser un astrònom molt influent, probablement el més famós de la seva generació. A finals de la dècada dels 1920, després de fer una comparació de la taula de desplaçament cap al vermell per a 25 nebuloses espirals, que ja havia estat publicada per Vesto Slipher el 1917 i era doncs a disposició de tot-hom [9] (de fet, ja havia aparegut a les pàgines del famós llibre d’Eddington [10]), i la seva pròpia taula de distàncies a les mateixes nebuloses [11], Hubble va obtenir la seva llei, ara tan coneguda, que va publicar el 1929. En el article trobà una relació lineal entre els redshifts i les distàncies, que va interpretar (tot seguint Slipher) com a desplaçaments Doppler òptics, és a dir, com a velocitats. Va utilitzar en els seus treballs totes les dades recollides per Slipher, només afegint-ne unes quantes més que van ser obtingudes per Milton Humason a l’observatori de Mount Wilson, com ja s’ha dit. Hubble va calcular les distàncies a les nebuloses més properes utilitzant les cefeides com a candeles estàndard (la llei de Leavitt). Per als objectes que eren més lluny, va emprar les estrelles individuals més brillants disponibles, i assumí de passada que aquestes eren igualment brillants, per a totes les nebuloses. A distàncies encara més grans, va fer ús de les lluminositats de les respectives nebuloses, com si es tractés d’un objecte complet, tal com feien altres astrònoms en aquells moments.

Fig. 5. Retrat d’estudi d’Edwin Powell Hubble. Fotògraf: Johan Hagemeyer, Camera Portraits Carmel. Fotografia signada pel fotògraf, datada el 1931. Domini public.

Quan posem de costat les dues taules, això és, la dels desplaçaments cap al vermell i l’altra corresponent a les distàncies, aviat ens adonem que els valors encaixen en una línia recta, V = H₀D. Per dir-ho d’alguna manera, es tracta d’un joc de nens, i no és doncs estrany que aquesta proporcionalitat ja la trobés Lemaître dos anys abans, simplement comparant les taules que amablement li havien donat Slipher i Hubble. Aquí H₀ és tan sols una constant de proporcionalitat, però molt crucial; es tracta probablement de la més important de totes les constants cosmològiques. Fins fa ben poc, H₀ s’anomenava constant de Hubble.

Hubble no va fer cap menció en el seu article sobre el fet que Slipher era l’autor únic de la taula de desplaçament cap al vermell; de fet, el nom de Slipher no surt enlloc en el seu article. I aquest és un punt veritablement important, ja que explica per què, durant tants anys —i fins i tot a dia d’avui— en moltes referències a l’obra de Hubble, es considera erròniament que Hubble va produir totes les mesures de les dues taules, és a dir, la de les distàncies i la dels desplaçaments cap al vermell. Cosa totalment falsa!

Hubble va rebre, durant la seva vida, nombroses distincions i reconeixements. Tanmateix, tornant ara a la qüestió del nom que ens ocupa —i que és un punt cabdal en aquest article— cal esmentar que avui dia el nom de "Hubble" és més conegut no pas com associat a la seva persona, sinó al telescopi espacial llançat per la NASA el 1990 que porta el seu nom. Ha celebrat ja 35 anys a l’espai i les imatges tan impactants d’aquest telescopi han arribat a tots els racons de la Terra, penetrant fins al fons de l’ànima de molts éssers humans. Podríem concloure que han fet més per l’astronomia que milers de llibres, articles i presentacions del cosmos arreu del món.

2.4. Georges Lemaître

El nostre darrer heroi en aquest breu relat del naixement de la cosmologia moderna és Georges Lemaître, qui era sobre tot un matemàtic, molt bo resolent equacions diferencials (cosa que va fer amb èxit durant tota la seva vida), però no només això. De fet, en esperit, era un científic imaginatiu, i durant molts anys va tenir al cap construir un model teòric del cosmos que estès d’acord amb les observacions astronòmiques. No és doncs estrany que s’interessés tant a visitar els més importants astrònoms i altres científics de l’època.

Durant la seva estada a la Universitat de Cambridge, al Regne Unit, va rebre d’Arthur Eddington, el seu seriós amfitrió, l’encàrrec de construir un model cosmològic vàlid. I tots els esforços de Lemaître es van centrar, des de llavors, en aquest objectiu. Per dur-ho a terme, es traslladà amb una beca als Estats Units, on va mantenir converses amb Vesto Slipher, a qui va visitar a l’Observatori Lowell d’Arizona, i amb Edwin Hubble, al Mount Wilson, a Califòrnia (i també amb altres científics molt importants, com Robert Millikan). Tant Slipher com Hubble van compartir amb ell els seus darrers resultats i coneixements, que havien obtingut d’observacions astronòmiques directes. Com ja s’ha dit, tots dos li van lliurar les seves precioses taules de velocitats (desplaçaments Doppler) i distàncies de les nebuloses espirals que havien calculat (la major part de les darreres emprant la llei de Leavitt).

En el treball matemàtic que Lemaître va dur a terme per a la seva tesi doctoral al MIT (Cambridge, EUA) va obtenir una solució de les equacions de camp de la teoria general de la relativitat (TGR) d’Einstein, tesi que em complau haver tingut a les meves mans. Descriu un univers amb massa i que s’expandeix uniformement, però sense origen ni final. Això es deu al fet (que no és destacat per gaires autors!) que a la solució de Lemaître hi ha un terme addicional logarítmic. Aviat es va veure que aquesta era de fet una de les solucions ja obtingudes per Alexander Friedmann, en el seu famós article de 1922. Tot i que no era precisament “la solució estàndard de Friedmann” (aquella que aquest darrer preferia), com moltíssims autors afirmen erròniament! Conclusió: cal sempre consultar les fonts originals.

Després d’acabar la seva estada a Boston, i durant dos anys més, Lemaître continuà amb la seva recerca d’un model d’Univers que estès d’acord amb els resultats observacionals, que li havien donat Hubble i Slipher. Finalment, va tenir èxit, i d’una manera molt brillant. Publicà les seves conclusions en un article que no fou gens apreciat d’entrada, però que més tard li donaria una gran reputació internacional. En aquell article, va resumir tota la feina feta a Harvard, MIT i Lovaina. Fou publicat el 1927, en una revista belga poc coneguda, els Annales de la Société Scientifique de Bruxelles (Anals de la Societat Científica de Brussel·les), amb el títol: “Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques” (Un univers homogeni de massa constant i radi creixent que explica la velocitat radial de les nebuloses extragalàctiques) [12]. Lemaître va presentar en aquesta obra una idea sorprenent i original: l’Univers no era estàtic, sinó que s’estava expandint, d’acord amb la solució que va obtenir de les equacions d’Einstein. I aquest fet coincidia del tot amb les dades observacionals dels astrònoms Hubble i Slipher. Lemaître va interpretar la taula de desviaments espectrals de Slipher com a corresponents a desplaçaments Doppler, i per tant associats a les velocitats de retrocés de les nebuloses espirals. Això evidenciava clarament l’expansió de l’Univers. Va comparar les dues taules, de desplaçaments cap al vermell i distàncies, corresponents a 42 nebuloses i va obtenir un valor per a la taxa d’expansió (anomenada ara constant de Hubble) bastant proper al que Hubble va publicar dos anys més tard, el 1929. És important observar, però, que Lemaître no va ser pas el primer a declarar que l’Univers podria estar expandint-se. Aquest honor li correspon a Alexandr Friedmann, qui així ho va deixar escrit en el seu famós treball de 1922, que pel que sembla Lemaître desconeixia. Friedmann també va defensar aferrissadament aquesta possibilitat en intensa correspondència epistolar amb Einstein, qui es va oposar de manera obstinada a aquesta idea durant deu anys.

En resum, Lemaître derivà la mateixa llei que Hubble, comparant les dues taules que havia obtingut d’aquest i de Slipher. Conscient, però, que les dades no eren seves, mai no va reclamar prioritat sobre aquest descobriment. El que encara es més remarcable és que, a més d’això, Lemaître va interpretar els desplaçaments cap al vermell de la manera correcta, com a corresponents a velocitats i associats a l’expansió còsmica. Amb la seva intuïció clara i precisa, va anar molt més lluny que tota la resta d’astrònoms i físics teòrics de l’època. Quelcom increïble, el 1927. Les dades eren a disposició de tots, però cap d’ells en donava la interpretació correcta! Tot és troba allí, en el seu deliciós article de només onze pàgines, escrit en francès, per a qualsevol que ho vulgui comprovar. Un avís: la traducció a l’anglès —feta uns anys més tard, a instància i amb l’ajut d’Eddington— omet la part on es dedueix la llei de Hubble. Pel que s’ha conclòs, després de molt debat, fou el mateix Lemaître qui així ho va decidir. Confessà que no considerava important aquesta secció, atès que el treball de Hubble, amb dades actualitzades i un valor millor de la constant, ja havia estat publicat en aquell moment.

Poc després d’acceptar l’expansió de l’Univers, Lemaître va tenir una altra gran idea: mirar cap al passat, enrere en el temps. Una qüestió important a considerar aquí és que el temps, en el seu model de l’univers de 1927, s’estenia fins a menys l’infinit. No tenia un origen, a causa de la presència del terme logarítmic en la solució que havia trobat al MIT. Sigui com sigui, el 1931 —quan el seu darrer treball va aparèixer a Nature— Eddington ja l’havia prèviament convençut que aquest terme era superflu i que portava a conclusions incorrectes. Li va dir que la solució correcta era una altra, obtinguda també prèviament per Aleksandr Friedmann. Lemaître va canviar aleshores la seva solució per la bona, la que es coneix com “la solució de Friedmann”. Poc temps després, els matemàtics Robertson i Walker van rematar la jugada, demostrant que aquesta era l’única solució possible de les equacions d’Einstein sota les hipòtesis d’homogeneïtat i isotropia. Un resultat aclaparador! I en aquesta solució de Friedmann, el cosmos sí que té un origen en el temps!

Aquí cal fer un comentari molt important. Aviat quedà ben clar que els valors del ritme d’expansió, tant el de la constant de Hubble, de 500 km/s/Mpc, com el valor obtingut per Lemaître, que era encara pitjor, de 575, eren molt grans. Amb ells, el cosmos només tindria dos mil milions d’anys, en el millor dels casos. Però ja en aquell moment, els isòtops radioactius presents a les roques indicaven que aquestes tenien pel cap baix 4.500 milions d’anys. L’univers seria llavors molt més jove que la Terra! Això era completament absurd, i aquesta va ser la raó principal per la qual Hubble, que era un científic de cap a peus, mai no va creure en la expansió del cosmos. No va poder arribar a entendre, que era el valor de la seva constant, i no el model en si, el que s’havia de revisar a fons. De fet, la constant de Hubble ha hagut de ser revisada moltíssimes vegades des de llavors. Podríem dir fins i tot que és un valor en revisió permanent. Aquesta constant és, cal repetir-ho, la més important de totes les constants cosmològiques.

El 1931, Lemaître viatjà a Londres, on havia estat convidat donada la seva creixent fama. Utilitzant ja llavors la "nova" solució (l’estàndard de Friedmann), va presentar la seva darrera proposta: l’Univers s’havia estat expandint sempre, des d’una etapa inicial en què havia tingut una mida molt petita. Anomenà aquesta etapa l’"àtom primitiu" (recordava molt la conjectura de l’"ou còsmic" que apareix en diverses cultures antigues). Va publicar la seva nova teoria a la prestigiosa revista Nature [13], i més tard a Popular Science [14]. Els seus arguments eren força senzills: com que l’Univers s’expandia, mirant enrere cap al passat, devia haver-se anat fent cada cop més petit, a mesura que s’acostava a un temps inicial, a partir del qual ja no s’hauria pogut contraure més. Tota l’energia i la matèria existents a l’univers havien de ser allà, comprimides (jibaritzades, com a mi m’agrada de dir) en un àtom molt i molt dens. Lemaître tenia algunes nocions de la teoria quàntica de la matèria (encara que molt bàsiques) i va conjecturar alegrement un àtom molt dens que contenia tot l’univers, l’"àtom primordial", amb un nucli proporcionalment gran. Aquest s’hauria desintegrat sobtadament, en una gran explosió, i això hauria conduit a la distribució actual d’energia i matèria que existeix a l’univers. Aquesta expansió hauria continuat fins avui. Els raigs còsmics, descoberts per Victor Hess el 1912, els va considerar com a restes visibles d’aquest gran esclat.

Tantmateix, ben aviat la nova proposta de Lemaître va ser durament criticada per molts dels seus col·legues científics. Eddington la va trobar molt desagradable, mentre que Einstein va expressar l’opinió que era del tot injustificable des d’un punt de vista físic. Això no és gens sorprenent, ja que els coneixements de física quàntica de Lemaître eren, com s’ha dit, molt limitats. De fet, Einstein havia canviat ja, en aquella època, la bona opinió que havia tingut de Lemaître durant un temps. Abans, tots dos havien estat de gira pels Estats Units donant conferències plegats. Segons les cròniques de l’època, Einstein havia lloat les explicacions de Lemaître sobre l’evolució de l’Univers com les més belles que havia escoltat mai. Però tot això havia canviat, i Einstein tampoc li perdonava que hagués fet passar per seva la solució de Friedmann.

Fos com fos, cap crítica científica sobre l’àtom primordial de Lemaître va ser un obstacle per a l’acceptació popular del seu fantàstic model arreu del món. De fet, succeí tot el contrari! Això és fàcil d’explicar: com més senzill i espectacular sigui el model, molt millor (fins i tot si és absolutament erroni). El model de Lemaître es va popularitzar immediatament. Va quedar gravat a les ments de les persones corrents i ho continua estant a dia d’avui. És del tot impossible esborrar-lo (com es lamenta amargament el Premi Nobel Jim Peebles).

El primer col·lega que, finalment, es dedicà a polir el model de Lemaître i li va donar un mínim significat físic, sota el nom de "model del Big Bang", va ser George Gamow, un antic estudiant de Friedmann que havia hagut de canviar de director de tesi quan aquest va morir prematurament, el 1925. Donat el caràcter imaginatiu que Gamow sempre va exhibir al llarg de la seva vida, no fou gens sorprenent que triés precisament el nom despectiu amb el que Fred Hoyle havia qualificat aquest model, en un intent de rebutjar-lo, en comparació amb el seu propi. Explicarem aquest important episodi, amb tot detall, a la segona part. Serà el nu fonamental d’aquest article.

Referències

1. Gieryn, T.F., Ed., Science and social structure: a festschrift for Robert K. Merton (NY Academy of Sciences, NY, 1980).
2. Elizalde, E., The true story of modern cosmology (Springer-Nature, Berlín, 2021).
3. Leavitt, H.S., and E.C. Pickering. 1912. Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud. Harvard College Observatory Circulars 173: 1–3; Leavitt, H.S. 1908. 1777 Variables in the Magellanic Clouds. Annals of Harvard College Observatory LX (IV): 60, 87–110.
4. Bernstein, J. 2005. Book Review: George Johnson’s Miss Leavitt’s Stars. Los Angeles Times, July 17.
5. LeBlanc, F. 2010. An Introduction to Stellar Astrophysics. Wiley.
6. Elizalde, E. 2012. Cosmological Constant and Dark Energy: Historical Insights. In Open Questions in Cosmology, ed. by G.J. Olmo, Chap. 1. Geneva: InTech Publishers. ISBN 978-953-51-0880-1. https://doi.org/10.5772/51697.
7. Elizalde, E., Reasons in favor of a Hubble-Lemaître-Slipher’s (HLS) law, Symmetry 11, 35 (2019).
8. Hall, J.S. 1969. Slipher’s Trail-Blazing Career, Vesto Slipher. Arizona Daily, Sun, November 9.
9. Slipher, V. 1917. Nebulae. Proceedings of the American Philosophical Society 56: 403–409.
10. Eddington, A.S. 1923. The Mathematical Theory of Relativity. Cambridge: Cambridge University Press.
11. Hubble, E. 1929. A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae. Proceedings of the National academy of Sciences of the United States of America 15: 168–173.
12. Lemaître, G. 1927. Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques. Annales de la Société Scientifique de Bruxelles 47: 49.
13. Lemaître, G. 1931. The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory. Nature 127: 706.
14. Menzel, D. 1932. A Blast of Giant Atom Created Our Universe, 52. Popular Science, Bonnier Corporation.