Les dues revolucions cosmològiques del segle XX

Per molt que recerquem en la literatura, crec que no trobarem enlloc cap referència a alguna revolució cosmològica ocorreguda en el segle passat. Sí que s’hi parla de la revolució copernicana, de la de Galileu o del mateix Newton. Però, heus aquí, que aquest bloguer en distingeix clarament dues, en el segle XX. De contradicció, estimat lector/a no n’hi ha cap, ara ho explico.

A diferència de les grans revolucions, tan documentades, de la física (la teoria de la relativitat i la mecànica quàntica) i de la matemàtica (associada al teorema d’incompletitud de Gödel) —en les quals, en resposta a observacions de la natura o per consistència de la pura lògica matemàtica, respectivament, es van crear teories d’enorme abast i profunditat, que trencaven esquemes—, en el cas de la cosmologia el pes fonamental, gairebé absolut, en les revolucions que jo he identificat l’han tingut directament les observacions astronòmiques del cosmos, per damunt de qualsevol teoria (de fet, la fonamental que hi ha al rerefons és sempre la relativitat general d’Einstein (RG)). Les observacions a què em referiré van tenir unes implicacions extraordinàries, gairebé increïbles, que van canviar del tot la nostra visió de l’univers: de ser estàtic, immutable i etern va passar a tenir un origen, a partir del no-res, i a expansionar-se. I després vàrem aprendre, a més, que aquesta expansió s’accelera constantment, creant un misteri absolut on abans hi havia completa certesa. Per a mi, veient-ho en perspectiva, es tracta de dues revolucions impressionants, incontestables.

Jim Peebles dixit

Acaben de concedir la meitat del premi Nobel de física 2019 al gran cosmòleg James Peebles. Els editors de la Revista de Física de la RSEF me n’han encarregat un article[1], cosa que m’ha portat a xafardejar la seva pàgina web[2]. Quan ho vagi fer, d’això en fa una setmana, encara era molt curta i lleugera, poc convencional —com penso que correspon a una persona realment important—, però ara que li han donat el premi Nobel crec que els de Princeton li han fet canviar (si més no és la meva impressió) i avui és molt més formal. La meitat de la pàgina (anterior) la dedicava a la discussió següent:

P. James E. Peebles

“... Regarding the hypotheses of dark matter and quintessence, I draw attention to the verse[3]

So now we are in Boston,

The home of the bean and the cod,

Where the Lowells talk only to Cabots,

And the Cabots talk only to God.

One might be inclined to compare families of matter that interact only with gravity to the Cabot family. But Percival of the Lowell family used his fortune to establish The Lowell Observatory and bring the Slipher brothers to the Observatory; their notable contributions include the discovery of the cosmological redshift ...”

Que en la meva traducció al català, diu:

“... Pel que fa a les hipòtesis de la matèria fosca i la quinta essència, crido l’atenció sobre el vers

Així que som a Boston,

Llar de les mongetes i del bacallà,

On els Lowells només parlen amb els Cabots,

Mentre els Cabots només parlen amb Déu.

Hom podria inclinar-se a comparar famílies de matèria que interaccionen només amb la gravetat amb la família Cabot. Però Percival, de la família Lowell, va fer servir la seva fortuna per construir l'Observatori Lowell i portar-hi allí els germans Slipher; entre les seves notables contribucions hi ha el descobriment del corriment espectral cap al roig cosmològic (redshift) ...”

La primera revolució cosmològica

L'observatori Lowell va estar, sens dubte, en el bell mig de l’origen de la primera revolució cosmològica del segle XX, per molt que Edwin Hubble s'entestés a afirmar tota la seva vida que havia estat el de Mount Wilson (i no cap altre d’arreu del món) i que oblidés reconèixer —cosa que no va canviar fins a l’any mateix de la seva mort— que fou Vesto Slipher qui li havia obert els ulls a la conclusió que l'univers no podia ser estàtic. I, encara més, que el primer pas que havia donat Slipher era de fet el més important, sent el progrés posterior en aquella línia de recerca ja oberta relativament senzill.

Com ja he dit en altres blogs, l'any 1912 reuneix tots els mèrits per ser qualificat com el del naixement de la cosmologia moderna. Ara, a més (i això és nou!), jo el batejo formalment com l’any zero de la primera revolució cosmològica. Sé que soc agosarat, ja que el terme revolució aplicat a la cosmologia no li agrada gens a Peebles. El recent premi Nobel opina, contràriament, que[4]:

"No va ser un sol pas, un descobriment crític el que de sobte va fer rellevant la cosmologia; aquesta disciplina va emergir de manera gradual a través d'una sèrie d'observacions experimentals. Clarament, una de les més importants durant la meva carrera va ser la detecció del fons còsmic de microones (CMB), radiació que immediatament va cridar l'atenció, tant als experimentals interessats a mesurar les propietats d'aquesta radiació, com als teòrics que es van unir per analitzar les implicacions del descobriment."

Tot això és del tot cert, però mirat des de fora i amb perspectiva, ningú no pot negar que la detecció del CMB, la prova palpable que el nostre univers va tenir un origen fa uns 13.800 milions d’anys i que s’expandeix —en contraposició absoluta amb el model que havia regnat fins aleshores: estàtic, inalterable des de sempre i per sempre— és de fet, sense cap mena de dubte, la confirmació final d’un descobriment revolucionari. I, fins a poder arribar a aquesta conclusió, van haver de succeir tota una sèrie de fets: estudis, observacions i resultats previs, que van tenir una importància cabdal i desembocaren en la gran confirmació final del CMB.

La primera gran fita en aquest llarg camí la va posar Henrietta Swan Leavitt el 1912, quan va publicar —després d'haver analitzat uns quants milers de dades, en particular de les estrelles dels núvols de Magalhaes— els seus resultats definitius sobre una llei extraordinàriament important: la relació període-lluminositat de les estrelles variables Cefeides. Es tracta d'una dependència lineal de la lluminositat de l'estrella versus el logaritme del període de variabilitat d'aquesta. Seria interessant descriure els mecanismes físics proposats per explicar aquesta relació (com el de la vàlvula d'Eddington), però lamentablement no tinc espai per fer-ho. Henrietta era un membre distingit de l'anomenat “harem de Harvard d'Edward Pickering”, conegut també com “l'equip de calculadores de Harvard”, un grup de dones joves que van fer un excel·lent treball en astronomia en aquella època, estudiant la posició i lluminositat dels punts brillants recollits en plaques fotogràfiques del cel. El resultat de Leavitt va ser una eina increïblement poderosa per calcular distàncies, de fet, la principal que Hubble va emprar en els anys següents. I també diverses generacions d'astrònoms, més endavant, amb un èxit enorme (les Cefeides segueixen sent avui dia les millors candeles estàndards a baix redshift), fins que van aparèixer altres tècniques millorades i, més recentment, les supernoves estandarditzables, o SNI, que han conduït al descobriment de l'acceleració en l'expansió de l'univers (premi Nobel de física 2011). Però això ja constitueix la segona revolució cosmològica i en parlaré més endavant.

Va ser el mateix any 1912, en què Leavitt havia publicat els seus resultats, quan Vesto Slipher, un jove graduat en aquella època, va iniciar un projecte dirigit a obtenir les velocitats radials de les nebuloses espirals a partir dels seus espectres, desplaçats cap al blau o el vermell (per efecte Doppler òptic), utilitzant precisament el telescopi de 24 polzades de l'Observatori Lowell, a Flagstaff (Arizona), a què es refereix Peebles. I va ser allà on, com ja he dit abans, va tenir el seu origen la primera revolució cosmològica. El primer càlcul de Slipher, fet el 17 de setembre de 1912, va ser per a la nebulosa d'Andròmeda (la més propera) i va donar un corriment cap al blau (blueshift), que indicava que Andròmeda es dirigeix ​​cap a nosaltres a gran velocitat (d'uns 300 km/s). El 1914, en una reunió de la Societat Astronòmica Americana, va presentar resultats per a un total de quinze nebuloses. Excepte tres blueshifts, tota la resta eren redshifts, indicant que la major part de les nebuloses s'allunyaven molt ràpidament. La seva exposició va resultar molt clara i convincent i els seus resultats van ser rebuts per l'audiència (segons les cròniques) amb una espectacular ovació i els assistents posats en peu. Això és molt inusual en una conferència científica, tant llavors com ara, i aquella data ha quedat, amb raó, registrada a la Història de l'Astronomia. Slipher va ser el primer a obtenir els espectres de galàxies amb una proporció de senyal/soroll suficient per poder mesurar de manera fiable els canvis per efecte Doppler. I els seus resultats van fer trontollar el model acceptat fins llavors d'un univers estàtic. Com el mateix Hubble reconeixeria finalment, Slipher va ser el primer astrònom a assenyalar que alguna cosa molt notable i estranya estava passant al cosmos: com podia ser estàtic havent-hi aquelles nebuloses llunyanes que s'escapaven a velocitats tan grans?

La taula de redshifts de Slipher va ser un dels dos ingredients necessaris per a la formulació, per Hubble, de la relació velocitat/distància radial. L'altra, la taula de distàncies, sí que va ser el resultat del treball d'Edwin Hubble, amb una contribució posterior de Milton Humason, que va obtenir alguns redshifts addicionals, utilitzats per Hubble, el 1931, per millorar els seus primers valors. Encara que Humason va estendre el càlcul d'espectres a les galàxies més febles, per encàrrec d'Edwin Hubble, els astrònoms de Mount Wilson no haurien avançat tan ràpidament sense els resultats pioners de Slipher.

La llei de Hubble era una llei empírica (com el mateix Hubble va reconèixer sempre), un resultat de les observacions astronòmiques. Hi va haver molts intents en paral·lel d'explicar-la a través d'una teoria. I a (gairebé) ningú no se li va ocórrer la idea que l'univers estigués en expansió. Això era absurd. No puc detallar la quantitat d'arguments diferents que van sorgir, per part de la comunitat d'astrònoms, per tal d’explicar la llei.

De fet, els teòrics feien la guerra pel seu compte i no estaven al corrent de tots aquests avenços de l'astronomia. El 1917, Einstein va fer ús per primera vegada de les seves equacions de camp de la relativitat general per descriure l'univers; però va resultar que l'univers estàtic no era una solució de les seves equacions i es va veure forçat a introduir la constant cosmològica. El mateix any 1917, Willem de Sitter va trobar ja una solució molt senzilla a les equacions d'Einstein amb la constant cosmològica i de fet la va interpretar bé, com a corresponent a un univers en expansió. Però es tractava sens dubte d'un univers de joguina: no podia tenir res a veure amb el nostre, ja que no contenia matèria ni energia. Avui dia la solució de De Sitter és d'excepcional importància en la descripció de les etapes inicial i final del nostre univers, quan la densitat de matèria/energia és extraordinàriament petita.

Però va ser Aleksandr Friedmann qui, l’any 1922, va dir per primera vegada que podria ser que l'univers estigués en expansió, ja que havia trobat solucions a les equacions d'Einstein (les originals, sense la constant cosmològica) que, així, podien interpretar-se. El treball de Friedmann es va rebre a Zeitschrift für Physik per a la seva publicació el 29 de juny de 1922. I va anar a parar a mans d'Einstein, que el 18 de setembre envià al seu torn una nota a la revista dient que el treball de Friedmann contenia un error. Després de diverses peripècies molt interessants, que no puc descriure aquí, el 31 de maig de 1923 Einstein va enviar a Zeitschrift für Physik la seva retractació, reconeixent que qui s'havia equivocat era ell. Però en absolut va voler entendre que l'univers pogués estar en expansió. Tal idea no li cabia al cap, era una estupidesa, i va trigar encara deu anys més a arribar a comprendre i acceptar aquest concepte.

El 1924, l'astrònom suec Karl Lundmark, fent la hipòtesi que les galàxies eren objectes estàndards, va usar la seva mida i brillantor per inferir la seva distància radial. Després tractà de trobar una correlació entre els desplaçaments al roig de Slipher i les distàncies radials, i va concloure que, si bé hi podria ser, això no estava gens clar. En realitat, Hubble també va fer la mateixa suposició, però va millorar la taula de distàncies usant les estrelles variables Cefeides, quan n’hi havia (i de nou, com hem dit abans, els desplaçaments al roig de Slipher). D'aquesta manera va poder trobar una correlació clara, coneguda fins fa molt poc com “llei de Hubble”. Aquest nom ha estat canviat ara fa un any, per votació realitzada entre tots els membres de la Unió Astronòmica Internacional (entre els quals em compto), que en un 78% vam aprovar que sigui anomenada oficialment, a partir d'ara, “llei de Hubble-Lemaître”.

L’univers s’expandeix

I és que resulta que el primer a comprendre clarament que l'univers s'expandeix fou Georges Lemaître. I això no va pas succeir per casualitat, ni de bon tros, ja que Lemaître anava decididament a la recerca d'un model per al cosmos. Mentre estava treballant en la seva tesi doctoral al MIT, Massachusetts (EUA), que va defensar el 1925 —i en la qual el resultat més important va ser retrobar (de manera independent) una de les solucions de Friedmann— Lemaître va visitar Vesto Slipher a Lowell i Edwin Hubble a Mount Wilson, per conèixer de primera mà els darrers resultats en astronomia. Tots dos li van cedir graciosament les seves respectives taules de velocitats i de distàncies amb les quals, en un tancar i obrir d'ulls, va obtenir la llei de Hubble, dos anys abans que el mateix Hubble!

Amb això i els resultats de la seva tesi doctoral (que quadraven del tot) va publicar, el 1927, un treball en “una obscura revista belga” (així s'hi refereixen multitud de publicacions sobre aquest fet). Allí hi podem veure, amb els nostres propis ulls:

• a) la llei de Hubble amb un valor molt semblant de la constant de Hubble a l'obtingut pel mateix Hubble el 1929 (les dades eren essencialment les mateixes);
• b) la interpretació física de la llei empírica de Hubble com a corresponent a un univers en expansió, solució de la gravetat d'Einstein.

Observació important: la solució de Lemaître en aquest treball no és “la” solució de Friedmann sinó “una de les” (conté un terme logarítmic i l'univers corresponent no té origen, el temps transcorre de menys a més infinit). El mateix Friedmann havia obtingut diverses solucions, que va classificar convenientment, ja que no imposava les restriccions que l'univers fos homogeni i isòtrop (en aquest cas Robertson i Walker van demostrar, anys més tard, que només queda una família de solucions compatible, amb l'única llibertat romanent de poder canviar-ne la curvatura).

Al congrés Solvay de 1927, a Brussel·les (potser el més famós celebrat mai), Lemaître va aprofitar un recés per acorralar Einstein i mostrar-li el seu brillant treball. Dos dies més tard, havent-lo ja examinat, Einstein va admetre no haver-hi trobat cap error en els càlculs; però li va dir a Lemaître que la conseqüència física que n’extreia dels seus resultats, això que l'univers estigués en expansió, era una idea “abominable”.

No va ser fins al 1932, després del seu tan famós viatge pels EUA en el qual va visitar Hubble a Mount Wilson, que Einstein va ser finalment convençut, per Eddington, Tolman i De Sitter, del fet que l'univers s'expandia, en total acord amb els resultats astronòmics. Malgrat el que afirmen tantes i tantes “fonts”, sabem avui sense cap mena de dubte, després d'investigacions rigoroses dels historiadors de la ciència, que en cap cas va ser convençut per Hubble, que és palès que mai no va afirmar, ni va creure de fet, que l'univers s'expandís (en contra del que es diu a centenars o milers d'articles, llibres i enciclopèdies). En una carta de Hubble a De Sitter el 1931, va expressar clarament les seves reflexions sobre les velocitats d’allunyament dient:

“... fem servir el terme ‘velocitats aparents’ per tal d’emfatitzar el tret empíric de la correlació. La interpretació he de deixar-la a vostè i als pocs que són competents per discutir sobre aquest assumpte amb autoritat”.

Eddington havia estat el primer a comprendre l'enorme valor de la feina de Lemaître i el va ajudar a traduir a l'anglès i a publicar la traducció (només de la primera part del treball original) a la important revista Monthly Notices of the RAS. El següent pas va ser que Lemaître es va adonar que, usant una solució diferent de les equacions d'Einstein (aquesta sí que era “la” de Friedmann, sense el terme logarítmic), l'univers, a més d'expandir-se, mirant cap enrere en el temps s'aniria fent cada vegada més petit, i tenia un origen! Va proposar un model en el qual, en un remot passat, tota la matèria/energia actual de l'univers hauria estat concentrada en el que va batejar com a àtom primordial o ou còsmic. El seu prestigi havia pujat molt en pocs anys i aquest treball va ser publicat a la revista Nature. Però aquí es va passar de llest i molt aviat va col·lisionar amb els físics nuclears, com ara W.S. Adams, T. Dunham, G. Gamow, R.A. Alpher, R.C. Herman i, sobretot, amb Fred Hoyle, els qui van comprendre en poc temps que aquell model feia aigües.

Fred Hoyle va ser la primera persona que va descobrir que tots nosaltres estem fets de pols d'estrelles; és a dir, que gran part dels elements, dels àtoms que formen el nostre cos, no s'havien pogut produir en aquell instant inicial del cosmos, sinó molt més tard (quan les galàxies es van poder ja formar i evolucionar) en explosions d'estrelles noves i supernoves. És el que ara es coneix com nucleosíntesi estel·lar, teoria de la qual Hoyle va ser pioner. En el seu obituari “Stardust memories”, escrit per John Gribbin i publicat al diari The Independent el 2005, se’n fa una preciosa descripció. Com ja he descrit en detall en un altre blog, Hoyle va donar al terme big bang un significat completament diferent del que havia tingut per als astrònoms de Cambridge (Eddington i d’altres) abans. De ser un impuls inicial que, senzillament, posava les masses ja prèviament existents en moviment, va passar a ser un impuls creador, una expansió descomunal del teixit mateix de l'espai, una enorme pressió negativa que faria possible la generació de la formidable massa i energia positives de tot l'univers, a partir del no-res, en una única bufada creadora. Això (i moltes coses més) és el que en principi permet fer la teoria d'Einstein de la relativitat general.

Qui va ser, doncs, el primer a descobrir l'expansió de l'univers?

1. Vesto Slipher va ser el primer a fer notar clarament, el 1914, que l’Univers difícilment podia ser estàtic.
2. Albert Einstein va establir el marc teòric de la cosmologia moderna: l’any 1917 va aplicar per primera vegada les seves equacions de la RG, de 1915, per tal de descriure l’univers.
3. Willem de Sitter va ser el primer a trobar, el 1917, una solució de la RG que descriu un univers en expansió, però aquest era de joguina ja que no contenia ni matèria ni energia.
4. Alexandr Friedmann va ser el primer, el 1922, a dir clarament que el nostre univers podria ser que estigués expandint-se, ja que havia trobat una solució a RG que es podia interpretar com a corresponent a un univers com el nostre que s’expandeix.
5. Georges Lemaître va ser el primer a formular, el 1927, una teoria científica per a un univers etern, sense origen. Va combinar els resultats de les dades astronòmiques —velocitats (desplaçaments cap al roig de Slipher) i distàncies (la taula de Hubble), obtenint una llei empírica de proporcionalitat (dos anys abans de Hubble, que ho va fer el 1929)— amb una solució de la RG (trobada abans per Friedmann), que el mateix Lemaître havia redescobert el 1925. No va ser fins un parell d’anys més tard que, canviant la solució per un altra també trobada abans per Friedmann (la standard), va poder concloure que el nostre univers tenia un origen.
6. Fred Hoyle es va adonar, el 1949, que l’impuls inicial necessari per posar les grans masses del cosmos en expansió no podia ser pas una força ordinària (com s’havia assumit fins aleshores), sinó una tremenda dilatació del teixit del mateix espai (big bang) que fos capaç de crear en un breu instant de temps tota la matèria i energia de l’univers (com permet la teoria de la RG). Va emfatitzar, però, que això era una bogeria, del tot impossible.

La radiació còsmica de fons (CMB)

El 1963, Arno Penzias i Robert Wilson treballaven als Bell Labs de New Jersey, tractant de recalibrar una antena reflectora, que ja havia estat emprada diversos anys i que ells volien transformar per fer-la servir en radioastronomia. Tot i que en aquella època ja existien en alguns llocs radiotelescopis més potents, aquell reflector tan modest de set metres, amb forma de banya, tenia unes característiques úniques per a les mesures d'alta precisió que volien fer a la banda de 21 cm, longitud d'ona a la qual l'halo galàctic seria prou brillant per poder-lo detectar i a la qual s'observaria la línia corresponent als àtoms d'hidrogen neutre. Volien, en particular, observar la presència d'hidrogen en cúmuls de galàxies (n’hi ha una descripció molt precisa a la Lliçó Nobel de Wilson). Després d'una sèrie de mesures realitzades durant diversos mesos, no aconseguien eliminar un soroll molt feble, però persistent, que traduït a temperatura equivalia a uns 3 K, i que era exactament el mateix en totes direccions, dia i nit. Van considerar la possibilitat d'alguna font terrestre i van enfocar l'antena cap a diversos llocs, apuntant en particular cap a Nova York, però la variació era sempre insignificant. Van tenir en compte també la possible radiació de la galàxia, així com tots els tipus d'emissions de ràdio, però res no explicava el soroll de fons. Estaven ja desesperats! És famosa l'anècdota que, un bon dia, es van adonar que l'antena estava parcialment coberta per una capa de cagades de coloms i es van alegrar molt d'haver trobat per fi la solució. Però la joia els va durar poc: després de netejar l'antena, el senyal encara hi era! I fins i tot quan, temps més tard, van recobrir la superfície de l'antena amb una capa nova d'alumini.

Així va passar tot un any. A la mateixa època i a només 60 km, a Princeton, R.H. Dicke, P.J.E. Peebles i D.T. Wilkinson estaven preparant un article on desenvolupaven una teoria sobre quines característiques havia de tenir la radiació de microones que ens hauria d'arribar d'un univers molt dens en el seu origen (possiblement polsant), en unes condicions similars, de fet, a les del big bang. Va ser Bernard Burke, professor del MIT, que va parlar a Penzias del treball de Peebles i col·laboradors. Entre tots van lligar caps i el 1964 van escriure dos articles: els de Princeton amb el model teòric, i Penzias i Wilson amb les observacions de l'antena, que van sortir publicats el 1965 en el mateix número de l'Astrophysical Journal. S'havien ja adonat que 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, d'importància colossal, es va ajornar encara uns anys. I cal dir ara, que la primera evidència addicional va venir de rescatar de l'oblit unes mesures indirectes que W.S. Adams i T. Dunhan Jr. havien fet trenta anys enrere i que, reanalitzades el 1966, van portar a concloure que aquests ja havien detectat de fet (encara que sense donar-hi importància) una radiació de fons d'uns 2,5 K. Aquest valor va ser encara millorat en un article de Nature el 1966: 2,8 K, ja molt proper al valor de 2,725 K que ara es coneix amb alta precisió.

I respecte a la teoria, cal notar també que, repassant la literatura, es va descobrir que el primer model teòric de la radiació del big bang no va ser el que hem dit, sinó un altre setze anys anterior, proposat per primera vegada per George Gamow (deixeble de Friedmann) el 1948 i acabat de perfeccionar per R.A. Alpher i R.C. Herman el 1949. Aquests autors són ara reconeguts com els primers que van predir la radiació de fons de microones del big bang, per a la qual van calcular un valor de 5 K, aproximadament (valor que després van espatllar, en un càlcul posterior, portant-lo a 28 K). El seu descobriment va merèixer a Penzias i Wilson el premi Nobel de 1978 i, d'altra banda, la radiació provinent del big bang va descartar de manera concloent la teoria de l'estat estacionari de Hoyle-Gold-Bondi. El treball de Peebles i col·laboradors ha estat també ara fonamental en la concessió del premi Nobel de física de 2019.

La segona revolució cosmològica

Centrant-nos de nou en Peebles, després de la seva predicció teòrica del CMB, una altra gran aportació seva van ser els treballs amb Bharat Ratra de 1988, precursors d'una gran línia de recerca de la cosmologia teòrica actual que va esclatar deu anys més tard amb el descobriment tan extraordinari, abans esmentat, que l'expansió de l'univers s'accelera. Aquesta és la que jo considero la segona gran revolució de la cosmologia del segle XX.

El primer a publicar els seus resultats va ser l'Equip d'Investigació de Supernoves d'Alt-z, encapçalat per Brian Schmidt i Adam Riess, el 1998, mentre que l'altre, l'anomenat Projecte Cosmològic de Supernoves, amb Saul Perlmutter com a investigador principal, ho va fer, de manera independent, l'any següent 1999. Els caps dels dos equips van compartir el premi Nobel de física 2011. Aquesta acceleració resulta molt i molt difícil d'explicar en termes físics, i la seva contribució al balanç total d'energies de l'univers actual és enorme, d'un 70%, aproximadament. Sobre això el lector ja haurà rebut molta informació, i no tinc cap dubte que coneix el seu nom: energia fosca. El que és del tot remarcable és el fet que Peebles i Ratra s'avancessin deu anys quan varen publicar els seus treballs premonitoris en què analitzaven les conseqüències d'introduir un camp escalar a nivell cosmològic. Això els va permetre tenir, ja d’antuvi, un model a punt per desenvolupar la idea que l'espai conté energia amb un efecte gravitacional que s’atansa molt al de la constant cosmològica d'Einstein, anticipant-se així al concepte d'energia fosca dinàmica, en particular en la seva forma coneguda com quinta essència. Els seus treballs van ser fonamentals per a l'establiment d'una base teòrica sòlida en la qual emmarcar aquestes revolucionàries observacions astronòmiques, encara que, a dia d'avui, no han estat capaços de resoldre les moltes incògnites que hi ha plantejades.

En resum...

Per concloure resumeixo, posant-hi dates, les dues revolucions cosmològiques del segle XX.

1. La primera s’estén del 1912 al 1929, això és, des dels descobriments astronòmics de Leavitt i Slipher als de Hubble, i conté entremig els teòrics d’Einstein, Friedmann, De Sitter i Lemaître. La teoria científica de l’expansió de l’univers i el seu origen va quedar formulada; a l’espera de la prova definitiva de la radiació còsmica de fons (CMB), i de retocs importants (inflació), que arribarien més tard.
2. La segona és puntual, va de 1998 a 1999, amb un descobriment observacional totalment inesperat: quan es pretenia mesurar com l’atracció gravitatòria desaccelerava l’expansió de l’univers, es va descobrir, ja ben bé a les acaballes del segle i del mil·lenni que, contràriament, aquesta expansió s’accelera! Els models de Peebles i altres i l’ús de la constant cosmològica donen un marc teòric per intentar entendre aquest fet, a partir de les lleis de la física, però cap model no ho ha aconseguit, fins ara, de manera convincent.

De fet queden encara moltes qüestions per resoldre; aquí en deixo unes quantes:

• Quin és el motor còsmic que accelera constantment l’expansió de l’univers en el marc de la gravetat d’Einstein?
• O és que potser hem de retocar la bella teoria de la relativitat general a nivell cosmològic?
• Òbviament, a certes escales hem d’introduir els efectes quàntics. Gravetat quàntica o teoria emergent?
• Inflació o univers polsant? Manquen encara proves concloents de la inflació.
• L’etern problema d’identificar la matèria fosca.
• Què hi va haver abans del big bang?

Hi ha molts investigadors arreu del món que treballen per donar respostes a aquestes preguntes.