L’Univers en expansió

Consideracions generals

Es pot considerar que la cosmologia observacional moderna nasqué al principi del segle XX. Tanmateix, l’ésser humà ha tingut, des de sempre, un interès innat per interrogar-se sobre el món del seu voltant: en mirar el cel i plantejar-se com era aquest món, feia ja cosmologia. Les respostes als seus interrogants estaven condicionades pels mitjans d’observació de què disposava i per la capacitat de comprensió dels fenòmens observats. Quan només podia utilitzar els propis ulls per a observar el cel, la visió que tenia de l’Univers es restringia al sistema solar. Amb la invenció del telescopi pogué ampliar el coneixement de l’Univers fins a l’àmbit de la Via Làctia. Més endavant, els avenços en la física que la teoria de la gravitació de Newton aportà permeteren entendre el comportament dels cossos del sistema solar i de la galàxia a la qual pertanyen. El següent pas rellevant en l’observació de l’Univers arribà a mitjan segle XIX, amb la invenció de la placa fotogràfica i la seva aplicació a l’astronomia. Les plaques fotogràfiques permetien recollir llum durant més estona i, per tant, feien possible l’observació d’objectes més llunyans. Utilitzant aquesta tècnica es descobriren noves nebuloses, l’origen de les quals restà desconegut durant anys. El 1920, a la National Academy of Sciences dels Estats Units d’Amèrica, se celebrà un debat —conegut com el Gran Debat — entre Heber D. Curtis (1872 – 1942) i Harlow Shapley (1885 – 1972) per intentar dilucidar la naturalesa d’aquestes nebuloses. La qüestió fonamental que s’hi discutí fou si eren objectes de la Galàxia o si eren objectes extragalàctics, externs a la Via Làctia. La resposta arribà anys més tard i obrí el camp de la cosmologia observacional moderna.

Al mateix temps que l’astronomia observacional avançava i que es debatia, en l’àmbit teòric, sobre la natura de les nebuloses difuses, el començament del segle XX visqué dues revolucions en el camp de la física que canviaren la manera d’entendre l’Univers: la teoria general de la relativitat i la física quàntica.

Principis bàsics de l’Univers

Copèrnic va basar el seu model heliocèntric en l’observació que la Terra descriu un gir sobre el seu eix en un dia. Va postular que la Terra fa una volta al Sol cada any i que els planetes també giren al voltant del Sol, tal com va representar a la seva obra De revolutionibus orbium coelestium. El postulat permet explicar el moviment diürn de la volta celeste i contradeia el model geocèntric de Ptolemeu, que malgrat estar errat, resolia el moviment retrògrad de Mart, Júpiter i Saturn.

La relativitat general és un dels dos pilars bàsics per a entendre la cosmologia moderna. L’any 1915 el físic alemany Albert Einstein (1879 – 1955) publicà la teoria general de la relativitat, que va representar una manera nova d’entendre l’atracció dels objectes astronòmics. Segons aquesta teoria, la gravitació s’explica com una deformació de l’espaitemps, i el moviment dels objectes es produeix seguint els camins més curts en aquest espaitemps.

Després de publicar la seva nova teoria, Einstein l’aplicà a l’Univers i s’adonà que les solucions que proposava implicaven un Univers dinàmic; en canvi, totes les observacions fetes fins aleshores feien pensar que, a gran escala, l’Univers era estàtic. Per intentar evitar una solució d’Univers dinàmic, Einstein introduí un nou terme a les seves equacions: la constant cosmològica, que representa una força repulsiva que compensa la força de la gravetat a grans distàncies.

El segon pilar bàsic de la cosmologia moderna és el principi cosmològic. Des de l’antiguitat s’havia considerat que la Terra era el centre de l’Univers (sistema geocèntric). Al segle XVI, però, Nicolau Copèrnic (1473 – 1543) defensà un nou paradigma, segons el qual el Sol era el centre del sistema solar (sistema heliocèntric). La seva idea d’un Univers heliocèntric fou confirmada per les observacions de Galileu (1564 – 1642). Els estudis posteriors de la Via Làctia evidenciaren que el Sol era una estrella normal i que el sistema solar no era situat al centre de la Galàxia. També es féu palès que la Via Làctia era una galàxia més en un Univers ple de galàxies i que, de fet, la distribució de les galàxies, quan es consideren grans escales, és independent de la direcció. El principi cosmològic aplega tots aquests conceptes i afirma que l’Univers és isòtrop i homogeni a grans escales, o, el que és el mateix, que l’Univers no té centre i que des de qualsevol punt les propietats que s’observen són les mateixes.

El 1922, el físic i matemàtic rus Aleksandr Friedmann (1888 – 1925) combinà la relativitat general amb el principi cosmològic, i trobà la solució general de les equacions d’Einstein per a un Univers isòtrop i homogeni. Aquestes solucions implicaven un Univers dinàmic amb una geometria dictada per la quantitat de matèria i d’energia present a l’Univers.

L’estudi de les nebuloses difuses

Al llarg del segle XIX es produïren diferents avenços en la física experimental que, posteriorment, permeteren mesurar les velocitats de les nebuloses difuses —galàxies—, cosa que contribuí a entendre’n la naturalesa. Un d’aquests avenços tingué lloc el 1814, quan Joseph von Fraunhofer (1787 – 1826) féu passar la llum solar —formada per fotons amb una varietat de colors o longituds d’ona— primer per una ranura i tot seguit per un prisma, amb la finalitat de descompondre la llum en les seves longituds d’ona i obtenir, així, un espectre del Sol. A l’espectre solar observà diverses ratlles fosques en unes longituds d’ona determinades. Aquestes ratlles fosques, anomenades ratlles de Fraunhofer, que també apareixien en els espectres d’altres estrelles a les mateixes longituds d’ona, es pogueren associar a diversos elements químics. Anys més tard, la física quàntica pogué explicar l’existència d’aquestes ratlles, que es generen a l’atmosfera de les estrelles per absorció dels seus components.

Representació gràfica de l’efecte Doppler. Un objecte emissor, S, emet ones a les posicions S₁, S₂, S₃ i S₄. Per a l’observador 1, la font emissora s’acosta. Les ones successives són emeses cada vegada més a prop seu i, per tant, veu la longitud d’ona de l’emissió desplaçada cap al blau. Per a l’observador 2 la font emissora s’allunya i veu les ones cada vegada més separades, és a dir, que es desplacen a longituds d’ona cap al vermell.

A partir de fonts diverses.

Segons la teoria quàntica, la llum presenta una dualitat ona-corpuscle. Quan un objecte emet llum, emet fotons —partícules— que es comporten com ones, amb una longitud d’ona característica. A la part visible de l’espectre electromagnètic, aquestes diferents longituds d’ona corresponen als diferents colors que els ulls perceben. L’any 1842 Johann Christian Doppler (1803 – 1853) descobrí que les longituds d’ona rebudes per un observador des d’una font emissora que té una velocitat relativa respecte a ell es desplacen. Aquest fenomen és conegut com efecte Doppler. Per a visualitzar aquest efecte, hom pot suposar un emissor d’ones i un receptor. L’emissor envia una ona cada cert interval de temps i el receptor les rep un temps després, temps que ve determinat pel que triga l’ona a arribar de l’emissor al receptor, si el primer està en repòs respecte del segon. En canvi, si l’emissor d’ones es desplaça a una certa velocitat respecte al receptor, les successives ones que emet les envia des d’una posició més propera (o més llunyana), si la velocitat relativa entre ells és d’apropament (o d’allunyament). Així, la distància entre les ones disminueix (o s’incrementa) i, per tant, la seva longitud d’ona disminueix (o augmenta). Quan el fenomen Doppler s’aplica a les ones de llum, s’anomena desplaçament cap al blau o desplaçament cap al vermell, segons que l’emissor i el receptor s’apropin o s’allunyin entre si, respectivament.

El mètode de la paral·laxi permet mesurar la distància a una estrella propera. La distància a l’estrella (d) és, aproximadament, la distància del semieix de l’òrbita de la Terra (UA) dividida entre l’angle de paral·laxi. La paral·laxi que pren com a línia de base el semieix de l’òrbita la Terra s’anomena paral·laxi anual i s’utilitza per a mesurar astres que no pertanyen al sistema solar. La paral·laxi que pren com a línia de base el radi equatorial de la Terra rep el nom de diürna o geocèntrica, i es fa servir per a mesurar astres del sistema solar.

A partir de fonts diverses.

Al final del segle XIX s’enregistraren els espectres de diverses estrelles, i s’observà que algunes presentaven les línies espectrals desplaçades cap al vermell i d’altres, cap al blau. Mesurant aquest desplaçament espectral mitjançant l’efecte Doppler, se’n pogué determinar la velocitat relativa respecte a la Terra, atès que la velocitat és proporcional al desplaçament relatiu de la longitud d’ona per la velocitat de desplaçament de l’ona, en aquest cas la velocitat de la llum.

A més dels desenvolupaments teòrics, el començament del segle XX també visqué un nou impuls en l’estudi observacional de l’Univers gràcies a la construcció de telescopis més grans i més potents. George Ellery Hale (1868 – 1938) fou un dels impulsors més destacats d’aquests nous grans telescopis. El 1908 s’inaugurà a l’observatori de Mount Wilson, al N de Los Angeles (EUA), un telescopi de 60 polzades (1,5 m) gràcies al qual es pogueren estudiar amb més detall les nebuloses difuses. I gairebé al cap d’una dècada, el 1917, al mateix observatori entrà en funcionament un nou telescopi de 100 polzades (2,5 m), que a la dècada de 1920 proporcionà les dades que permeteren comprendre que l’Univers era molt més gran del que mai abans hom havia imaginat.

Un requisit necessari per a arribar a conèixer l’Univers és poder determinar les distàncies als objectes observats. Fins al segle XX, l’únic mètode de què es disposava era el de la paral·laxi, un procediment geomètric que consisteix a mesurar el desplaçament d’un objecte proper respecte a un fons llunyà quan varia la posició de l’observador. Seguint el mateix procediment, es pot calcular la distància a les estrelles properes si s’observen des de dos punts diferents de l’òrbita terrestre al voltant del Sol —la situació més favorable és quan l’observació es fa des de dos punts diametralment oposats de l’òrbita—: es mesura l’angle en què l’estrella propera es mou aparentment respecte al fons del cel i, com que se sap la mida de l’òrbita terrestre, es pot calcular la distància a l’estrella observada.

Diagrama de la relació període-lluminositat per a estrelles variables del tipus cefeida. Després que Hubble les hagués utilitzat per a determinar la distància a les galàxies, es descobrí que hi havia dos tipus de cefeides: les del tipus I, anomenades clàssiques, i les del tipus II, anomenades W Virginis. Com que Hubble havia fet el calibratge amb un tipus i les mesures les havia pres amb l’altre, hagué de recalibrar la relació distància-velocitat de recessió.

A partir de fonts diverses.

Malauradament, aquest mètode de mesurar distàncies només es pot aplicar a les estrelles properes, ja que aparentment els objectes més llunyans no es mouen al cel i, per tant, és impossible obtenir-ne la distància per mitjà de la paral·laxi. Tanmateix, al començament del segle XX l’astrònoma Henrietta Swan Leavitt (1868 – 1921) ideà un dels mètodes més importants de determinació de distàncies extragalàctiques. Mentre estudiava un tipus d’estrelles variables anomenades cefeides, descobrí que el seu període de variació estava relacionat amb la seva lluminositat. Per tant, si es mesura el període de variació d’aquestes estrelles, se’n pot inferir la lluminositat i si, a més, se’n mesura la brillantor aparent, és a dir, el flux rebut de l’estrella, aleshores se’n pot determinar la distància.

Amb l’ajut del telescopi de 100 polzades de Mount Wilson, el 1924 Edwin Powell Hubble (1889 – 1953) descobrí estrelles cefeides variables a la nebulosa d’Andròmeda que li permeteren mesurar la distància a aquesta galàxia. Va estimar que Andròmeda era aproximadament a un milió d’anys llum de la Terra, fora, per tant, de la Via Làctia, que té una mida molt més petita. El misteri sobre la naturalesa de les nebuloses difuses espirals quedà, doncs, aclarit: eren galàxies com la Via Làctia, però a distàncies extremament llunyanes.

En la mateixa època que s’establia el mètode de les cefeides per a mesurar distàncies intergalàctiques, a l’observatori Lowell, a Flagstaff (EUA), l’astrònom Vesto Melvin Slipher (1875 – 1969) perfeccionà les tècniques espectroscòpiques i aconseguí enregistrar espectres de nebuloses espirals, en els quals observà ratlles d’absorció, que eren les mateixes que apareixien en els espectres de les estrelles, però a longituds d’ona diferents. Slipher atribuí aquest desplaçament de les línies espectrals a l’efecte Doppler i, utilitzant aquest mètode, determinà la velocitat d’aquestes nebuloses respecte de la Terra. Paradoxalment, totes les nebuloses excepte dues mostraven velocitats d’allunyament de la Via Làctia.

Una dècada més tard que Slipher, els astrònoms Hubble i Milton Lasalle Humason (1891 – 1972) utilitzaren el telescopi de Mount Wilson per a estudiar les nebuloses espirals difuses. Gràcies al gran poder col·lector del nou telescopi, aconseguiren detectar cefeides en aquestes galàxies i n’enregistraren els espectres per a determinar-ne les velocitats. Hubble s’adonà que hi havia una relació entre la distància de les galàxies i la velocitat a la qual s’estaven allunyant de la Terra. El 1929 publicà els resultats de la seva investigació, que mostraven una relació lineal entre la distància i la velocitat d’allunyament, és a dir, un desplaçament cap al vermell de les línies de l’espectre de les galàxies. Aquesta fou la prova que l’Univers estava en expansió i que, per tant, no era estàtic. Einstein lamentà, aleshores, haver introduït la constant cosmològica en les seves equacions.

Diagrama original de Hubble, del 1929, en què es representa la relació entre la distància i la velocitat, per a les nebuloses extragalàctiques. En astronomia, per a mesurar distàncies extragalàctiques normalment s’empra el parsec, una unitat que equival a 3,26 anys llum.

National Academy of Sciences of the USA.

En anys posteriors, Hubble continuà mesurant les distàncies i les velocitats de les galàxies, treballs que corroboraren l’expansió de l’Univers. També determinà el ritme d’aquesta expansió, donat per la relació entre la seva distància i la seva velocitat d’allunyament. Actualment, el paràmetre que determina el ritme d’expansió de l’Univers s’anomena constant de Hubble (H) en honor seu.

L’origen de l’Univers en expansió i el Big Bang

Si ara l’Univers està en expansió, hom es pot preguntar, ha estat sempre en expansió? I si és així, com era en el passat? Va tenir un origen?

Georges-Henri Lemaître (1894 – 1966) fou el primer que, el 1931, especulà sobre com hauria estat l’Univers fent-ne recular l’expansió. Pensà que si les galàxies s’estaven separant les unes de les altres, a mesura que es retrocedís en el temps les galàxies (i tota la matèria) devien estar cada vegada més juntes fins a concentrar-se en un espai molt reduït, que ell anomenà àtom primordial. Aquest àtom primordial hauria marcat el començament de l’Univers ara en expansió. L’estat primordial a partir del qual començà a expandir-se fou anomenat Big Bang (expressió anglesa que es podria traduir per ‘Gran Explosió’) per l’astrònom britànic Fred Hoyle (1915 – 2001). L’existència d’un estat primitiu d’alta densitat i temperatura deixà una empremta a l’Univers que pogué ser observada anys després.

El descobriment de la radiació còsmica de fons

Representació de l’evolució de l’Univers. Una petita fracció de segon després del Big Bang, a l’època de la inflació es produeixen fluctuacions quàntiques que generen petites inhomogeneïtats. Aquestes inhomogeneïtats s’observen a la radiació còsmica de fons de microones en el moment de la recombinació, 380 Ka després del Big Bang. Posteriorment, creixen per efecte de la gravetat fins a formar les galàxies que s’observen actualment, 13.700 milions d’anys després.

NASA / WMAP science Team.

Els fotons són partícules sense massa que transmeten interaccions electromagnètiques. Molts processos físics emeten fotons. Els fotons poden tenir una gran varietat d’energies (o longituds d’ona), segons com s’hagin produït. La llum visible, és a dir, la que es pot percebre amb els ulls, és formada per fotons amb longituds d’ona de milers d’àngstroms (Å) —o dècimes de milionèsima de metre— i energies de pocs electronvolts (eV). Els fotons amb energies de l’ordre d’electronvolts es produeixen en transicions d’electrons entre diferents nivells atòmics, i també poden ser produïts per cossos a temperatures de milers de graus, com ara la superfície de les estrelles, que majoritàriament emeten radiació en aquest rang d’energies. Si fins al començament del segle XX tota l’astronomia s’havia desenvolupat basant-se en l’estudi de la llum visible, a la dècada de 1930 s’obrí una nova finestra observacional quan Karl Guthe Jansky (1905 – 1950) detectà emissió d’ones de ràdio provinents de la Via Làctia. Gràcies a aquest descobriment es desenvolupà una tècnica nova d’observació de l’Univers: la radioastronomia, disciplina que estudia les ones radioelèctriques que arriben de l’espai exterior.

Durant la dècada de 1960, els radioastrònoms Arno Allan Penzias (n. 1933) i Robert Woodrow Wilson (n. 1936) utilitzaren l’antena de ràdio de comunicacions que el laboratori de la Bell Telephone tenia a Nova Jersey (EUA) per a intentar mesurar l’emissió d’ones de ràdio provinents de la Via Làctia. L’any 1964 detectaren un soroll de fons en els mesuraments de ràdio a les longituds d’ona de les microones que no podien explicar. Després de revisar tots els instruments i de refer els mesuraments, continuava apareixent aquell soroll de fons inexplicable, que era equivalent a la radiació emesa per un objecte a una temperatura d’aproximadament 3 K, és a dir, tres graus per sobre del zero absolut de temperatura. Ho consultaren a altres col·legues i s’assabentaren que astrònoms teòrics de la Universitat de Princeton (EUA) havien predit l’existència d’una radiació de microones difusa provinent de l’Univers primitiu.

Però, quin origen té aquesta radiació difusa? Aquesta radiació, anomenada radiació còsmica de fons de microones (en anglès, Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR i CMB), prové de l’Univers primitiu i és formada pels fotons que s’han expandit lliurement des que l’Univers es féu transparent a la radiació. Al final de la dècada de 1940, George Gamow (1904 – 1968), Ralph Asher Alpher (1921 – 2007) i Robert Herman (1914 – 1997) elaboraren una teoria per a explicar com se sintetitzaven els elements a l’Univers primitiu i que preveia l’existència d’una radiació difusa amb una temperatura de 5 K. Posteriorment, a mitjan dècada de 1960, els teòrics de Princeton Jim Peebles (n. 1935), Robert Henry Dicke (1916 – 1997), Peter G. Roll i David Todd Wilkinson (1935 – 2002) proposaren una explicació més detallada del seu origen.

Bàsicament, l’existència de la radiació còsmica de fons de microones s’explica de manera natural si es considera la teoria del Big Bang, d’un Univers amb una fase inicial calenta i una densitat molt elevada, en què totes les partícules estaven en equilibri tèrmic i a partir de la qual s’expandí. Si actualment l’Univers s’està expandint, és raonable pensar que en el passat totes les galàxies (i tot el seu contingut) estaven concentrades en un volum més petit. I quan la matèria es contrau, s’escalfa; per tant, es pot deduir que l’Univers primitiu era molt més calent que l’actual.

Per a poder conèixer la història de l’Univers primitiu és necessari saber quines partícules l’integraven. La matèria ordinària és formada per àtoms, que consten de dues parts: el nucli, format per protons i neutrons, i els electrons. A més, a l’Univers també hi ha fotons, neutrins (partícules que s’intercanvien en les interacciones febles, com ara la desintegració beta) i altres partícules menys nombroses. Si la temperatura és prou elevada, els àtoms es dissocien en nuclis i electrons, i, a temperatures encara més elevades, els nuclis es trenquen en protons i neutrons. Per tant, a l’Univers primitiu calent hi havia neutrons, protons, electrons, fotons i neutrins, que també coexistien amb les seves antipartícules, ja que tota partícula porta associada una antipartícula que té la mateixa massa però una càrrega elèctrica oposada. Així, l’antipartícula de l’electró és el positró, d’igual massa però amb càrrega positiva, la del protó és l’antiprotó i la del neutró és l’antineutró —aquestes dues darreres tenen càrrega elèctrica nul·la, però difereixen perquè tenen un nombre bariònic diferent—. Cal indicar, a més, que a l’Univers primitiu també hi havia matèria fosca, però no es tindrà en compte perquè no és determinant en la història de l’evolució tèrmica de l’Univers primitiu.

Cada partícula té una massa determinada. Tal com estableix la famosa equació d’Einstein (E = m · c²), massa i energia són equivalents i la massa de cada partícula correspon a una determinada energia. Si dos fotons tenen energies superiors a la corresponent a aquesta massa, quan interaccionen poden destruir-se i crear una parella partícula-antipartícula. Per exemple, com que la massa en repòs de l’electró i del positró correspon a una energia de mig milió d’electronvolts (0,5 MeV), si dos fotons amb energies superiors interaccionen poden crear un electró i un positró. Si hi hagués un excés d’energia, la parella electró-positró resultant heretaria aquesta energia en forma d’energia cinètica, és a dir, les partícules tindrien una certa velocitat, que correspondria a l’excés d’energia. De manera inversa, si una partícula i la seva antipartícula interaccionen, s’anihilen i produeixen dos fotons d’energia, que correspon a la seva massa en repòs més l’energia cinètica que tenien. A l’Univers primitiu, la temperatura era tan elevada que les partícules i les antipartícules coexistien perquè constantment s’anihilaven en fotons i els fotons es transformaven en parelles partícula-antipartícula. També era molt dens, i les partícules estaven molt juntes i interaccionaven constantment. Aquestes interaccions feien que l’energia de les partícules s’equilibrés, i totes es mantenien en un estat d’equilibri tèrmic caracteritzat per una temperatura.

Les propietats de la radiació còsmica de fons de microones depenen del que succeí en aquesta sopa calenta primitiva de partícules. Les primeres etapes de l’Univers, quan aquest era extremament calent, són difícils d’avaluar, però per a entendre la radiació còsmica de fons només fa falta saber que l’Univers primitiu estava en un estat d’equilibri termodinàmic i conèixer les partícules que el constituïen i les seves interaccions. A partir del moment en què l’Univers assolí una temperatura d’uns cent mil milions de kelvins (10¹¹ K), se’n coneix bé l’estat, i, per tant, és possible predir-ne l’evolució futura. Centèsimes de segon després del Big Bang, l’Univers era constituït, principalment, per fotons, neutrins, electrons i positrons i per petites quantitats de protons i neutrons.

A mesura que l’Univers s’expandia s’anava refredant, i la proporció de neutrons a protons disminuïa, atès que els neutrons aïllats són inestables i el ritme d’interaccions que mantenia l’equilibri s’anava reduint. En assolir els 10¹⁰ K, l’Univers s’havia expandit suficientment perquè els neutrins no collidissin amb altres partícules, i aleshores començaren a expandir-se lliurement. Al cap d’uns segons, la temperatura deixà d’estar per sobre de l’energia llindar necessària per a crear parelles electrópositró —uns sis mil milions de graus Kelvin (6 · 10⁹ K)—, i els fotons cessaren de produir-les. Els electrons i els positrons s’anihilaren i produïren fotons. Aquest procés provocà un petit escalfament dels fotons, que passaren a estar a una temperatura més elevada que els neutrins. Però no tots els electrons s’anihilaren. Com que la quantitat d’electrons era lleugerament superior a la de positrons, que era igual al nombre de protons existents, aquest excés d’electrons no fou anihilat i va sobreviure. Al cap d’uns tres minuts, la temperatura baixà fins a uns valors que permeteren que els neutrons s’ajuntessin amb els protons per a formar nuclis estables d’heli. Aleshores, tots els neutrons quedaren atrapats en nuclis atòmics, i la proporció de protons a neutrons a l’Univers quedà fixada. El fet de comprovar que aquesta proporció es manté a l’Univers actual és una de les grans validacions observacionals de la teoria del Big Bang.

Quan la temperatura descendí fins a valors que permetien que els electrons quedessin lligats als nuclis i formessin àtoms neutres, l’Univers deixà de tenir electrons lliures: aquest moment és conegut com moment de la recombinació. A partir de llavors, els fotons deixaren d’interaccionar amb els electrons, fins aleshores lliures, i s’expandiren lliurement. Aquests fotons en lliure expansió són els que formen part de la radiació còsmica de fons. S’han expandit (o desplaçat cap al vermell) en un factor mil des del moment de la recombinació, i proporcionen una imatge de com era l’Univers fa 13.000 Ma, quan la radiació (fotons) es desacoblà de la matèria (electrons, protons i neutrons). La radiació còsmica de fons és extremament uniforme i es caracteritza per una temperatura que disminueix en funció de l’escala de l’Univers. Actualment, la seva temperatura és de 2,7 K. El factor entre la temperatura de la radiació còsmica de fons en un moment determinat i la seva temperatura en el moment de la recombinació és el mateix factor que hi ha entre les mides de l’Univers en aquests dos moments.

Caracterització de l’expansió de l’Univers

Al final de la dècada de 1930, el telescopi de Mount Wilson havia enregistrat espectres i havia mesurat la velocitat d’expansió de les galàxies més brillants, però no tenia la potència suficient per a examinar les que restaven perquè eren massa febles. El 1949, a l’observatori Palomar de San Diego (EUA), entrà en funcionament el telescopi Hale, de 200 polzades (5 m), i es reprengueren els mesuraments de distàncies i velocitats de galàxies més febles i llunyanes. Aquesta tasca la va dur a terme l’astrofísic Allan Rex Sandage (1926 – 2010), que arribà a l’observatori al començament de la dècada de 1950 per continuar el llegat de Hubble de mesurar l’expansió de l’Univers. Tanmateix, no pogué basar-se en l’observació de les estrelles cefeides, que foren cabdals per a determinar les distàncies de les galàxies més properes, perquè les cefeides de les galàxies més llunyanes eren massa febles i no es podien detectar. Sandage recorregué a altres indicadors de distàncies, és a dir, objectes dels quals es podia obtenir la distància mesurant les seves propietats. La majoria d’aquests indicadors es basen en l’observació d’objectes molt lluminosos amb una lluminositat coneguda, cosa que permet inferir-ne la distància mesurant la brillantor que arriba a la Terra. Aquesta brillantor és inversament proporcional al quadrat de la distància, és a dir, que dos objectes de la mateixa lluminositat però que l’un estigui al doble de distància de l’altre, el més llunyà es veurà quatre vegades més feble.

Durant les dècades següents, Sandage i molts altres astrònoms concentraren els seus esforços a determinar el ritme d’expansió de l’Univers i a calcular la constant de Hubble (H), que indica com varia la mida de l’Univers en funció del temps, o, amb una definició més propera al principi cosmològic, que determina com varia la distància típica entre galàxies en funció del temps. El ritme d’expansió és la mateixa constant que mesurà Hubble quan va comparar la velocitat de recessió de les galàxies amb la seva distància; tanmateix, anomenar el ritme d’expansió H, com una constant, és un abús de llenguatge perquè el ritme d’expansió és una quantitat que, en principi, depèn del temps. No hi ha cap motiu perquè l’Univers s’expandeixi sempre al mateix ritme. De fet, si l’Univers fos dominat per matèria es podria esperar que la força d’atracció gravitatòria n’alentís el ritme d’expansió, i, aleshores, mesurant el ritme d’alentiment de l’expansió hom podria discernir quin tipus d’Univers és.

La comunitat científica se centrà a mesurar la variació del ritme d’expansió parametritzat en una quantitat (q), anomenada paràmetre de desacceleració. Gairebé tota la cosmologia observacional de la segona meitat del segle XX tingué com a prioritat mesurar aquests dos paràmetres, H i q, normalment escrits H0 i q0 quan es refereixen als seus valors actuals. Atesa la dificultat dels mesuraments i dels calibratges dels indicadors de distàncies, el valor de H0 ha estat objecte d’un intens debat científic i no fou fins al començament del segle XXI que el seu valor es conegué amb una precisió entre el 5% i el 10%. Encara més difícil resultà establir el valor de q₀. Però a partir de la dècada de 1980, el mesurament de la variació del ritme d’expansió, i per tant l’establiment de la geometria global de l’Univers, va fer que en lloc de tractar de mesurar un sol paràmetre q₀ s’intentés determinar el contingut global de matèria i energia de l’Univers.

La formació de les galàxies i la geometria de l’Univers: fluctuacions en la radiació còsmica de fons

Mapa de fluctuacions de temperatura detectades per la sonda COBE de la NASA. Les tonalitats de color vermell i les de color blau representen àrees on la temperatura de la radiació còsmica de fons de microones és més calenta i més freda, respectivament. Aquestes variacions de temperatura corresponen a les va riacions en la densitat de les inhomogeneïtats que, posteriorment, donaran lloc a les galàxies.

NASA / GSFC.

Des d’un punt de vista cosmològic, les galàxies serveixen com a traçadors de l’estructura de l’Univers. A partir de la dècada de 1960, s’han desenvolupat grans projectes que cartografien les galàxies per a poder estudiar la seva distribució i el seu agrupament. La manera com són distribuïdes i com evoluciona aquesta distribució depèn del contingut de matèria de l’Univers i, per tant, indica com és la geometria de l’Univers i com evolucionarà el seu ritme d’expansió.

Si l’Univers primitiu era completament homogeni, com és que l’Univers actual té estructures com ara galàxies i cúmuls de galàxies? Com es pogueren formar aquestes estructures a partir d’un estat homogeni? Per respondre aquesta pregunta i altres interrogants referents a la teoria del Big Bang, el 1980 el físic Alan Guth (n. 1947) proposà la teoria de la inflació. Segons aquesta teoria, l’Univers primitiu passà per una fase de ràpida expansió durant la qual fenòmens quàntics haurien generat petites fluctuacions que haurien crescut per efecte de la gravetat fins a crear, eventualment, les galàxies actuals. Com que aquestes petites fluctuacions generades durant la inflació també havien de ser presents a la radiació còsmica de fons, els radioastrònoms s’esforçaren a cercar-les per poder corroborar el model que explica com s’han format les estructures a l’Univers, però fou sense èxit. Finalment, el 1992 la sonda COBE (Cosmic Background Explorer) de la NASA les detectà, i així es pogueren verificar els models del Big Bang i el de la inflació, i la manera d’entendre com s’ha generat l’estructura a l’Univers.

Aproximadament deu anys després, la sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) de la NASA mesurà amb molta més precisió i resolució les fluctuacions a la radiació còsmica de fons. El procediment més usual d’estudiar aquestes fluctuacions és mesurant-ne l’amplitud en funció de l’escala, és a dir, calculant el que s’anomena espectre de potències. La física de l’Univers primitiu i el contingut de l’Univers determinen l’amplitud i la posició dels pics de les fluctuacions en funció de l’escala. El seu estudi, doncs, permet conèixer com és l’Univers. L’anàlisi de les observacions de la sonda WMAP indica que la geometria de l’Univers és plana. Aquestes observacions, a més, permeten establir paràmetres fonamentals del model cosmològic. El fet de poder determinar amb més precisió els valors de molts dels paràmetres cosmològics depèn, però, de la combinació de les dades de la radiació còsmica de fons amb altres dades observacionals.

L’Univers accelerat

Evolució de la mida de l’Univers amb el temps, tant cap al futur com cap al passat, en funció del contingut de matèria i energia de l’Univers. En particular, el gràfic mostra les possibilitats d’evolució depenent del contingut de matèria fosca (de fet, de tota la matèria) i d’energia fosca. Si hi ha més matèria que el valor crític per a aturar l’expansió, l’Univers es contraurà (línia taronja). Si hi ha el valor crític (verd) o menys (blau), l’Univers s’expandirà per sempre. Si hi ha energia fosca, l’expansió serà cada vegada més ràpida (vermell). L’edat de l’Univers també depèn del seu contingut.

A partir de fonts diverses.

Si ara l’Univers està en expansió, és natural preguntar-se com serà en el futur: continuarà expandint-se indefinidament?

Les equacions de la relativitat general d’Einstein i el principi cosmològic proporcionen el fonament per a poder contestar aquesta pregunta. Les solucions isòtropes i homogènies que ofereixen indiquen que el futur de l’Univers depèn del balanç entre el seu contingut de matèria i energia i el seu ritme d’expansió. Si hi ha prou matèria, la seva força gravitatòria sempre atractiva serà capaç d’aturar l’expansió, i arribarà un moment a partir del qual l’Univers es contraurà. Si, en canvi, no hi ha prou matèria, aquesta no serà capaç de parar l’expansió i l’Univers s’expandirà indefinidament.

Disposar de millors tècniques per a mesurar les distàncies a les galàxies és fonamental per a poder establir com s’expandeix i evoluciona l’Univers. Al final de la dècada de 1990, es consolidà una nova tècnica basada en l’ús de les supernoves que féu canviar les idees vigents fins aleshores sobre l’evolució del ritme d’expansió de l’Univers.

Les supernoves del tipus Ia es poden utilitzar com a indicadors de distància perquè la seva lluminositat és calibrable. 1 Corbes de llum de diverses supernoves (cada una representada amb un color diferent). L’evolució de la lluminositat en funció del temps és diferent en cada una. 2 Quan s’aplica el factor de correcció que relaciona la lluminositat i la seva durada, les corbes de llum coincideixen.

A partir de fonts diverses.

Una supernova es produeix quan una estrella explota. N’hi ha de diversos tipus; un de particular és el constituït per les supernoves de tipus Ia, que es produeixen en sistemes d’estrelles dobles formats per una estrella nana blanca i una altra que perd material que cau sobre la nana blanca. Una nana blanca és una estrella en les últimes fases de la seva evolució estel·lar que, quan se li acaba el combustible, es contrau fins que la pressió de degeneració dels electrons atura el col·lapse gravitatori i entra en una fase estable. En el cas, però, que la nana blanca tingui una estrella companya que li transfereixi massa, pot arribar un moment que, amb la massa que ha guanyat, la pressió de degeneració dels electrons de la nana blanca sigui insuficient per a aturar la contracció gravitatòria. Aleshores l’estat d’equilibri es trenca, l’estrella col·lapsa i al mateix temps es produeix l’expulsió de les capes més externes en una mena d’explosió. El fet que l’interior de les nanes blanques sigui molt similar fa que totes les explosions de supernova de tipus Ia tinguin la propietat de produir una lluminositat molt semblant. A mitjan dècada de 1990, es descobrí que la lluminositat està relacionada amb la durada de la supernova, de manera que es pot calibrar a una lluminositat estàndard. Per aquest motiu les supernoves són un indicador de distàncies excepcional, en tenir totes una lluminositat calibrable a un valor conegut. Ofereixen, a més, l’avantatge de presentar una lluminositat molt elevada i, per tant, es poden observar a distàncies força llunyanes.

Al llarg de la dècada de 1990, dos grups de recerca, el Supernova Cosmology Project i el High-z Supernova Search Team, es dedicaren a buscar i caracteritzar supernoves. El 1998 tots dos grups publicaren els resultats de les seves investigacions utilitzant el mateix diagrama que Hubble havia fet servir per a determinar l’expansió de l’Univers. Hi representaren la velocitat de recessió de les supernoves, o el seu desplaçament cap al vermell, amb la distància determinada a partir de la diferència de les seves lluminositats intrínseques i brillantors observades.

Contràriament a les expectatives de la comunitat científica, que predeien que la força de la gravetat de la matèria faria alentir el ritme d’expansió de l’Univers, descobriren que les supernoves més llunyanes eren més febles del que esperaven. Aquest afebliment només es pot atribuir al fet que el ritme d’expansió de l’Univers és cada vegada més ràpid i, per aquest motiu, les magnituds de les supernoves més llunyanes són més febles.

Per tant, l’Univers s’està accelerant, però es desconeix l’origen i la causa que provoca aquesta acceleració. Els cosmòlegs han encunyat un terme per a anomenar aquesta causa desconeguda que provoca l’acceleració: energia fosca.

El futur de la cosmologia observacional

Representació gràfica dels possibles valors compatibles amb les dades de la densitat de matèria (Ω_M) i la densitat d’energia fosca (Ω_Λ). Els contorns de color taronja mostren els valors permesos per les dades de la radiació còsmica de fons de microones (RCF), els contorns de color blau mostren els valors permesos per les dades de supernoves (SNe) i els de color verd, els permesos per les dades de les oscil·lacions acústiques de barions (OAB). Els contorns grisos, a la intersecció, representen els valors permesos per la combinació dels tres conjunts de dades. Un Univers amb aquests valors és dominat per l’energia fosca i es troba en expansió accelerada.

Amanullah, 2010.

El gran repte de la cosmologia observacional ac tual és esbrinar en què consisteixen l’energia fosca i la matèria fosca. Per tal d’aconseguir-ho, cal continuar mesurant el ritme d’expansió de l’Univers i el de creixement de les seves estructures, i per a fer això es necessiten indicadors de distàncies amb els quals es pugui determinar el diagrama de Hubble, que mostra com es relacionen les distàncies amb el desplaçament cap al vermell dels objectes. Aquests indicadors els proporcionen les supernoves, de lluminositat calibrable, però també l’agrupament de les galàxies. Les inhomogeneïtats generades en l’època de la inflació són observables a la radiació còsmica de fons de microones. D’aquestes inhomogeneïtats s’originaren les galàxies, que en la seva evolució n’han preservat l’escala, cosa que es pot observar en la seva distribució. La comparació de la mida d’aquesta escala, anomenada escala de les oscil·lacions acústiques de barions, entre l’època de la radiació còsmica de fons i l’època que es mesuren les galàxies, proporciona el ritme d’expansió de l’Univers. El 2005 aquest senyal es pogué determinar en dos cartografiats de galàxies, l’Sloan Digital Sky Survey i el 2dF Field Galaxy Redshift Survey. Hi ha, a més, altres observables cosmològics que permeten investigar el ritme d’expansió de l’Univers i el seu contingut de matèria i energia, entre els quals destaquen les tècniques de lents gravitacionals i l’evolució de l’abundància dels cúmuls de galàxies.

Actualment, la combinació dels observables cosmològics permet saber que l’Univers és format, aproximadament, pel 72% d’energia fosca, el 23% de matèria fosca i el 5% de matèria ordinària. Malauradament, però, es desconeix en què consisteixen l’energia fosca i la matèria fosca. El repte de desxifrar-ne la naturalesa ha impulsat la creació de nombrosos projectes d’investigació que tenen com a objectiu fonamental l’estudi d’aquests dos components. Entre els coneixements de la cosmologia moderna que, possiblement, poden contribuir a aclarir les incògnites plantejades per l’energia fosca i la matèria fosca destaquen la constant cosmològica, postulada per Einstein, un camp escalar amb pressió efectiva negativa o una desviació de la llei de la gravetat de la relativitat general. De ben segur que el futur aclarirà aquestes qüestions fonamentals.