Breu història de l'univers

Els models cosmològics

Quan parlem de l’univers ens referim a tot allò que existeix. És un tema tan vast que de seguida ens preguntem si té sentit parlar-ne, atribuir-li propietats generals o fins i tot esbossar-ne una història. Però és un problema que ha preocupat filòsofs i científics d’arreu del món al llarg dels segles. Des de sempre, s’han fet moltes preguntes: com és l’univers en conjunt?, va tenir un naixement?, s’acabarà algun dia?

Les idees més antigues de l’univers

Al principi, la idea que es tenia de la totalitat del que existeix era limitada per força, ja que comprenia tot allò que es podia percebre a través dels sentits, que era present a la superfície de la Terra o que es podia intuir a partir de la raó i una mica d’imaginació. A més, la informació que captaven o suggerien els sentits era plena de contradiccions i problemes. La Terra semblava una enorme taula plana envoltada d’aigua, però per què no queia? I com s’aguantava la volta celeste, amb els astres que contenia?

Se suposava que hi devia haver columnes gegantines que aguantaven la Terra per sota, com es pensava a occident, encara que no quedava gens clar on s’assentaven aquestes columnes, o que la Terra reposava sobre la closca d’una tortuga gegant, que fins i tot podia nedar, com consideraven els xinesos. A Mesopotàmia creien que el cel era una mena de llosa o de copa blava invertida que contenia diversos cossos celestes i que, com que de tant en tant en queia aigua, devia separar les aigües superiors de les inferiors. En qualsevol cas, qui ho aguantava? ¿Potser el tità Atlant, segons el mite grec?

No fou fins al segle VI aC que el filòsof grec Anaximandre de Milet va suggerir que la Terra podia no ser plana i va aventurar-ne una forma cilíndrica. Al segle V aC Filolau, deixeble de Pitàgores, va formular la idea que la Terra era esfèrica, fet que s’atribueix als ensenyaments del seu mestre. Un segle més tard, l’influent Aristòtil va argumentar tan brillantment sobre l’esfericitat de la Terra —sense, però, proves directes— que a partir de llavors va començar a esdevenir un fet admès a tot el món occidental culte. I Eratòstenes, al segle III aC, amb una formidable demostració d’enginy, va ser capaç de fer un càlcul prou bo del radi terrestre, basant-se en la inclinació diferent que presenten, a la mateixa hora, els raigs del Sol que arriben a dos llocs situats aproximadament al mateix meridià, però a diferents latituds (vegeu "La Terra com a cos celeste"). Però encara a l’edat mitjana hi havia qui mantenia idees molt primitives pel que fa a la forma del planeta. Una prova directa de la seva esfericitat no es produí fins al segle XVI, amb l’expedició de Magalhães que va donar la volta al món.

Pel que fa al sistema solar, un cop vista la Terra com una esfera, el cel es considerava com una segona esfera, l’esfera celeste, que marcava els límits de l’univers. A més de les estrelles, els astrònoms antics ja havien identificat uns astres que no tenien una situació fixa a l’esfera celeste. Eren els "planetes", que en grec vol dir ‘errants’. Per als antics, els planetes eren set i tots es movien al voltant de la Terra. D’acord amb les seves velocitats relatives respecte de les estrelles, els grecs van concloure que la Lluna era el "planeta" que es trobava més a prop, seguit de Mercuri, Venus, el Sol, Mart, Júpiter i Saturn, el més llunyà.

L’astrònom grec Aristarc, al segle III aC, va calcular la distància de la Terra a la Lluna observant els eclipsis lunars i l’ombra que la Terra projectava sobre el satèl·lit. Més endavant, Hiparc, al segle II aC, va afinar el mètode i va establir un valor per a la distància Terra-Lluna que avui es pot qualificar d’excel·lent. Aristarc també havia fet una estimació de la distància de la Terra al Sol, basant-se en el fet que quan la Lluna es troba en el quart creixent o en el quart minvant les posicions del Sol, la Terra i la Lluna formen un triangle rectangle. Llavors, la mesura de l’angle entre les direccions Terra-Sol i Terra-Lluna i el coneixement de la distància Terra-Lluna permeten determinar la distància Terra-Sol. La mesura d’aquest l’angle era molt imperfecta en temps d’Aristarc, i per això l’estimació que va obtenir va ser força dolenta. De fet va trobar una distància d’uns 8 milions de quilòmetres, quan la real és gairebé vint vegades més gran, però va servir per a demostrar que l’univers era més extens del que s’havia pensat.

De l’univers ptolemaic al copernicà

Els 1 800 anys següents als temps d’Hiparc no van representar cap progrés substancial en el coneixement de l’univers, encara que cal consignar el nom de l’astrònom Claudi Ptolemeu, el qual visqué a Egipte al segle II dC i deixà una gran obra que va fer notar la seva influència durant molts segles.

El model ptolemaic era perfectament ordenat i simètric. Al centre hi havia la Terra, esfèrica, i al seu voltant giraven una sèrie d’esferes transparents concèntriques, els cels, cadascun dels quals portava encastat algun cos celeste: la Lluna, el Sol, els planetes i els estels "fixos". Més enllà dels estels fixos hi havia l’empireu (el lloc del foc) il·limitat i seu privilegiada de Déu, que en aquell temps se situava en l’univers encara que no es regís per les lleis físiques i en fos el creador.

Aquest model geocèntric, és a dir, basat en la posició central de la Terra en l’univers, va entrar en crisi al segle XVI quan Copèrnic va observar que les incongruències del sistema ptolemaic, evidenciades per les observacions i els càlculs de molts astrònoms, es podien resoldre si s’admetia que el centre del sistema era ocupat pel Sol i que la Terra no era sinó un planeta com els altres i, per tant, girava al seu voltant. La concepció heliocèntrica, és a dir, amb el Sol com a centre del sistema solar, elaborada per Copèrnic, va ser represa i perfeccionada al segle següent per Kepler (vegeu "La revolució copernicana"). A partir d’aleshores, a poc a poc es va anar fent palès que fins i tot el Sol era una estrella com les altres i que, per tant, no hi havia cap raó perquè fos el centre de res. Així, es va arribar a imaginar l’univers com un espai infinit tacat d’estels de diversa lluminositat i grandària. Aquesta idea d’univers va perdurar bàsicament fins els anys vint del segle XX. Tenia en comú amb el vell model geocèntric una característica molt important: l’estaticisme. En efecte, hi havia el convenciment que l’univers era sempre igual a ell mateix, que en conjunt mai no patia cap canvi. Astrònoms i teòlegs compartien la creença que el seu començament i la seva fi es podien atribuir a una intervenció "externa", a un acte de voluntat divina, i no a l’estructura mateixa de l’univers.

La revolució copernicana

Quan, al començament del segle XVI, Nicolau Copèrnic va iniciar la recerca astronòmica, l’astronomia europea era encara aparentment al mateix nivell que havia assolit amb el gran astrònom grec Ptolemeu (85-165 aC). Res no semblava qüestionar el sistema geocèntric imperant (basat en la posició central de la Terra en l’univers), defensat fins i tot per l’Església catòlica com a veritat doctrinal, encara que cada cop resultés més difícil conciliar aquest model amb els nous coneixements acumulats en els darrers segles, sobretot per part dels astrònoms musulmans. Servint-se solament de l’observació amb la vista, d’uns pocs instruments de mesura de confecció pròpia i d’una vasta cultura matemàtica i astronòmica, Copèrnic va intentar resoldre les incongruències cada cop més evidents que es manifestaven en el camp de l’astronomia bo i elaborant una teoria pròpia sobre la configuració real del sistema solar. En la seva obra fonamental De Revolutionibus Orbium Coelestium, libri IV (1543) va defensar que la Terra no era el centre del sistema solar, sinó solament de l’òrbita lunar. En realitat, el veritable centre del sistema era el Sol i al seu voltant giraven tots els planetes, dels quals Copèrnic va definir l’exacta situació des de Mercuri fins a Saturn. L’astrònom polonès només va conservar del sistema ptolemaic la teoria de la perfecta circularitat de les òrbites planetàries i de la perfecta uniformitat de la velocitat dels planetes, amb la qual cosa romania vinculat en part a les teories dominants a l’edat mitjana.

Aquest no era el primer cop que la concepció heliocèntrica —la que considera el Sol com a centre del sistema solar— s’imposava en la història de l’astronomia. En la cultura hel·lenística, que Copèrnic coneixia bé, aquesta teoria era força difosa. El gran mèrit de Copèrnic va ser iniciar i dur a terme el primer treball de demostració a partir de la matemàtica de la hipòtesi heliocèntrica. Quan es va donar a conèixer, l’obra de Copèrnic no va suscitar gaire entusiasme. Tant les autoritats eclesiàstiques catòliques com les protestants no en van comprendre l’abast, i es van limitar a considerar-la un nou mètode matemàtic per a facilitar els càlculs astronòmics. El treball de Copèrnic, per la seva complexitat, tampoc no va ser gaire conegut ni comentat pels astrònoms de l’època.

La tasca de reprendre i desenvolupar les tesis de Copèrnic va ser obra, uns cinquanta anys més tard, del matemàtic alemany Johannes Kepler, alumne del gran astrònom danès Tycho Brahe, que havia fundat el primer observatori astronòmic modern (1576). Convençut defensor de la teoria heliocèntrica, Kepler va decidir estudiar l’aspecte més dèbil de la teoria copernicana, és a dir, la hipòtesi de la perfecta circularitat de les òrbites planetàries. Després d’anys d’observacions i càlculs sobre els moviments de Mart, Kepler va recollir els resultats de les seves recerques en l’Astronomia nova (1609), on exposava molts comentaris sobre els moviments de Mart. En aquesta obra defensava que els planetes descriuen òrbites el·líptiques al voltant del Sol, el qual n’ocupa un dels focus, i que la velocitat de revolució dels planetes no és constant, sinó que canvia segons la variació de la seva distància al Sol.

Amb l’obra de Kepler, la teoria heliocèntrica va començar a rebre una quantitat creixent d’adhesions per part del món científic europeu. Les posteriors comprovacions realitzades per altres astrònoms del vell continent, entre els quals hi havia el gran Galileu, van confirmar-ne la veritat i van bandejar la teoria geocèntrica, del tot errada. Però, a partir d’aquest moment, la concepció que col·locava el Sol en comptes de la Terra al centre del sistema solar va deixar de ser un descobriment i una gran conquesta científica per a convertir-se en una aspra discussió de caràcter filosòfic i polític. El dur enfrontament entre els defensors de la tradició ptolemaica i els de la nova concepció de l’univers va provocar una nova i profunda esquerda en el ja dividit món cultural i religiós europeu, una esquerda les conseqüències de la qual s’havien de sentir durant molt de temps en la història d’Europa. Un exemple d’això el constitueix el cas de Galileu, el qual, acusat d’heretge i obligat a abjurar la seva teoria, no va ser rehabilitat oficialment per l’Església catòlica fins molts anys més tard, el 1993.

L’univers no és estàtic

L’efecte doppler posa de manifest la diferència entre la longitud d’ona emesa per una font en moviment i la percebuda per un observador. Si la font emissora resta immòbil (dibuix de l’esquerra), les ones es propaguen homogèniament; però quan la font s’aproxima o s’allunya de l’observador, hi ha - en el cas del so- un augment del to cap als aguts o cap als greus respectivament i -en el cas de la llum- un desplaçament espectral cap al violat o cap al vermell (dibuix de la dreta).

ECSA

Els anys vint, l’astrònom nord-americà Edwin Hubble va fer dos descobriments fonamentals. En primer lloc, es va adonar que certs cossos celestes una mica nebulosos, l’existència dels quals s’havia confirmat mitjançant telescopis, no eren escampats simplement entre els estels normals, sinó que en realitat eren, al seu torn, grans masses d’estels. En altres paraules, resultava que els estels que podem observar normalment, inclòs el Sol, són part d’un únic conglomerat, la nostra galàxia, i que més enllà, a molta distància, hi ha moltes més galàxies. En definitiva, l’univers no seria una extensió il·limitada d’estels sinó de galàxies, cadascuna de les quals contindria milions de milions d’estels. La distància entre les galàxies es mesura en milions d’anys llum (l’any llum és l’espai que la llum recorre en un any; així, un milió d’anys llum correspon aproximadament a 9 500 000 bilions de quilòmetres).

A més, estudiant la llum procedent de les altres galàxies, Hubble va observar un fenomen molt estrany. La llum estel·lar té en general una composició coneguda i característica, determinada per la naturalesa dels processos atòmics que generen la llum mateixa. La llum conté determinats "colors", encara que és millor parlar de longitud d’ona, que els astrofísics estudien a fons. Doncs bé, la llum procedent dels estels de les altres galàxies resultava que tenia tots els colors desplaçats cap al vermell. Aquest fenomen es podia explicar de manera simple, però sorprenent, amb l’anomenat efecte doppler.

L’efecte doppler és el fenomen físic pel qual la freqüència amb què un senyal periòdic és rebut per un observador és diferent segons si la font és en moviment o en repòs. Posem-ne un exemple. Si sentim la sirena d’una ambulància mentre està parada, el so ens sembla diferent del que sentim quan es mou. Concretament, el so ens sembla més agut quan l’ambulància s’acosta i més greu quan s’allunya. Amb la llum passa una cosa semblant. La llum que procedeix d’una font que s’acosta ens sembla una mica més blava del normal, mentre que si la font s’allunya la llum sembla una mica més vermella; però, de tota manera, aquests desplaçaments en realitat només els podem percebre amb instruments molt sensibles, llevat que la velocitat de la font s’acosti a la de la llum.

Així, doncs, si la llum procedent de les altres galàxies tendeix al vermell es pot pensar que aquestes s’allunyen de nosaltres, i com que la nostra galàxia no ocupa cap lloc especial en l’univers, podem arribar a la conclusió que en realitat cada galàxia s’allunya de totes les altres. Hubble va constatar també que, com més lluny semblava una galàxia, més ràpidament semblava que s’allunyés. En definitiva, aquestes observacions poden fer pensar que l’univers s’està expandint.

L’univers segons Einstein

A la segona dècada del segle XX, abans dels descobriments de Hubble, Einstein va elaborar la seva teoria de la relativitat general, la qual, a més d’incorporar la vinculació de l’espai i el temps de la teoria de la relativitat especial, reinterpreta i descriu de manera nova, respecte de Newton, el camp gravitacional, és a dir, la força pes, i el moviment dels cossos. Aquesta teoria es pot sintetitzar en una famosa sèrie d’equacions, que potser ara no és el millor moment de reproduir per la seva complexitat. Després d’elaborar la teoria de la relativitat, Einstein, partint de la hipòtesi que matèria i energia es distribuïen de manera uniforme en l’univers, va proposar un model d’univers de forma esfèrica, per bé que amb una curvatura petitíssima, és a dir un univers esfèric il·limitat però alhora finit d’acord amb un model d’univers estàtic (vegeu "L’expansió de l’univers").

En física, quan s’elabora una nova equació, immediatament es comencen a esmerçar grans esforços per cercar-ne aplicacions experimentals, és a dir, per comprovar-ne les situacions físiques que descriu. Les equacions d’Einstein no en van ser l’excepció, i el físic rus Friedmann va provar d’aplicar-les a tot l’univers imaginat com una pols homogènia, les "volves" de la qual interpretem avui que són les galàxies. Friedmann va aconseguir resoldre les equacions i, sorprenentment, en va resultar que si l’univers és format per una "pols" de galàxies no pot ser estàtic, i necessàriament s’ha d’expandir o contreure. Òbviament, expansió vol dir que reculant en el temps podem imaginar-nos un univers "més petit" i més dens, i com més retrocedim més n’augmenta la densitat, fins que arriba un moment del passat que tota la matèria existent devia concentrar-se en un sol punt, la densitat del qual devia ser infinita. Aquesta situació, les lleis físiques no la poden descriure. Aquell moment inicial representa el naixement de l’univers, que se sol designar amb l’expressió anglesa, que ha fet fortuna, de Big Bang (el ‘Gran Bum’ o la ‘Gran Explosió’). Si l’univers s’estigués contraient, aquesta situació afectaria el futur. El fet particularment rellevant és que el seu començament es pot deduir de les lleis físiques i de les observacions de l’univers tal com és actualment.

La paradoxa d’Olbers

Vist amb perspectiva, es pot afirmar que l’expansió de l’univers es podia intuir ja abans d’Einstein i de Hubble. Era implícita en l’anomenada paradoxa d’Olbers, denominació donada a un interessant fenomen en consideració a l’astrònom i físic alemany Heinrich Olbers (1758-1840), que va estudiar la qüestió el 1823, si bé en certa manera ja se’n parlava des de feia cent anys.

Per entendre de què es tracta partim d’una pregunta aparentment banal: per què, de nit, el cel és fosc? La resposta sembla òbvia: perquè el Sol s’ha amagat. En realitat, però, si suposem que l’univers correspon a una distribució infinita i uniforme d’estrelles, quan mirem en qualsevol direcció tard o d’hora haurem de trobar una estrella (i, cal no oblidar-ho, les estrelles són sols).

Aparentment, aquesta objecció pot semblar superable amb facilitat. Basta observar que les estrelles més llunyanes ens envien una llum més dèbil i, per tant, la seva contribució a il·luminar la nit esdevé insignificant. Però si es fan alguns càlculs no gaire complicats, resulta que la quantitat de llum total no depèn de la distància, sinó que és sempre la mateixa perquè, com més lluny mirem, més estrelles hem de comptar, i això significa que hauríem de veure el cel nocturn resplendent com la superfície del Sol. No serveix de res suposar, com es va intentar fer, que en l’espai interestel·lar hi pot haver una pols que absorbeix i esmorteeix la llum de les estrelles, perquè, si l’univers existís des de sempre, aquesta "pols" hauria estat escalfada des de sempre a la mateixa temperatura que les estrelles i brillaria amb la mateixa intensitat.

La paradoxa deixa de ser paradoxa si admetem que l’univers és en expansió i que les galàxies, amb les estrelles que contenen, s’allunyen a una velocitat creixent que depèn de la distància. Per entendre per què aquesta hipòtesi resol la qüestió imaginem que els estels, en comptes de llum, ens envien "pedretes". Si un estel s’allunya de nosaltres a una velocitat vo i expulsa aquestes pedretes al seu voltant a una velocitat vs, la velocitat v a què ens arribaran serà donada per la diferència entre la velocitat d’expulsió de les pedretes i la velocitat a què s’allunya l’estel, o sigui v = vs - vo. Com més ràpid és l’estel, més lentament ens arriben les pedretes. El raonament amb la llum és una mica més complex que amb les pedres, però segueix el mateix esquema. Allò que canvia no és la velocitat de la llum sinó la longitud d’ona, és a dir, el color. Com més ràpidament s’allunya la font, més vermella es torna la llum, com sabem per l’efecte doppler. El que encara no hem dit és que un desplaçament cap al vermell fa que la llum sembli procedent d’una superfície més freda del que és en realitat. Com més ràpida és la recessió, més freda sembla la font. Però més fred també vol dir menys resplendent i, així, és com si en allunyar-se les estrelles s’apaguessin progressivament. El nostre cel nocturn, doncs, pot tornar a quedar-se tranquil·lament a les fosques.

El naixement i l’evolució de l’univers

Com hem vist en el capítol anterior, sembla ben bé que l’univers s’estigui expandint. Combinant aquest fet amb les lleis conegudes per la física podem esbossar-ne la història a grans trets. Per començar, podem situar l’inici de l’univers uns 10 000 o 20 000 milions d’anys enrere, potser 13 000 milions d’anys segons les darreres apreciacions. Ara, retrocedim en el temps amb la imaginació i situem-nos un segon després del començament. En aquell moment, tota la matèria i l’energia existents es trobaven concentrades, amb una densitat mesurable en centenars de milions de quilograms per metre cúbic, i la temperatura era aproximadament de 10 000 milions de graus. Era com un únic nucli atòmic gegantí. La matèria era formada per una barreja d’electrons, protons, alguns neutrons i altres partícules més estranyes que ara no cal que enumerem.

Al cap d’un minut o dos, l’expansió de l’univers va fer que la densitat disminuís i que la temperatura baixés uns mil milions de graus. Llavors, en eixamplar-se progressivament, els neutrons es van anar "associant" o, més ben dit, "fonent-se" amb part dels protons, per donar origen a nuclis de deuteri (cadascun format per un protó i un neutró); i, immediatament després, la majoria dels nuclis de deuteri acabats de néixer es fongueren també per formar nuclis d’heli (amb dos protons i dos neutrons cadascun).

D’un univers gasós al naixement de les estrelles

A mesura que es desenvolupava l’expansió, la densitat i la temperatura van continuar baixant fins que, al cap de 300 000 anys, es va arribar a uns pocs milers de graus. En aquest punt, també els electrons es van poder unir als protons i als altres nuclis presents per formar àtoms complets. D’aquesta manera l’univers va quedar ple de gas d’hidrogen (unes tres quartes parts) i d’heli amb petites quantitats residuals de deuteri (que és un isòtop de l’hidrogen). Per la seva banda, els fotons (recordem-ho: paquets de radiació electromagnètica), que fins llavors eren contínuament absorbits i emesos pels electrons, es van trobar lliures, com si l’univers s’hagués fet transparent, i van poder sobreviure "per sempre". Aquesta radiació va ser descoberta els anys seixanta, i s’anomena radiació de fons de microones. L’energia d’aquesta radiació correspon a una temperatura d’uns 3K.

A partir d’aquest moment van tenir un paper essencial les fluctuacions casuals de densitat. Si accidentalment una certa part de l’univers arribava a tenir una densitat lleugerament superior a la mitjana, per causa de la força de gravetat i la seva massa més gran, aquesta regió tendia a accentuar la pròpia diversitat i atreia més matèria. Va ser d’aquesta manera que el gas homogeni inicial es va fragmentar en alguns grans amassos, que es contreien i augmentaven de densitat. Aquest procés de fragmentació causat per les fluctuacions de densitat es va repetir algunes vegades més, fins que es va arribar a concentracions de gas de tals dimensions que es poden considerar els antecedents de les galàxies actuals. D’una banda, l’expansió general de l’univers augmentava l’espai buit entre els amassos de gas, i de l’altra aquestes acumulacions gasoses, sota l’acció del seu propi pes, continuaven contraient-se i escalfant-se, amb la qual cosa es van originar les protogalàxies. Finalment, la manca d’homogeneïtat interna d’aquestes protogalàxies va fer que la contracció continués al voltant d’innombrables petits centres, que van esdevenir el que avui coneixem com a estels.

L’expansió de l’univers

L’exemple d’un globus que s’infla ajuda a comprendre un univers en expansió, en què les galàxies s’allunyen cada cop més, sigui quin sigui el punt d’observació.

ECSA

L’univers és en expansió. De la nostra galàxia estant, sabem que les altres galàxies s’allunyen de nosaltres de tal manera que les més remotes es distancien encara a més velocitat que les properes. Però els models cosmològics actuals assumeixen que habitem en una galàxia corrent, que no té res d’especial. Pot ser que tinguem la impressió que totes les altres galàxies s’allunyen de nosaltres, com si nosaltres fóssim al centre de l’univers, però això mateix passa si descrivim l’evolució de l’univers des de qualsevol altra galàxia que prenguem com a punt de referència. Les resolucions de les equacions d’Einstein que estiguin d’acord amb la idea que no hi ha cap galàxia privilegiada com a punt d’observació i que, a més, el que observem és semblant en totes les direccions —és a dir, que no hi ha direccions privilegiades— ens porten a un Big Bang inicial seguit d’una expansió que, o bé continua per sempre, o bé arriba un moment que s’atura i s’inicia una fase de contracció que acabarà en un gran col·lapse. Avui sabem que ens trobem en una fase d’expansió, però no podem dir si aquesta durarà eternament o si finalment s’esdevindrà el gran col·lapse. En qualsevol cas, encara falten milers de milions d’anys perquè això passi.

La representació gràfica d’aquest fenomen d’expansió de l’univers és difícil, ja que parlem de quatre dimensions (tres d’espai i una de temps) i sobre el paper amb prou feines n’arribem a representar tres, i això encara fent servir les lleis de la perspectiva. Però si imaginem per un moment que l’espai té dues dimensions en comptes de tres, aleshores podem il·lustrar més fàcilment com entenem avui l’expansió de l’univers en cas que l’expansió actual s’arribés a aturar i fos seguida per una fase de contracció. Es tracta de pensar, senzillament, en un globus que s’infla o es desinfla. La superfície del globus representaria l’espai en un cert instant de temps. Si l’univers és en expansió, el globus s’infla, i en instants posteriors la seva superfície s’haurà fet una mica més gran. Aquest "model" ens és útil per a destacar tres consideracions d’interès aplicables a l’univers real, si fos realment del tipus d’expansió seguida d’una contracció. En primer lloc, i en un moment donat, el volum de l’univers que correspondria a la superfície del globus seria finit, i tanmateix no tindria límits, no tindria fronteres, encara que, anant sempre en una mateixa direcció, tornaríem al punt de partida! En segon lloc veiem que les galàxies s’allunyen, perquè es "crea" espai entre elles. En tercer lloc, si des de la perspectiva de la mostra galàxia ens preguntem on es troba el punt d’origen de l’univers, el lloc del Big Bang, es veu que aquesta pregunta no té gaire sentit. De fet, tota la matèria de les galàxies ve del mateix lloc, però aquest lloc no hi és, a l’univers actual, sinó que hi era només en el seu passat. I tots els llocs de l’univers d’ara s’hi troben igualment a prop o igualment lluny.

La formació del ferro i els altres elements

Després del Big Bang, les partícules elementals s’uneixen en nuclis més pesants i originen els elements.

ECSA

Hem arribat així a un univers actual format per estrelles agrupades en galàxies, que constitueixen al seu torn importants amassos de galàxies reunits en cúmuls immensos separats per espais buits colossals.

El quadre que hem pintat fins aquí és satisfactori i coherent, però ens descriu un univers fet solament d’hidrogen i heli (i una mica de deuteri); amb tot, sabem que hi ha més coses. És cert que el conjunt de tots els altres elements constitueix menys de l’1% del total, però hi són presents. Quin n’és l’origen?

Per a entendre-ho hem de tornar enrere, a l’època de la formació de les primeres estrelles. Al seu interior l’acció de la gravetat recreava (i recrea) condicions de pressió i temperatura semblants a les de l’univers primitiu, que permetien processos de fusió nuclear en els quals participaven l’hidrogen, el deuteri, l’heli i els productes successius de la fusió. En essència, els nuclis més lleugers es veuen obligats a "enganxar-se" entre ells, i així es generen nuclis més pesants i, per tant, se sintetitzen nous elements químics (vegeu "Àtoms, molècules i compostos"). Aquest mecanisme funciona millor com més elevades són la pressió i la temperatura. I s’arriba fins a la síntesi dels nuclis del ferro.

La generació dels elements químics més pesants que el ferro requereix esdeveniments particulars (vegeu "A la descoberta de l’univers"), ja que, en una estrella, la fusió nuclear que genera altíssimes temperatures consumeix progressivament l’hidrogen i després l’heli, que es transformen en altres elements. Quan la reserva d’hidrogen i heli s’exhaureix, l’estrella comença a refredar-se i en refredar-se ja no pot "sostenir" les capes més exteriors, que comencen a caure cap a l’interior tot alliberant la seva energia gravitacional i contribuint a augmentar la temperatura i la pressió de la part interna. Hi ha algunes estrelles, les més massisses, per a les quals aquest procés final de contracció ràpida adquireix un caràcter implosiu i les condicions creades són tals, que s’obté la fusió ulterior dels nuclis intermedis presents i se sintetitzen els elements més pesants, fins a l’urani i més enllà. Però al mateix temps l’alliberament brusc d’energia gravitacional i d’altra mena porta a una veritable explosió de l’estrella, que durant un temps brevíssim esdevé més brillant que una galàxia sencera, i escampa les seves restes en forma de gasos i pols per l’espai circumdant. És el fenomen de les anomenades supernoves. Es tracta d’esdeveniments molt rars, però responsables de l’existència de bona part dels elements químics que coneixem a la Terra. L’últim en la nostra galàxia es va observar l’any 1600, però els astrofísics han pogut estudiar a fons el que es va esdevenir el 1987 en un dels núvols de Magalhães, una galàxia molt propera a la nostra. Pols i gasos originats per les supernoves constitueixen núvols i amassos que, contraient-se lentament sota l’acció de la força pes, poden portar a la formació de noves estrelles, anomenades "de segona generació", o bé, si la massa que es concentra és massa petita, a cossos freds com els planetes. El nostre sistema solar és el resultat de la condensació d’un núvol d’aquest tipus, esdevinguda fa 4 500 milions d’anys o poc més.

Com acabarà?

Una de les preguntes clàssiques sobre l’univers és si s’acabarà algun dia. Des del moment que sabem que hi va haver un començament, és legítim esperar també un final. Què podem dir sobre això? El camí que cal seguir és extrapolar, és a dir, projectar en el futur les tendències actuals i el que diuen les lleis físiques conegudes.

Hem vist que l’univers és en procés d’expansió, però al mateix temps sabem que existeix la força de gravetat que tendeix a aglomerar tota la matèria existent. En definitiva, tenim dos principis antagònics, l’un d’expansió i l’altre de concentració.

Una hipòtesi possible és que l’atracció entre les galàxies fa disminuir progressivament l’expansió, però sense aconseguir deturar-la, amb una condició límit tal que els dos efectes s’arribaran a compensar en un temps infinit. Si fos així, l’univers es faria cada vegada menys dens i cada vegada més fred. Al mateix temps, les estrelles anirien exhaurint progressivament tot l’hidrogen i tot l’heli i acabarien apagant-se. L’univers aniria quedant buit, fosc i fred. Això s’anomena "mort tèrmica".

L’altra hipòtesi possible és que l’atracció gravitacional no solament frena l’expansió sinó que aquesta pot acabar prevalent. S’assoliria així una expansió màxima i un mínim de densitat i temperatura, i començaria una fase accelerada de contracció. En aquest cas s’acomplirien a la inversa les etapes de l’expansió i tota la matèria i l’energia apareixerien concentrades en un sol punt d’una densitat indescriptible. Aquesta seria una "mort calenta", un final extremament ardent.

Allò que diferencia totes dues possibilitats és la densitat de matèria existent avui en l’univers. Aquesta densitat té un valor crític per sobre del qual es dóna la contracció després de l’expansió, i per sota del qual (en realitat, en el valor crític passa exactament el mateix) l’expansió continua per sempre, per bé que frenant-se progressivament.

Segons el que resulta de l’observació, és a dir, de la matèria que es veu i que es pot estudiar, la densitat actual de l’univers seria molt inferior al valor crític, i per tant la perspectiva seria la d’una expansió perpètua. Però hi ha raons vàlides per a creure que la matèria visible no és l’única existent, ja que sembla que constitueix només el 10 per cent del total de la matèria possible. En aquest cas, la densitat total de l’univers podria resultar superior a la crítica, i es presentaria la perspectiva de la "mort calenta". Amb tot, també hi ha raons per a sospitar que la densitat és exactament la crítica. El problema queda plantejat i les observacions i les conjectures continuen obertes a noves consideracions i a les investigacions oportunes.