L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Héctor Gil-Marín, 26 de febrer de 2025

Aquesta xerrada anirà sobre els cartògrafs de galàxies i l’energia fosca, però començarem pel principi, perquè això s’emmarca dins del camp de la cosmologia, i la cosmologia intenta respondre les grans preguntes de la humanitat: com va començar l’univers? de què està fet? com ha evolucionat? i, quin serà el seu final? Així doncs, al llarg d’aquesta xerrada intentarem veure molt breument quin és el coneixement sobre aquestes preguntes.

La primera idea, que pot semblar trivial avui en dia, però no ho és, és que l’univers és un univers matemàtic, és a dir, les lleis de la física, de la química, de la biologia poden ser descrites per les matemàtiques. I gràcies a elles, els experiments que realitzem al planeta Terra després poden ser extrapolats per explicar fenòmens que succeeixen a l’univers. És a dir que les lleis de la física són universals, tant descriuen la trajectòria d’un objecte dins de la Terra com les trajectòries de planetes o de galàxies a l’univers. És una idea que, com dic, pot semblar obvia, però no va ser fins a Newton que realment ens va adonar que aquestes lleis de la física són universals i valen tant a la Terra com fora d’ella.

En primer lloc podem preguntar-nos com va començar l’univers. Avui en dia responem aquesta pregunta amb una resposta senzilla: l’Univers va començar amb un Big Bang. Per intentar entendre com és l’univers d’on venim i com va començar tot, cal adonar-se d’una peculiaritat de la cosmologia, que és que no podem realitzar experiments com en la física de partícules, només podem realitzar observacions. Així doncs, el que fem és utilitzar les lleis físiques o els models que coneixem a partir d’experiments que hem realitzat a la Terra i els extrapolem a l’univers mitjançant les observacions que realitzem. En aquest sentit, estem utilitzant l’univers com un immens experiment. És a dir, tot el que succeeix a l’univers és com si fos el nostre camp d’experiments, el nostre laboratori, un immens laboratori còsmic.

Els físics ens hem adonat que totes les forces que existeixen a l’univers es redueixen essencialment a quatre forces fonamentals: la força de la gravetat, la força electromagnètica, i després hi ha dues forces que s’anomenen forces nuclears, la dèbil i la forta, que actuen dins del nucli atòmic, per això s’anomenen nuclears. Així doncs, a nivell cosmològic, aquestes dues forces nuclears no tenen cap efecte a nivell cosmològic. Després tenim la força electromagnètica, que és molt més intensa que la gravitatòria i també és de llarg abast. El que passa és que l’univers en promig és molt neutre, així que, tot i que la força electromagnètica en principi podria jugar un paper important, a nivell cosmològic tampoc no el juga. D’aquesta manera, al final, l’única força que realment és important a nivell cosmològic és la més dèbil de les quatre: la força de la gravetat. És una força molt més feble que l’electromagnètica, però com que no hi ha masses negatives i positives, no té aquest element de neutralitat que sí que té la força electromagnètica.

Un altre concepte molt important és el de les escales cosmològiques. Anem a veure diferents escales de l’Univers. En primer lloc tenim l’escala dels planetes, que tots més o menys podem conèixer bé. Després, tenim l’escala del sistema solar, que formen les òrbites d’aquests planetes. Si en l’escala d’un planeta la llum triga segons a donar la volta al planeta, al sistema solar triga hores o fins i tot un dia. Després saltem ja a l’escala de les galàxies, on les distàncies ja són molt més grans. Finalment tenim l’escala dels cúmuls i supercúmuls galàctics, enormement més grans que les altres escales. La cosmologia s’interessa per aquestes darreres escales. Es podria pensar que potser els supercúmuls galàctics s’agrupen per formar hipercúmuls de galàxies, però no. Hi ha un punt en què ja no es formen més estructures, sinó que a partir de certa mida, l’Univers és molt uniforme i isòtrop. Així doncs, la cosmologia realment se centra en aquestes escales més grans. Per la cosmologia, les galàxies són simples puntets. L’important és com s’agrupen les galàxies, i com aquests grups de galàxies s’agrupen en supercúmuls de galàxies. A partir de la qual la cosmologia en treu les seves conclusions.

Una altra cosa interessant a tenir en compte dins de la cosmologia és que quan mirem lluny, també estem mirant enrere en el temps. És a dir, quan observem objectes que estan molt lluny de nosaltres, en realitat el que estem observant és com era l’univers en un temps passat. I això succeeix perquè la velocitat de la llum no és immensament ràpida, sinó que té un valor que ens pot semblar bastant elevat a escala humana - 300.000 km per segon- però a escala cosmològica és una velocitat relativament baixa. Així doncs, això que pot semblar una mica un inconvenient, ens permet realment fer una mena d’arqueologia còsmica, perquè quan anem mirant més enrere i més lluny, el que estem veient és com era l’univers en èpoques més i més i més primerenques.

Anem a fer un recorregut des del més proper al més llunyà. Comencem per la Via Làctia, la nostra galàxia. Evidentment no tenim cap fotografia d’ella. La Terra i el Sistema Solar estem més o menys a uns 26.000 anys llum del centre de la galàxia, aproximadament. Després hi ha les nostres galàxies veïnes. A 2,2 milions d’anys llum hi ha la galàxia d’Andròmeda. I també hi ha altres galàxies més petites: els Núvols de Magalhães, la galàxia del Triangle i altres galàxies petites. Tot això forma el que s’anomena el Grup Local (figura 1).

Figura 1. Grup local de galàxies

Però a una escala més gran, l’Univers forma estructures més i més grans. Aquesta és una imatge de l’esfera celeste projectada en un pla (figura 2). Al centre es veu el disc de la nostra galàxia, que enfosqueix la presència d’estructures ja que no podem observar en les direccions a través de la nostra galàxia, perquè la pols de la nostra galàxia ho impedeix, però en les direccions perpendiculars al disc de la nostra galàxia podem veure tot de puntets que són altres galàxies.

Figura 2. Estructura de l’Univers

Veiem com aquestes galàxies no es distribueixen de forma aleatòria, sinó que formen estructures: hi ha certes regions que estan buides i altres que estan molt més poblades. Hi ha regions que tenen moltes galàxies i altres que en tenen poques. Això ens diu que les galàxies a l’univers no estan uniformement distribuïdes a aquesta escala, sinó que formen aquests supercúmuls de galàxies.

Més enllà d’això, el que podem fer és simular amb ordinadors aquestes estructures, intentar veure si s’assemblen o no al que observem. Aquesta és una simulació per ordinador d’interaccions gravitatòries de cossos (figura 3), és a dir, situem cossos dins d’una caixa imaginària i es deixen evolucionar a través de les seves interaccions gravitatòries. El que veiem és que, a mesura que passa el temps, es formen supercúmuls de matèria, que seran on, en principi, es formaran després galàxies.

Figura 3. La simulació Millenium

Segons les observacions amb ordinador, veiem que a grans escales hi ha regions on es concentra molta matèria i regions buides, i aquestes regions estan connectades per una espècie de filaments. I si anem a escales encara més grans, veiem que aquestes estructures no formen part d’altres estructures encara més grans, sinó que l’univers tendeix a una certa uniformitat.

Us ensenyo diversos cartografiats de galàxies. En la següent imatge (figura 4) la Terra està al centre, i cada falca de color blau són observacions reals. La 2DF és del principi dels anys 2000, la CFA és dels anys 90, i l’SLOAN és dels anys 2010, més o menys. Cada puntet és una galàxia, i veiem com, efectivament, aquestes estructures formen grups de galàxies i després hi ha estructures filamentoses.

Figura 4. Diferents cartografiats de galàxies

Després, en vermell, tenim simulacions amb ordinador. És a dir, a la part de dalt són observacions reals, i a la part de baix simulacions per ordinador. Com podeu veure, s’assemblen molt, cosa que vol dir que devem entendre alguna cosa de la física que passa allà perquè som capaços de simular en ordinador el que realment observem.

Ara que ja sabem quina forma té l’Univers, ens podem preguntar de què està fet. Segons el model cosmològic actual, l’Univers està format per un 74% d’energia fosca, un 21% de matèria fosca, i un 5% és matèria que més o menys coneixem, és a dir que forma part del nostre model estàndard de partícules, és a dir, tot allò que està format essencialment per protons, neutrons, electrons i neutrins. Per tant, només coneixem un 5% de l’Univers. De la resta, un 95%, no en tenim ni idea.

La matèria fosca és essencialment una cosa que, malgrat el seu nom, no és que sigui matèria fosca en el sentit que no la podem veure, sinó que és transparent o invisible. A nivell de física de partícules, és matèria que no pateix interaccions electromagnètiques, per tant, no pot formar estructures que estiguin lligades per forces electromagnètiques, com poden ser els nostres propis cossos. En un sentit general, cal pensar que la matèria fosca és un altre tipus de matèria, matèria en el sentit que sent l’atracció gravitatòria. No sabem què és, però sabem que es comporta com a matèria.

Anem a fer una petita recapitulació de la història de la matèria fosca, perquè no és una cosa nova. Ja als anys 30 del segle XX, Fritz Zwicky va postular l’existència d’una matèria no visible a partir d’efectes gravitatoris que va observar en cúmuls de galàxies. Nosaltres coneixem la física de les interaccions gravitatòries, i a partir dels moviments i de les velocitats que tenen aquestes galàxies dins del cúmul, veiem que sembla que el cúmul té més matèria de la que realment s’observa. Així doncs, Zwicky en principi va postular l’existència de matèria no visible, però podien ser planetes, forats negres, estrelles fosques, nanes marrons, i altres astres que no s’observen pràcticament, i que n’hi ha molts. Aquesta era la idea inicial que ell tenia de matèria no visible. Als anys 70, Vera Rubin va confirmar l’existència d’aquesta matèria a partir d’observacions molt diferents de les que va fer Zwicky en el cúmul de Coma. Essencialment, es va fixar en les corbes de rotació de galàxies espirals.

En principi, en una galàxia espiral podem mesurar a quina velocitat es mouen les estrelles que estan a diferents distàncies del centre. Així doncs, a partir de les estrelles que veiem, podem predir quin serà el moviment de les estrelles que estan al voltant. Perquè sabem que les estrelles, en principi, tenen unes velocitats de rotació que depenen de la quantitat de massa que hi ha a la seva òrbita interior. Així doncs, a més massa, més velocitat. En principi s’esperava obtenir alguna cosa així (figura 5 esquerra), però en realitat el que es va obtenir va ser d’aquest tipus (figura 5 dreta).

Figura 5. Rotació de les estrelles d’una galàxia (esquerra: esperat, dreta: observat)

El que s’esperava era que, a mesura que ens allunyem del centre galàctic, les estrelles giressin cada vegada més a poc a poc. Mentre que realment el que observem és que a partir d’una certa distància, la velocitat augmenta i al final més o menys es manté constant. Això ens indica que sembla com si hi hagués més matèria en aquesta galàxia de la que realment hi ha, cosa que fa que els objectes puguin girar més ràpid del que esperaríem.

Hi ha un altre efecte que també ens indica la presència d’aquesta matèria fosca. Això que veieu aquí és el cúmul de Bala, en anglès "Bullet Cluster" (figura 6). Amb diferents estudis podem saber que en les zones blaves hi ha més matèria (a partir del que ara parlarem de petites distorsions en les observacions de les estrelles del fons, que són causades per la gravetat). I després també observem aquesta regió amb les "ulleres" dels raigs X, que ens indiquen on hi ha gas. Així doncs, si superposem aquestes tres coses—les estrelles visibles, la matèria i els raigs X—i veiem una cosa molt curiosa: hi ha com un petit desplaçament entre la gravetat i la quantitat de gas.

Figura 6. El cúmul de Bala

Perquè ens fem una idea, el cúmul de Bala es va formar quan dos cúmuls galàctics es van travessar. Com que no són objectes sòlids, quan es llança un cúmul contra un altre, no és que xoquin, bàsicament es travessen. Les seves densitats són tan baixes que la probabilitat de que dues estrelles xoquin és petitíssima. El que veiem aquí és essencialment una fricció, ja que el gas sí que ha friccionat. Així doncs, és curiós veure com sembla que hi hagi un cert desplaçament de la matèria que no sent aquesta fricció i el gas que sí que la sent. Així doncs, és com si haguéssim aconseguit desacoblar la matèria fosca, que seria la part blava, de la part de la matèria bariònica, que seria el gas, que és la part vermella. Això també ens indica que sembla que hi ha dos tipus de matèria: una és la matèria que coneixem, la matèria bariònica, que seria el gas, i l’altra és la matèria fosca.

Hi ha encara més proves de l’existència d’aquesta matèria extra, que veiem en les lents gravitatòries. La teoria de la relativitat general prediu que les trajectòries de la llum es corben per l’efecte de la curvatura de l’espai que produeix la presència de matèria. El que veiem realment és que la llum de galàxies que estan al fons d’aquesta imatge està distorsionada (figura 7). A partir de la intensitat d’aquesta distorsió, podem fer una estimació de la quantitat de massa que hi ha al grup de galàxies, i aquesta quantitat no es correspon realment amb la massa que veiem. Així doncs, això és una altra indicació de que sembla que hi ha més massa de la que veiem.

Figura 7. Lent gravitatòria

Així doncs, com veieu, tenim proves a escales molt diferents, amb processos físics molt diferents, que totes semblen indicar que hi ha una certa matèria que no és visible, i és el que anomenem matèria fosca.

Realment, avui en dia no hi ha cap detecció directa de matèria fosca, és a dir, no hi ha cap partícula coneguda que sigui la matèria fosca. En principi, s’havia plantejat que els neutrins, que són partícules molt elusives, amb molt poca massa i que no interaccionen electromagnèticament perquè tenen càrrega neutra, podrien ser uns bons candidats a matèria fosca si n’hi hagués molts. Però el problema és que els neutrins formarien un tipus de matèria fosca que s’anomena matèria fosca calenta, és a dir, que es mouen molt ràpidament. I aquest no és el tipus de matèria que necessitem que encaixi amb les nostres observacions. Necessitem un tipus de matèria anomenat matèria fosca freda, que no es mou tant ràpidament i que hauria pogut formar estructures. Així doncs, realment no sabem què és la matèria fosca, però sabem de la seva existència per aquests efectes observacionals.

Hi ha varis candidats a matèria fosca. Hi ha algun tipus de neutrí diferent dels que coneixem que podria jugar aquest paper, o altres partícules que s’anomenen axions o WIMPs. També hi ha gent que postula que podrien ser forats negres primordials, forats negres que s’haurien format a l’inici del cosmos en regions de l’espai que en un determinat moment tenien suficient densitat per formar forats negres molt petits, amb masses molt més petites que les masses estel·lars. O també s’ha postulat que potser no es tracta de noves partícules sinó que cal modificar les teories de la gravetat per intentar explicar aquests fenòmens.

L’energia fosca es va descobrir mesurant les distàncies de l’Univers. En principi, mesurar distàncies a la Terra resulta relativament fàcil, però quan no ens podem desplaçar a una altra estrella i estendre una regla, és més complicat. Com mesurem distàncies a l’Univers? Una manera fàcil de fer-ho per a les estrelles més properes és mitjançant la tècnica de la paral·laxi. És a dir, aprofitant que la Terra es mou al voltant del Sol i coneixem la seva òrbita, si mesurem la posició angular d’una estrella en els dos extrems de l’òrbita de la Terra, per exemple, al juny i al desembre, hi ha un desplaçament angular respecte del fons. Aquest desplaçament angular s’anomena paral·laxi i és molt petit, de com a molt, segons d’arc. Així, aquest mètode serveix per a mesurar distàncies dins la nostra galàxia, però no podem sortir fora d’ella.

Per a mesurar distàncies d’altres galàxies hi ha altres tècniques, com la mesura d’unes estrelles variables: les cefeides. Les cefeides són unes estrelles pulsants, és a dir que tenen pulsacions, i això fa que la seva lluminositat canvii en varis dies. Sabem que el seu període d’oscil·lació de lluminositat és proporcional a la seva brillantor absolut. És a dir, com més brillen, més ràpid oscil·len. Així doncs, si podem mesurar el període d’oscil·lació d’una cefeida, podem inferir en la seva brillantor total, i mesurant la seva brillantor aparent ja podem calcular la seva distància. El problema és calibrar, perquè nosaltres sabem que el període és proporcional a la brillantor, però no sabem la constant de proporcionalitat. Així doncs, la idea és trobar cefeides que estiguin dins del límit de distància per paral·laxi, mesurar les seves distàncies per aquest mètode i trobar la constant de proporcionalitat. I quan trobem cefeides llunyanes ja tindrem aquesta constant i podrem calcular-ne la distància. 

Hi ha un altre mètode per mesurar distàncies, i és a partir de les velocitats de les galàxies. Les ones tenen una propietat que s’anomena l’efecte Doppler. Quan obtenim l’espectre d’una galàxia, apareixen pics i valls de diferents intensitats (línies espectrals) que haurien d’estar en uns valors de longitud d’ona determinats. Sabem que si un emissor de llum està en moviment relatiu respecte a nosaltres, aquest espectre tindrà un desplaçament, és a dir, les ones que tenen una certa freqüència o una certa amplitud s’estiraran si aquest objecte s’allunya de nosaltres o es retrallaran si s’apropa. Així doncs, simplement mesurant els espectres i assumint que nosaltres coneixem quin és el seu espectre en repòs, mesurant el desplaçament d’aquestes línies, podem mesurar la seva velocitat. Això típicament és el que s’anomena redshift, que és la paraula en anglès per desplaçament cap al roig, si s’allunyen, i blueshift si s’apropen a nosaltres.

A principis del segle XX no estava clar si hi havia més galàxies externes a la nostra. El 1920 hi va haver un famós debat entre Shapley i Curtis, on es van discutir si Andrómeda era una galaxia externa o una nebulosa que pertanyia a la nostra. I al 1924, Hubble, utilitzant dades d’estrelles cefeides d’Andròmeda, va ser capaç de calcular-ne la distància, i va veure que era una galàxia externa. Així doncs, es va veure per primera vegada que l’univers no estava format només per una galàxia sinó per moltes, que eren com petits universos-illa.

I ja més tard, el 1929, Hubble va estendre aquesta mesura a altres galàxies. Va relacionar les distàncies amb les velocitat i va obtenir un famós diagrama que ara porta el seu nom: el diagrama de Hubble (figura 8). I es va adonar d’una cosa molt curiosa: a mesura que les galàxies estaven més lluny de nosaltres, també s’allunyaven a major velocitat. Cal pensar que tot això va xocar molt en aquella època, ja que es pensava que l’Univers era estàtic, que les galàxies no es movien les unes respecte de les altres. Així doncs, aquesta va ser la primera indicació de que l’univers no era estàtic sinó dinàmic. I aquí entra en acció Einstein.

Figura 8. La llei de Hubble

Uns anys abans Einstein ja havia obtingut la seva teoria de la relativitat. Des d’aleshores, per estudiar l’univers des d’un punt de vista teòric, el que cal fer és agafar les equacions d’Einstein i aplicar-les a l’Univers sencer. Això es pot resoldre i es poden obtenir les equacions del comportament global de l’Univers.

Us mostro les equacions d’Einstein (figura 9) perquè veieu com són. Bàsicament el que diuen és que la matèria i energia (representat per T) corben l’espai i el temps (representat per una g). La distribució de matèria i energia ens diu com són les distàncies a l’Univers.

Figura 9. Les equacions de camp de la Relativitat General

Com a curiositat us diré que quan Einstein va postular aquestes equacions, ho va fer com una generalització de les equacions de Newton. Tenia una certa llibertat a l’hora d’escriure-les i podia posar o no el terme Ʌ, que s’anomena la constant cosmològica. El primer que va trobar unes solucions per a tot l’Univers va ser el rus Friedmann, i si no posava aquest terme sortia que l’Univers era dinàmic. Com que encara no se sabia que l’Univers estava en expansió, Einstein va posar aquest terme perquè li sortís un univers estàtic. Anys després, en descobrir-se que l’Univers no és estàtic, va treure aquest terme (li va donar valor 0) i va dir que havia estat el major error de la seva vida.

Fem un salt a finals del segle XX, quan dos grups de cosmòlegs, per una banda Adam Riess i Brian Schmidt, i per l’altra, Saul Perlmutter, mesuraven distàncies de galàxies molt allunyades. Per fer-ho usaven supernoves de tipus Ia que són nanes blanques que exploten sempre de la mateixa manera i serveixen com a candeles estàndard. Sabem quanta energia emeten en l’explosió, si mesurem l’energia que ens arriba, ja podem saber a quina distància estan. La sorpresa va ser descobrir que l’Univers no s’estava frenant, que és el que tothom esperava si la gravetat és la dominant de l’Univers, sinó que s’estava accelerant. Vivim en un univers accelerat (figura 10).

Figura 10. Expansió accelerada de l’Univers

Així doncs, com es podia aconseguir amb les equacions d’Einstein un univers accelerat? Amb un terme repulsió que no és cap altre que la constant cosmològica. Així doncs, els cosmòlegs van haver de tornar a introduir aquesta constant repulsiva per explicar l’acceleració universal. No sabem realment què és el que físicament provoca aquesta repulsió, només li hem posat nom: l’energia fosca. I per què val un 74% de l’energia de l’Univers? Doncs, perquè quan es mesura aquesta expansió, es necessita aquest valor perquè s’ajusti amb les mesures.

Bé, així doncs, avui en dia tenim un esquema general de com ha evolucionat l’Univers (figura 11). Uns 380.000 anys després del Big Bang apareix la radiació de fons de microones, que és la primera llum que podem detectar i que ens dóna molta informació de l’Univers més primitiu.

Figura 11. L’evolució de l’Univers

Ara bé, entre la radiació de fons de microones i la distància que arriben les supernoves hi ha molt tros d’Univers que no hem estudiat encara. Com podem estudiar aquest univers entremig? La idea és utilitzar una altra propietat que anomenaré el regle estàndard. Si aconseguim identificar a l’univers objectes que sabem que han de tenir una certa mida real, i en mesurem la seva mida angular, serem capaços de saber a quina distància estan. Això és el que intentem fer amb els cartografiats de galàxies.

Els cartografiats de galàxies són mapes en tres dimensions de l’Univers, on cada puntet és una galàxia. Us mostro un cartografiat a diferents escales (figura 12). Es poden veure tres imatges, cadascuna d’elles feta a una escala més gran.

Figura 12. Cartografiat de galàxies SDSS

Recordem que quan més lluny mirem més enrere amb el temps anem i arriba un moment que no veiem ni galàxies perquè encara no s’han format.

Per a calibrar aquestes distàncies podem usar el que es coneix com l’escala inversa. Abans hem calibrat galàxies a partir d’objectes que estan a prop i hem anat més lluny. Ara farem el revés, calibrarem a partir d’estructures llunyanes de mides conegudes. I aquestes estructures que estan molt lluny són un senyal que s’anomena les oscil·lacions acústiques de barions (BAO, per les seves sigles en anglès). I és un romanent d’un període de l’univers en què era molt diferent del que és ara. Un temps després del Big Bang, l’Univers no estava buit, sinó que era un fluid amb dos tipus de partícules: fotons i matèria (barions). Aquestes dues partícules interaccionen perquè els barions senten la força electromagnètica dels fotons. Mentre que els fotons intenten sortir disparats i viatjar lliurement, els barions, la matèria, els atrapa. Així doncs, es produeix una espècie de vaivens a l’univers, i aquests vaivens realment són ones de pressió que viatgen a través del fluid. Però arriba un punt en què l’univers deixa de ser un fluid, i això és més o menys en el moment del fons de radiació de microones. A partir d’aquest moment aquestes interaccions entre fotons i matèria desapareixen perquè l’Univers s’ha refredat el suficient, els fotons viatgen lliurement, i aquestes oscil·lacions de matèria queden congelades. Es com si tinguéssim un llac amb ones d’aigua, el llac deixa de ser líquid i queden les ones congelades en un cert punt. Aquest cert punt marca una escala, perquè és el temps que han tingut aquestes ones per viatjar fins que l’univers va deixar de ser fluid.

Figura 13. Oscil·lacions acústiques de barions

Així doncs, aquestes oscil·lacions, aquestes ones de pressió, viatgen a una distància molt característica. Aquesta distància queda congelada perquè les ones de pressió ja no poden viatjar més, i això representa realment unes sobredensitats en matèria. A mesura que passa el temps, molt temps després, quan es formen les galàxies, les galàxies es formen allà on hi ha matèria. I aquesta distància queda impresa en aquesta distribució de galàxies. Per això fem mapes molt detallats de galàxies, per poder veure aquesta distribució.

Com detectem aquesta distància? Hem de agafar el nostre mapa de galàxies i fer un histograma. Mirem les distàncies entre totes les galàxies, de dues en dues, i fem una gràfica de probabilitat de distàncies (figura 14). Apareix un pic acústic de barions que ens diu la distància de la ona congelada.

Figura 14. Pic BAO

Aquest pic, aquesta regla estàndard, té el seu origen en el fons de radiació de microones, però queda impresa en la distribució de galàxies a temps molt posteriors. Així doncs, si som capaços de saber quina és aquesta distància real, que en principi la podem saber perquè coneixem la física dels fluids. Mesurem la mida angular al firmament, podem calibrar distàncies. El que hem obtingut és que la mida d’aquestes ones de pressió és d’uns 150 megapàrsecs.

Així doncs, la idea és aquesta: mesurar distàncies utilitzant o bé candeles estàndard (de prop a lluny) o bé regles estàndard (de lluny a prop). El resultat obtingut avui en dia és el següent (figura 15).

Figura 15. Ritme d’expansió de l’Univers al llarg del temps

A l’eix horitzontal tenim l’escala de temps de l’Univers (1 és el present i 0 el Big Bang), i a l’eix vertical tenim el ritme d’expansió de l’Univers. Com veiem, s’obté que l’Univers es va frenar fins el punt 0,6 i després es va començar a accelerar. Això s’ha obtingut mesurar les ones BAO a partir dels calibrats de galàxies a diferents distàncies. Segons la gràfica, avui en dia surt que l’Univers s’expansiona a uns 65 km/s/Mpc. I aquí apareix la tensió de Hubble perquè a partir de mesures de supernoves Ia s’obté que l’expansió actual és de 73 km/s/Mpc. Ambdues mesures estan obtingudes amb una gran precisió i són incompatibles. Tenen una discrepància molt forta i és un problema no resolt en l’actualitat.

Com podem anar més enllà? Fent cartografiats amb moltes més galàxies. Fins ara el cartografiat més important l’ha fet SDSS, amb 2 milions de galàxies. Però la nova generació d’instruments, el projecte DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument ) seran capaços d’observar espectres 20 vegades més ràpidament que SDSS. Observarà durant 5 anys seguits, fins 2026-2027, uns 40 milions de galàxies. Amb un sol any ja ha observat més galàxies que tots els altres projectes en 20 anys. Amb aquestes mesures obtindrem una precisió més gran i intentarem entendre millor què és això de l’energia fosca.

Per acabar, deixeu-me que us digui tres coses de l’energia fosca. Hi ha vàries candidates teòriques per explicar l’energia fosca però sembla que la més acceptada és que podria ser una característica de l’energia del buit. I també li coneixem vàries propietats: està uniformement distribuida, ni es dilueix ni es concentra; té un valor de 10¹⁶⁰ vegades menor que l’associat amb l’energia del buit que prediu la física quàntica; i és invisible, només es noten els efectes en la geometria de l’univers a gran escala.

I quin serà el final de l’Univers? Es molt difícil de dir perquè la dinàmica actual de l’univers està regida per una cosa que no entenem, però a grosso modo podem dir que pot tenir tres finals diferents. En primer lloc, si aquesta energia fosca desaparegués l’Univers podria tornar a col·lapsar (Big Crunch). En segon lloc, podria tenir una expansió indefinida suau, on les estructures que ja estan lligades seguirien lligades però se separarien de totes les altres. I en tercer lloc podria tenir lloc un final més exòtic, on l’energia fosca produiria una acceleració tan gran que la pròpia matèria acabaria disgregant-se (Big Rip).

En conclusió:

·  El 95% de l’Univers és alguna cosa que mai hem detectat de forma directa
·  El 85% de la matèria de l’Univers és fosca. Ha de ser freda però no sabem si és una nova partícula o algun tipus d’objecte macroscòpic (forats negres primordials)
·  El 75% de l’Univers és una forma exòtica de l’energia que no es dilueix amb l’expansió i que fa que l’Univers s’acceleri.
·  Amb les observacions de supernoves i cartografiats de galàxies hem començat a caracteritzar aquesta expansió per a descartar alguns candidats.

Col·loqui

¿Per què creus que el final de l’Univers d’expansió infinita és la més probable?
Es un problema matemàtic. Es poden postular diferents tipus d’energia fosca però el Big Rip necessita unes propietats de l’energia fosca que violen alguns principis de la física. I el Big Crunch necessitaria que l’energia fosca desaparegués, cosa que tampoc sembla molt probable.

La matèria fosca interacciona gravitatòriament, per què no veiem desviacions de la mecànica celeste en el Sistema Solar o en estrelles de la nostra galàxia i hem d’anar a altres galàxies per a observar-la?
A nivell del sistema solar, les fluctuacions de la matèria fosca que hi pot haver són molt, mot petites. Només en el centre del Sol hi hauria d’haver una mica més de matèria fosca. Pensem que la nostra galàxia està dins d’un halo de matèria fosca. Però en principi hi hauria d’haver variacions també a la nostra galàxia.

Totes les galàxies estan distribuides formant filaments i la matèria fosca també. Aquestes dues estructures són coincidents?
Bàsicament la que mana és la matèria fosca, és la que mana i decideix com són les estructures que es formen.