Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Ignasi Pérez, 4 de juny de 2025.
Avui vinc a explicar-vos una mica de què va això de la història de l’Univers. M’agradaria començar presentant-vos una petita paradoxa coneguda des de fa molts anys: la paradoxa d’Olbers. Potser a algú li sona. La idea és que ens situem en un context on es considera que l’Univers és infinit i etern, i aleshores la pregunta que planteja aquesta paradoxa és: si l’Univers és realment infinit i ha existit des de sempre, com pot ser que es faci de nit? Per què, quan mirem al cel de nit, veiem foscor en comptes de llum per tot arreu?
La idea que hi ha al darrere és la següent: si hi ha estrelles pertot arreu i l’Univers és infinit, aleshores, mirant en qualsevol direcció, hauríem de veure una estrella. Si miro just al costat, també. I així successivament. No només una, sinó que, com que l’Univers és infinit, n’hi hauria d’haver infinites. Encara que les estrelles més llunyanes brillin molt poc perquè estan molt enllà, el fet que n’hi hagi una quantitat infinita hauria de fer que ens arribés prou llum com perquè tot el cel estigués il·luminat. No hi hauria d’haver foscor, perquè sempre hi hauria una estrella en la línia de visió. És una mica com quan estem dins d’un bosc molt dens: mirem cap on mirem, sempre veiem arbres, i dóna la sensació que el bosc no s’acaba mai. Doncs, per analogia, si l’Univers fos realment infinit i etern, el cel hauria d’estar completament ple de punts brillants. Però això no és el que observem.
Aquesta concepció de l’Univers generava, per tant, un problema important. I la pregunta és: quina és la solució a la paradoxa d’Olbers? Fixeu-vos que hem donat dues condicions: que l’Univers és infinit i que és etern. Doncs bé, com a mínim una d’aquestes dues coses ha de fallar. I aquí és on entra una idea fonamental de la cosmologia moderna: l’Univers no és etern. Té un origen, una evolució i, per tant, una història. La qüestió que ens plantejarem a partir d’ara és precisament aquesta: quina és la història de l’Univers?
Llavors, avui intentarem aprofundir una mica més en quina és la història de l’Univers, com hem arribat a conèixer aquesta història i quines possibles evolucions pot tenir en el futur… o potser no. Ja ho veurem. Ens centrarem, sobretot, en el que s’anomena el model estàndard de la cosmologia. No entrarem en detalls sobre possibles variacions o alternatives.
Fixeu-vos que hem dit que l’Univers té una història, i el que volem saber és precisament això: quina és aquesta història. Per començar a entendre-la, hem de parlar d’unes observacions que va fer l’Edwin Hubble l’any 1928, i que ens van portar cap a la formulació de la teoria del Big Bang. La idea fonamental és que nosaltres som aquí, a la Terra, i mirem cap a l’Univers, observant les galàxies. Podem mesurar com s’allunyen de nosaltres aquestes galàxies, i el que veiem és que, en general, totes s’estan allunyant: les més properes s’allunyen a una certa velocitat, i les més llunyanes s’allunyen encara més ràpid.
Ara bé, a aquest resultat observacional li hem d’afegir un parell de suposicions que, si voleu, tenen un component una mica axiomàtic. La primera és que l’Univers és isòtrop, és a dir, que les seves propietats són les mateixes en totes les direccions. I la segona és que és homogeni, cosa que vol dir que l’Univers és igual en qualsevol punt: nosaltres no ocupem cap lloc privilegiat. Això implica que, si en comptes d’observar des de la Terra ho féssim des d’una altra galàxia qualsevol, veuríem exactament el mateix: les galàxies properes s’allunyarien a una certa velocitat, i les més llunyanes ho farien més de pressa. Si això passa des de qualsevol punt de l’Univers, la conclusió inevitable és que l’Univers s’està expandint.
Per nosaltres, això que l’Univers està en expansió ens pot semblar gairebé natural, perquè des de petits ens ho han explicat així. Però cal tenir en compte que arribar a aquesta conclusió no va ser gens trivial en el seu moment. De fet, el nom de la teoria del Big Bang té un origen curiós. Es veu que, quan es presentaven aquests resultats, un dels assistents, possiblement Fred Hoyle (tot i que hi ha diferents versions), va fer un comentari una mica burleta i va dir: “Ah, sí, clar, com una gran explosió… un Big Bang”, i d’aquí ve el nom. Però fixeu-vos que aquest nom pot portar a una confusió força estesa.
Quan pensem en una “explosió”, sovint imaginem una cosa que esclata des d’un punt concret i s’expandeix cap a fora. Però això no és el que passa amb l’Univers. A mi, personalment, hi ha una expressió en català que m’agrada més que “gran explosió”, i és “gran esclat”. M’agrada comparar-ho amb la primavera: de sobte, esclata la primavera i comencen a sortir flors a tot arreu. Però quan comença exactament la primavera? No hi ha un punt on es pugui dir que comença; simplement, s’escampa arreu. Amb el Big Bang passa una mica el mateix: no és que comencés en un lloc determinat de l’espai i s’escampés cap enfora. No hi ha un centre de l’Univers. O, si més no, no n’hem trobat cap. El que passa és que tot l’Univers s’expandeix alhora, a tot arreu, des del primer instant. I ja està. Així de senzill.
Això que hem explicat fins ara seria com un resum general, però, si ens hi fixem amb una mica més de detall, veurem que hi ha alguns petits problemes amb aquesta teoria. Alguns d’aquests problemes us sonaran, segurament; potser n’heu sentit a parlar, tot i que és possible que la majoria no us en siguin familiars. Us presentaré els dos o tres més importants. I el primer de tots és aquest: hem perdut massa. I això, evidentment, és un problema.
A partir de mitjan segle XX es van fer una sèrie de mesures de diferents objectes astronòmics que conduïen totes a una mateixa conclusió: falta massa a l’Univers. Un dels exemples clàssics és el de les galàxies i les seves corbes de rotació. Tenim, per exemple, en la Figura 1 una galàxia, i el que podem fer és observar les velocitats de rotació de les estrelles que la formen. Si tenim un instrument prou precís, podem mesurar a quina velocitat gira la galàxia a diferents distàncies del centre. També podem estimar quina és la massa que hi ha dins la galàxia basant-nos en els nostres models de formació estel·lar.
Figura 1. Corbes de rotació esperada i observada de la Galàxia del Triangle (M33).
És cert que aquí hi entren models, com sempre passa en ciència, i cal tenir present que aquests models introdueixen supòsits. Però el que aquests models ens permeten fer és una predicció: segons la massa que sabem que hi ha, podem calcular a quina velocitat haurien de girar les estrelles. Aquesta predicció és el que veiem representat amb aquesta línia de punts: al principi, quan hi ha més densitat de massa, la velocitat augmenta, però després hauria d’anar disminuint gradualment. Però, quan ens mirem les dades reals, el que veiem no s’assembla gens a aquesta predicció. Estarem d’acord que la corba observada és molt diferent de la que esperàvem. En lloc de disminuir, les velocitats es mantenen altes, gairebé planes.
Per poder explicar aquesta discrepància, calia afegir-hi més massa. I aquí és on entra la hipòtesi que potser els models de formació estel·lar estaven malament. Però aquests models s’havien comprovat en altres contexts, i funcionaven molt bé. De fet, aquest era l’únic cas on semblava que no quadraven. Així doncs, la solució provisional va ser dir: bé, si hi afegim una certa fracció de massa addicional, la cosa quadra. I, de moment, es va quedar aquí.
Ara bé, això no hauria passat de ser una curiositat si no fos perquè van començar a aparèixer altres experiments, completament diferents, que també detectaven aquesta falta de massa. Per exemple, aquest objecte que tenim a la Figura 2—potser a algú li sona— és la Creu d’Einstein. Quan ens hi fixem, sembla que hi ha cinc objectes molt a prop els uns dels altres. Però, quan n’agafem un espectre, veiem que no són cinc objectes diferents: són el mateix objecte, vist cinc vegades.
Figura 2. Creu d’Einstein (QSO 2237+0305), un quàsar vist simultàniament múltiples cops degut a una lent gravitacional.
Això, la primera vegada que t’ho trobes, et deixa força descol·locat. La qüestió és: com pot ser? El que passa aquí és que hi ha alguna cosa entre nosaltres i l’objecte que actua com una mena de lent, i ens fa veure cinc imatges del mateix objecte. Això és el que s’anomena lent gravitacional. Aquesta lent està causada per una concentració de massa que no veiem, però que hi ha, igual que en el cas de la galàxia anterior. I, quan es fan els càlculs, la massa necessària per explicar aquesta desviació gravitatòria és, curiosament, la mateixa que ens faltava abans.
Això ja comença a ser una pista seriosa que indica que potser realment hi ha alguna cosa que se’ns escapa. Que hi ha massa a l’Univers que no podem veure, però que hi és. I aquí és on neix la idea de la matèria fosca.
Fixeu-vos que, de les dues observacions que acabem de comentar —les corbes de rotació de les galàxies i la lent gravitacional—, se’n desprèn una propietat molt important de la matèria que ens falta: no la podem veure. És a dir, no emet llum, ni la reflecteix, ni interactua amb la llum d’una manera detectable. De fet, a dia d’avui encara no l’hem pogut detectar directament. Hi ha models que intenten explicar què pot ser aquesta matèria fosca; hi ha grups de recerca que treballen activament per identificar possibles partícules candidates, però la realitat és que, per ara, no s’ha detectat directament cap d’elles.
Una de les opcions és, precisament, que hi hagi una forma de matèria nova que no interacciona amb la llum: una matèria fosca que no coneixem i que només interacciona per gravetat. Aquesta seria una matèria amb propietats diferents de la matèria ordinària. Però també hi ha una altra possibilitat, menys comentada però igual de vàlida, que és que el problema no sigui la matèria sinó les nostres lleis de la gravetat. Vam passar de la gravetat de Newton a la relativitat general d’Einstein perquè vam veure que, en determinades situacions, la teoria de Newton no funcionava del tot bé. Doncs potser ara ens trobem en una situació similar: potser necessitem una nova teoria que vagi més enllà d’Einstein perquè les coses, tal com les entenem avui, tampoc acaben de funcionar.
Com sempre passa en ciència, aquí entren en joc els models, i cal mantenir la ment oberta. Tant la hipòtesi de la matèria fosca com la d’una modificació de la gravetat podrien explicar les observacions, i és important no descartar res d’entrada. Aquest és un dels grans problemes del model estàndard de la cosmologia: que només funciona del tot bé si acceptem l’existència d’aquesta matèria fosca, de la qual, en realitat, no n’hem vist cap rastre directe.
Un segon problema, també molt rellevant, té a veure amb l’expansió de l’Univers i la seva evolució al llarg del temps, que és el que ens ocupa avui. Hem dit que les galàxies s’allunyen cada vegada més, però aquí la pregunta clau és: quina força està actuant a gran escala per controlar aquesta expansió? Quan pensem en les forces fonamentals de la natura, tenim quatre: la gravetat, la força electromagnètica, la força nuclear forta i la força nuclear feble. Les dues forces nuclears només actuen a escala atòmica o subatòmica, i per tant, quan parlem d’escales còsmiques les podem descartar. La força electromagnètica és molt important, per exemple, en els processos dins de les estrelles, però a grans escales no té gaire efecte, perquè la majoria de cossos són neutres: les càrregues positives i negatives es cancel·len.
Per tant, l’única força rellevant a grans escales és la gravetat. I la gravetat, tal com la coneixem, és una força atractiva: tendeix a fer que les coses s’apropin les unes a les altres. Així doncs, si l’Univers s’està expandint, el que esperem és que, amb el temps, la gravetat freni aquesta expansió. A partir d’aquí s’obren diverses possibilitats pel futur de l’Univers. Una és que la gravetat acabi dominant i tot col·lapsi de nou en una mena de Big Crunch. Una altra és que la gravetat freni l’expansió, però que l’Univers tingui prou energia com per no tornar a col·lapsar mai, de manera que la seva expansió continuï per sempre, però a un ritme cada cop més lent, acostant-se a un límit asimptòtic.
Figura 3. Distància entre les galàxies en funció del temps segons diferents models.
Aquestes dues opcions s’han considerat durant molt de temps, i per intentar esbrinar quina és la correcta, es van fer mesures específiques. La idea era mirar com ha evolucionat l’expansió al llarg del temps, perquè això ens podia donar molta informació sobre el destí de l’Univers. Tenim en la Figura 3 representada una esquematització d’aquestes mesures: a l’eix vertical, la distància entre galàxies; a l’eix horitzontal, el temps. En el primer model, el de col·lapse, les galàxies s’allunyen durant un temps, però arriba un punt en què la gravetat frena l’expansió i tot torna a acostar-se fins a col·lapsar. En altres models, l’expansió continua però a ritme decreixent, fins a estabilitzar-se.
Ara bé, nosaltres, com a observadors, ens trobem en un punt intermedi: aquest punt d’inflexió on els diferents models poden donar resultats molt semblants. És a dir, ara mateix, amb una mirada ràpida, tots els models semblen compatibles amb el que veiem. Però si fem una anàlisi més fina, si fem un “zoom” i mirem amb més precisió cap enrere en el temps, veurem que no tots els models encaixen igual de bé amb les observacions.
Podem mirar objectes que estiguin molt llunyans i, a partir d’això, fer-nos una idea de com era l’evolució de l’Univers en èpoques passades. Així, quan mirem enrere, podem distingir entre les diferents corbes d’evolució que predirien els diversos models. I, per sorpresa, va resultar que l’Univers no seguia ni una opció ni l’altra de les dues clàssiques. L’Univers va decidir agafar una tercera via, com si digués que cap de les dues opcions li acabaven de fer el pes. El que es va observar és que l’expansió de l’Univers no només no s’està frenant, sinó que s’està accelerant. Cada cop s’expandeix més de pressa.
Això, evidentment, va ser un problema inesperat. D’on surt aquesta energia que fa que l’expansió s’acceleri? Els astrònoms, demostrant una gran originalitat a l’hora de posar noms, van decidir anomenar-la “energia fosca”. Fixeu-vos que tant “matèria fosca” com “energia fosca” són expressions molt elegants per dir que no tenim ni idea de què està passant. Una mica com els forats negres: hi llencem coses i ja no sabem què passa després. La foscor, en aquest sentit, representa tot allò que ens queda fora de l’abast de l’observació.
Aquesta energia fosca seria, doncs, la responsable de l’acceleració de l’expansió de l’Univers. Però, igual que abans, tornem a estar davant del mateix dilema: potser la gravetat no està ben entesa. Potser la teoria de la gravetat que tenim no és suficient per explicar el comportament de l’Univers a escales tan grans. I arribats a aquest punt, després d’haver exposat tants problemes, un podria pensar: “Doncs canviem de model, no?”. Sembla raonable: si el model no funciona, el descartem. Però el problema és que el model estàndard funciona molt bé per a moltes altres coses, si acceptem l’existència d’aquesta matèria i energia fosques. En canvi, els models alternatius que intenten modificar la gravetat no aconsegueixen fer prediccions tan precises. Així que ens trobem una mica encallats aquí, en aquest punt.
Anem, doncs, a fer un petit repàs del model estàndard de la cosmologia. Tenim en la Figura 4 una il·lustració que ens ajudarà a visualitzar-ho. La idea és aquesta: l’Univers comença amb el Big Bang, un moment en què tot era extremadament dens. Hi havia una gran concentració de matèria fosca, energia fosca, partícules ordinàries —els barions— i fotons. Tot plegat estava superjunt i superinteractuant. Tot i que en general l’Univers era molt homogeni, hi havia petites fluctuacions quàntiques que trencaven aquesta homogeneïtat absoluta.
Figura 4. Cronologia de l’Univers.
En aquest punt inicial, que anomenem moment de singularitat, no sabem exactament què passa. És el moment en què “donem al play”, però el que hi havia abans és totalment desconegut. El que sabem és que a partir d’aquí comença una expansió molt ràpida. Aquesta expansió fa que regions de l’Univers que inicialment estaven en contacte passin a estar tan lluny que ja no es poden influenciar mútuament. Recordem que la informació només pot viatjar a velocitats com a màxim la de la llum (uns 300.000 km/s). Si dues regions s’allunyen ràpidament, poden sortir de l’horitzó causal i deixar d’estar comunicades.
Aquesta expansió inicial tan ràpida ens ajuda a explicar per què avui en dia l’Univers sembla tan homogeni: mirem cap a una banda o cap a l’altra i tot sembla molt semblant. Com pot ser, si aquelles regions no han tingut temps de “parlar” entre elles? Doncs perquè al principi sí que estaven en contacte i van poder equilibrar-se, posar-se “d’acord”, abans de quedar separades per la inflació. Aquesta és la fase d’expansió ràpida inicial que soluciona el problema de l’horitzó.
A mesura que l’Univers s’expandeix, es va refredant. I a mesura que es refreda, les partícules ja no estan tan juntes ni interaccionen tan sovint: es desacoblen. És com quan tens oli i aigua barrejat, i al principi sembla tot homogeni, però al cap d’una estona es separen en dues capes. Això passa també amb els components de l’Univers: la matèria fosca comença a “anar per lliure”, mentre que la matèria bariònica i els fotons encara interactuen entre ells. La gravetat continua dominant, i allà on hi havia una petita sobredensitat, aquesta atrau més matèria, i així es formen les primeres llavors de galàxies.
En un moment determinat, els fotons també decideixen “desacoblar-se” de la matèria: és el moment que coneixem com el de la formació del fons còsmic de microones. Els fotons deixen d’interactuar amb els barions i poden començar a viatjar lliurement per l’Univers. Aquest és el moment més antic que podem observar amb la llum: és la “foto” més antiga de l’Univers. Més enrere que això, amb la llum no podem veure-hi, perquè els fotons estaven atrapats entre les partícules. És com voler mirar a través d’una paret: no es pot. Això sí, últimament podem explorar una mica més enrere gràcies a les ones gravitacionals i a models teòrics com la nucleosíntesi primordial.
Seguim amb la nostra història dins del model estàndard. Fins ara hem descrit una bona part de l’evolució. Però tranquils, a partir d’aquí anirà tot una mica més ràpid. Després del desacoblament dels fotons, comença una etapa coneguda com l’edat fosca. No és que tot estigués “fosc” literalment, sinó que, com que no hi ha llum interactuant amb la matèria, ens costa molt saber què passava. Entenem que durant aquesta etapa, les fluctuacions de densitat van continuant el seu creixement fins que, en determinats punts, s’acumula prou massa com perquè s’encenguin les primeres estrelles. Això vol dir que es comencen a produir reaccions termonuclears en els seus centres, fusionant àtoms d’hidrogen i emetent llum.
A partir d’aquí, tornem a tenir una connexió entre llum i matèria, però de forma local: en el centre de les estrelles i després en les galàxies. Aquestes estrelles s’agrupen, formen galàxies i així continua l’evolució. I en algun moment, força més endavant, entrem en una etapa en què l’expansió de l’Univers sembla accelerar-se: és quan entra en joc l’energia fosca. I així arribem fins a l’actualitat.
Aquesta seria, a grans trets, la història de l’Univers segons el model estàndard. Ara el que podem fer és mirar algunes de les prediccions d’aquest model, per entendre millor quins són els problemes associats a la matèria fosca i a l’energia fosca. Perquè, en el fons, potser algú es pregunta: quin problema hi ha, realment, si només hem d’afegir una mica de matèria i una mica d’energia? Doncs anem-ho a veure.
Tenim en la Figura 5 unes dades una mica antigues, provinents de la missió Planck, però encara ens serveixen. Segons aquestes dades, tota la matèria que coneixem —la matèria bariònica, que inclou els àtoms, els fotons, l’antimatèria… tot allò que podem detectar i descriure— només representa un 5 % del contingut total de l’Univers. Aquest és el gran problema del model: que, per tal que funcioni, ens hem d’inventar un 25 % de matèria fosca i un 70 % d’energia fosca. “Petits detalls”, podríem dir. Però malgrat això, el model sembla funcionar.
Figura 5. Composició de l’Univers.
Llavors, el que podem fer és posar-lo a prova. Com que el temps d’evolució de l’Univers és molt llarg, no podem veure-ho directament, però sí que podem fer simulacions. I de fet, se n’han fet moltes. Ara en veurem una per comentar com funciona. En aquesta simulació es representa l’evolució de l’Univers assumint l’existència de matèria fosca. Les partícules estan representades amb punts blaus —tot i que, evidentment, són valors numèrics dins la simulació, no partícules reals—, i el que observem és que formen una estructura filamentosa, amb nodes, com si fossin teranyines.
Per tant, sembla que podem reproduir les observacions. El model funciona, malgrat que ens hem “inventat” el 95 % del contingut de l’Univers. I, arribats a aquest punt, podríem començar a posar-nos una mica més tècnics. Hem dit que la simulació s’assembla molt a les observacions… però com fem aquestes observacions? Com podem estudiar aquestes estructures a gran escala?
Doncs el que necessitem és construir un mapa tridimensional de l’Univers. Sembla fàcil de fer, però, com passa sovint en astronomia, mesurar distàncies no és gens trivial. Per saber on són les coses a gran escala, nosaltres ens aprofitarem d’algunes propietats curioses i molt útils de la llum. La llum, com bé coneixeu —la veiem cada dia—, inclou no només el que anomenem “llum visible”, sinó tot l’espectre electromagnètic: des dels raigs gamma, passant per raigs X, ultraviolat, visible, infraroig, fins a les ones de ràdio. Són ones electromagnètiques que viatgen a una velocitat constant de 300.000 km/s, i gràcies a això ens poden aportar informació molt valuosa de l’Univers. De fet, la llum és pràcticament l’única cosa que ens arriba des de les regions llunyanes de l’Univers. Per tant, observant-la amb molta atenció —fent imatges, estudiant els espectres— podem extreure’n moltes dades sobre el que hi ha allà fora.
Una de les primeres coses que podem aprofitar és un fenomen conegut com a efecte Doppler. Segurament tots l’heu experimentat en el vostre dia a dia: quan una ambulància s’acosta, el so sembla més agut, i quan s’allunya, sembla més greu. Això passa perquè les ones s’estiren o s’aixafen segons el moviment relatiu entre la font i l’observador. Doncs bé, amb la llum passa exactament el mateix. Quan una font de llum s’allunya de nosaltres, la llum que emet es desplaça cap al vermell (anomenat redshift), i quan s’aproxima, es desplaça cap al blau (blueshift). Aquest efecte és molt subtil, però molt útil. Quan fem una fotografia d’una estrella, no veiem aquest canvi de color directament, però si som prou precisos, podem detectar petites variacions de tonalitat a diferents punts de l’estrella. Això ens permet, per exemple, mesurar com està rotant l’estrella, perquè un costat s’acosta i l’altre s’allunya.
A més a més, hi ha un altre fenomen fonamental: la llum no sempre viatja en línies rectes. La teoria de la relativitat general d’Einstein ja prediu que la llum es corba quan passa a prop d’un objecte massiu. Aquesta desviació va ser, de fet, una de les primeres prediccions comprovades de la seva teoria, quan es va observar la desviació de la llum d’una estrella a prop del Sol durant un eclipsi, cosa que va permetre explicar l’anomalia del moviment del periheli de Mercuri. Aquesta curvatura de la llum també explica fenòmens com el que hem vist abans amb la Creu d’Einstein. Quan hi ha una gran massa entre nosaltres i una font llunyana, la llum que ens arriba es corba i pot seguir diversos camins diferents. Així, podem veure diverses imatges del mateix objecte —no perquè hi hagi múltiples objectes, sinó perquè la llum ens arriba per rutes diferents. Això és un exemple clar de lent gravitacional, i justament és un dels indicis que ens fan pensar que hi ha massa que no veiem.
La tercera propietat fonamental que ens ajuda és que els àtoms no absorbeixen qualsevol llum, sinó només longituds d’ona molt específiques. Aquesta és una propietat clau de la física atòmica. Cada tipus d’àtom té un “codi de barres” propi: un conjunt de línies d’absorció molt característiques. Quan la llum travessa un núvol de gas, certs colors s’absorbeixen depenent dels àtoms que hi hagi. Així, per exemple, podem tenir l’espectre d’absorció d’un àtom concret, que mostra línies fosques just en les longituds d’ona que aquest àtom “s’empassa”. Aquestes línies ens permeten identificar la presència de determinats elements químics en les estrelles o galàxies llunyanes.
I aquí ve la part interessant: si fem aquesta mesura al laboratori, amb un gas d’hidrogen, per exemple, sabrem exactament en quines longituds d’ona apareixen aquestes línies. Però si després mirem una galàxia llunyana amb el telescopi, veurem que aquestes línies no estan on esperàvem, sinó desplaçades cap al vermell. Aquest desplaçament ens indica que la galàxia s’està allunyant de nosaltres. Com més gran és el desplaçament, més ràpidament s’allunya, i això ens dona informació sobre la seva distància. Aquest mètode, combinant espectroscòpia i efecte Doppler, és una eina fonamental per construir el nostre mapa tridimensional de l’Univers.
Llavors, aquí el repte principal és assegurar-nos que estem mirant el que toca. La idea és que nosaltres observem una longitud d’ona i la comparem amb la que esperem veure en repòs. És a dir, tenim una “foto” del que esperaríem al laboratori, però les línies espectrals no apareixen on tocaria. Aquest desplaçament es deu, com comentàvem abans, al redshift: el desplaçament cap al vermell provocat pel fet que l’objecte s’està allunyant de nosaltres.
Aquesta observació ens permet estimar a quina distància es troba l’objecte. Com més gran és el redshift, més lluny és. Ara bé, perquè això funcioni, hem de saber quina era la longitud d’ona original, la que l’objecte emetia en repòs. I aquí ve la dificultat: si només veiem una línia, com sabem quina és? Hi ha moltes línies que podrien ser, i confondre-les ens portaria a errors en la distància.
Per això fem servir un truc: buscar patrons coneguts. Un exemple molt útil són els doblets espectrals, que són dues línies d’un mateix element molt properes entre elles i amb una separació coneguda. Per exemple, si sabem que dues línies han d’estar separades per 50 Ångströms i trobem aquest patró desplaçat, podem identificar-lo amb confiança i, per tant, saber quin redshift hi ha.
Una altra estratègia és observar objectes com els quàsars, que mostren diverses línies de diferents elements, com l’hidrogen (amb la línia Lyman-alfa), el carboni, el magnesi… Si veiem un conjunt coherent de línies, podem ajustar-les totes a un mateix redshift i confirmar la identificació.
Amb això obtenim la tercera dimensió del nostre mapa de l’Univers. Les dues primeres, ascensió recta i declinació, ens donen la posició angular al cel —és a dir, “cap a on mirar”. Però per construir un mapa tridimensional ens falta la distància, i això ho aconseguim gràcies a l’estudi espectral.
Ara bé, obtenir espectres no és tan senzill com fer fotografies. Fer una foto del cel amb una càmera CCD és ràpid, però fer un espectre requereix molt més. Primer cal identificar l’objecte que ens interessa. Un cop seleccionat, cal col·locar-hi una escletxa per aïllar la seva llum i fer-la passar per un prisma o una xarxa de difracció, que ens separarà els colors i ens permetrà analitzar l’espectre. Tot aquest procés és lent, i fer-lo per a cada objecte de forma individual seria inassumible.
Per això, als anys 90 es va iniciar una missió revolucionària: el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). La seva idea va ser fer espectres de mil objectes alhora. Per fer-ho, van fabricar unes plaques metàl·liques amb forats situats exactament on hi havia les estrelles o galàxies seleccionades. A cada forat s’hi connectava una fibra òptica que recollia la llum i la conduïa a un espectrògraf central.
Aquest mètode va permetre multiplicar espectacularment la quantitat d’espectres obtinguts. De fer-ne uns quants, vam passar a obtenir centenars de milers i després milions de dades. Això va fer possible construir els primers mapes tridimensionals de gran escala de l’Univers. Aquest recorregut visual ens mostra no només com és l’Univers a gran escala, sinó també com evoluciona l’expansió de l’Univers amb el temps. A mesura que ens allunyem, mirem més enrere en el temps, i podem estudiar com era l’estructura de l’Univers fa milers de milions d’anys. Això és clau per posar a prova els nostres models: podem veure com l’expansió s’ha accelerat, si ha estat constant, si ha canviat… i comparar-ho amb les prediccions que fa el model estàndard o altres models alternatius.
L’SDSS ja ha aconseguit mesurar distàncies per a més d’un milió de galàxies i quàsars, i aquestes dades són les que ens han permès començar a entendre l’estructura a gran escala del cosmos. És una feinada monumental, però totalment necessària per poder respondre preguntes com: “Com és realment l’Univers?”, “On som dins d’aquest mapa?”, o “Com ha evolucionat tot plegat des del Big Bang?”
Aquesta missió que comentàvem, l’SDSS, és una mica cosa del passat. Actualment hi ha una nova missió molt més potent anomenada DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), que ens permet construir un mapa molt més precís de l’Univers. La idea és que amb les dades que teníem fins ara, com les del SDSS o del 2dF (el 2-degree Field Galaxy Redshift Survey), no teníem prou precisió per entendre amb detall com funciona l’Univers ni per discriminar entre diferents models d’evolució còsmica. El mapa tridimensional era massa poc dens per extreure’n totes les conclusions que voldríem.
DESI representa un salt qualitatiu. Podeu buscar vídeos sobre la missió a YouTube. Hi ha, per exemple, un vídeo anomenat “DESI: 5000 ulls” (versió catalana), o “DESI: 5000 eyes” en anglès. Hi expliquen com funciona el sistema i per què és tan innovador. El principal canvi respecte a l’SDSS és l’automatització. Recordeu que abans calia col·locar plaques metàl·liques i connectar manualment fibres òptiques als forats corresponents a cada galàxia o estel que volíem estudiar. Aquest procés podia trigar fins a una hora per cada camp observat.
Amb DESI, això s’ha superat gràcies a un sistema de robotets miniatura. Cada robot porta una fibra òptica i es col·loca automàticament al lloc exacte del pla focal on hi ha l’objecte que volem observar. Un cop es canvia de camp, els robots es recol·loquen ells mateixos, molt més ràpidament i amb més precisió. Això permet observar moltíssims objectes sense haver de fabricar noves plaques. Els resultats són espectaculars: en només tres anys d’observacions, DESI ja ha recollit més de 10 milions d’espectres de galàxies i quàsars. En comparació, l’SDSS va necessitar gairebé 20 anys per obtenir-ne 4 milions. La diferència d’eficiència és abismal.
COL·LOQUI:
Has dit moltes vegades que les galàxies més llunyanes s’allunyen més ràpidament. Això ho entenc. Però com que la llum d’aquestes galàxies ha trigat molt a arribar-nos, potser seria més correcte dir que s’allunyaven més ràpid, en passat, no pas que s’allunyin ara?
Bona pregunta! Aquí estem barrejant dues coses: el concepte d’expansió de l’Univers i el concepte de temps o línia temporal. És veritat que com més llunyana és una galàxia, més antic és el moment que estem observant. Estem veient-la com era fa milers o milions de milions d’anys, perquè la llum ha trigat moltíssim a arribar-nos. Per tant, el que podem dir amb certesa és que en aquell moment aquella galàxia s’allunyava de nosaltres a una velocitat determinada.
El que no sabem del cert és si ara, en el present, aquella mateixa galàxia encara manté aquesta velocitat, si s’ha accelerat o si s’ha frenat. La clau és que no podem veure el present d’una galàxia molt llunyana, només el seu passat.
Tot i això, sabem que les galàxies properes també s’estan allunyant, i a mesura que mirem objectes a diferents distàncies veiem un patró continu: totes, en cada moment del passat que observem, s’estaven allunyant, i com més lluny, més ràpid. I aquest comportament encaixa molt bé amb les simulacions i models cosmològics que tenim.
Un exemple útil per visualitzar-ho és el del globus que s’infla. Si dibuixes punts sobre la superfície d’un globus i comences a inflar-lo, veuràs que tots els punts s’allunyen els uns dels altres. Si poguéssim posar-nos dins d’un d’aquests punts, veuríem que com més lluny és un altre punt, més de pressa se separa de nosaltres.
Així doncs, és veritat que estem veient galàxies tal com eren fa molt de temps, però no és només una qüestió de perspectiva temporal. També veiem galàxies més properes amb el mateix comportament, i les simulacions confirmen aquest patró. Per això podem concloure que l’expansió no és només una il·lusió causada pel temps, sinó un fenomen real i en curs.
D’on surt la matèria i l’energia de la singularitat del Big Bang?
El Big Bang sovint es descriu com una singularitat, un punt on les nostres equacions deixen de tenir sentit. Però això no vol dir que tinguem una explicació clara de què hi havia “abans” o “al principi”. La realitat és que no ho sabem. Quan parlem de singularitat estem dient que les matemàtiques actuals no poden descriure aquell estat, i no tenim cap evidència científica sobre què hi havia abans o d’on venia la matèria i energia.
Una forma de pensar-ho, una mica més filosòfica, és que potser som dins d’una simulació feta per “algú altre” — una idea que no podem provar però que planteja una perspectiva diferent sobre per què l’Univers té un inici clar i determinat. Aquesta pregunta queda oberta a la interpretació i la reflexió personal.
En resum, la singularitat és més aviat un símbol o un “llindar” on les nostres eines ja no funcionen i, a partir d’aquí, caldrà esperar a noves teories que puguin descriure què hi ha més enllà.
Cap a on s’expandeix l’Univers?
L’exemple del globus és molt útil per il·lustrar-ho, però cal fer l’esforç de posar-nos a la superfície del globus, no fora d’ell, perquè nosaltres som a dins de l’Univers. El globus s’infla i veiem com els punts de la seva superfície es separen, però no hi ha res fora del globus que estigui creixent, simplement la superfície es fa més gran. D’aquesta manera, l’Univers no s’expandeix cap a un lloc exterior, perquè no existeix un “fora” en l’espai que coneixem. És l’espai mateix que es va creant, que s’estira i fa que les distàncies entre objectes augmentin. És com si dues persones estiguessin separades per un metre, i amb el temps aquest metre esdevingués metre i mig sense que cap de les dues es mogués; el que augmenta és l’espai entre elles. Això pot semblar un concepte molt estrany, però és la manera en què els científics entenen l’expansió còsmica. Potser existeixen altres dimensions desconegudes on l’Univers s’expandeix, però això ja és pura especulació i no tenim proves. A nivell pràctic, la majoria de científics assumeixen que l’Univers és un sistema tancat en aquest sentit, i que l’expansió és un augment intern de distàncies, no una expansió cap a fora.
Aquestes idees són difícils d’imaginar i d’entendre, però amb la pràctica i el temps un s’hi va acostumant, sobretot si es pensa des de dins de l’Univers i no des d’un punt exterior que no existeix per nosaltres. Aquesta manera de veure-ho ens ajuda a entendre millor l’Univers i el seu comportament, encara que plantegi noves preguntes que segurament mai podrem resoldre completament.
Aquí comenta un vídeo d'una simulació que va ensenyar. Jo crec que s'entèn igualment, no sé si cal canviar alguna cosa.