L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Adriana Nadal, 20 de maig de 2026.

---

L’univers és tot: tot el que hi ha més enllà de la Terra, incloent-hi totes les galàxies, tot el que veiem i tot el que hi ha encara més enllà. I la pregunta que m’agradaria respondre és com podem saber coses d’un lloc que és tan llunyà i tan immens?

Abans del “com”, però, crec que hem d’entendre una mica el “per què”. Al llarg de la història, els motius que ens han portat a observar l’univers han estat, primer, la curiositat, i després, la necessitat. Sabem que des de l’antiguitat l’univers i els astres s’han fet servir per orientar-se geogràficament -les constel·lacions ens han servit de guia-, també han funcionat com una mesura del temps -les estacions i el moviment dels astres ens indicaven en quin moment de l’any ens trobàvem- i, finalment, sempre hi ha hagut una mena de motivació filosòfica i existencial.

Però, i avui en dia, per què volem entendre l’Univers? Doncs hi ha curiositat, hi ha aquests motius filosòfics de voler entendre on som, què hi ha i com funciona l’univers. I també queda una mica d’aquesta necessitat d’orientació; potser no tant com abans, però al cap i a la fi també ens orientem amb satèl·lits que tenim allà dalt. Per tant, en el fons, no som tan diferents del que érem.

No em vull centrar tant en la història, sinó en què fem ara. Però crec que és important entendre que el que fem avui és conseqüència del que es feia abans, i donar quatre pinzellades dels avenços més importants que ens han portat a les tècniques actuals. És un camí que va des de l’astrologia fins a la cosmologia, i que passa per una gran revolució tecnològica i conceptual, sobretot relacionada amb la llum. Això ens permet arribar a la cosmologia actual, que comença a principis del segle passat, quan es feia cosmologia amb gràfiques de deu punts, fins a les grans col·laboracions actuals, on es treballa amb dades de milions i milions de galàxies per fer cartografia a gran escala. És un camp que està canviant constantment, i és una història que continua oberta. La recerca és molt activa i encara tenim molts dubtes que volem resoldre.

Comencem pels orígens: el cel com a calendari i brúixola. Les civilitzacions antigues comencen mirant amunt i buscant patrons al cel: les constel·lacions. No cal que les estrelles que formen una constel·lació estiguin físicament relacionades; simplement ens servien per orientar-nos i per saber on érem i en quin moment de l’any ens trobàvem.

Això dona lloc a una determinada cosmovisió. Les civilitzacions antigues construïen una visió del món basada en allò que podien observar. D’aquí neix un geocentrisme molt clar: nosaltres interactuem amb el que tenim a prop, i tot el que hi ha més enllà gira al nostre voltant o està connectat amb nosaltres. Hi ha molts exemples diferents de cosmovisions antigues, però totes segueixen un patró semblant.

Després arriba, probablement, la revolució més important per a nosaltres: la revolució dels telescopis. Els telescopis ens permeten desmitificar els astres. Per exemple, descobrim que la Lluna és irregular, imperfecta. Passem d’una cosmovisió centrada en les deïtats, on tot allò que hi ha al cel és perfecte i celestial, a començar a “terrenalitzar” el cosmos.

A poc a poc ens comencem a preguntar si allò que hi ha fora no és, en realitat, semblant al que tenim aquí. I això és gràcies al fet que podem apropar-nos als astres i observar coses que abans no podíem veure.

Aquesta transformació també ens porta a descentralitzar la nostra visió del món. Els telescopis ens permeten fer un seguiment molt més precís del moviment dels astres al cel. Comencem a estudiar, al llarg del temps, la posició dels planetes i del Sol.

De sobte, el model geocèntric necessita òrbites cada cop més complicades per explicar les observacions. Com més precises són les mesures, més complexes es tornen aquestes òrbites. En canvi, el model heliocèntric és molt més simple i explica molt millor el que observem.

Aleshores, els telescopis ens fan abandonar aquesta visió profundament geocèntrica i ens porten cap a una visió heliocèntrica, on entenem que no som el centre, sinó una peça més dins d’un sistema molt més gran.

I, a mesura que podem observar més lluny, entenem que això no passa només amb el sistema solar. Descobrim que formem part d’una galàxia, després d’un grup local, i finalment d’una gran xarxa còsmica. Cada vegada queda més clar que nosaltres no ocupem cap lloc privilegiat.

Arriba un moment, però, en què sabem on són les estrelles i les galàxies, però no sabem què són exactament. I aquí hi ha una idea clau: en astronomia no podem fer experiments directes. No podem reproduir estrelles, galàxies o universos en un laboratori. Per tant, tenim una única eina per observar l’univers: la llum. Tota la informació que rebem de les galàxies i les estrelles arriba a través de la llum. Per això és tan important entendre’n les propietats.

Newton és conegut sobretot per les lleis de la gravetat, però també va estudiar la naturalesa de la llum. La llum es pot descriure com una ona i com una partícula, els fotons. Però aquí ens centrarem sobretot en la descripció ondulatòria.

La llum visible no és tota igual: es pot descompondre en diferents colors. Si ajuntem tots els colors obtenim llum blanca. Cada color correspon a una energia diferent: el blau és més energètic, el vermell menys. Això es descriu amb la longitud d’ona i la freqüència, que són dos conceptes relacionats.

Però la llum visible és només una petita part d’un espectre molt més gran. Hi ha radiació molt menys energètica, com les ones de ràdio, i radiació molt més energètica, com els raigs gamma.

I això és molt útil perquè cada longitud d’ona ens permet observar coses diferents. Amb llum visible podem veure una imatge determinada de la galàxia. Però si observem en infraroig, per exemple, algunes regions es tornen transparents i podem veure què hi ha darrere dels núvols de gas i pols. El mateix passa amb les ones de ràdio.

Avui dia hi ha camps sencers dedicats a observar l’univers en diferents longituds d’ona, i això ens permet construir una imatge molt més completa del cosmos.

Una altra propietat fascinant de la llum és que ens permet saber de què estan fetes les estrelles i les galàxies. Cada element químic té una mena d’empremta dactilar: emet llum en unes longituds d’ona molt concretes.

Per exemple, l’hidrogen emet en unes línies específiques, l’heli en unes altres, i així successivament. Si observem l’espectre de la llum del Sol i identifiquem aquestes línies, podem saber quins elements hi ha presents.

Així és com vam descobrir que la majoria d’estrelles i galàxies estan formades principalment pels mateixos elements: hidrogen, heli, oxigen, carboni, ferro...

I aquí arriba una de les parts més potents: l’efecte Doppler. És el mateix efecte que notem amb una ambulància. Quan s’apropa, el so és més agut; quan s’allunya, és més greu.

Amb la llum passa exactament igual. Si una estrella s’apropa, les seves línies espectrals es desplacen cap al blau. Si s’allunya, es desplacen cap al vermell. Aquest desplaçament cap al vermell és el que anomenem redshift.

Observant l’espectre d’una galàxia podem saber no només quins elements conté, sinó també si s’apropa o s’allunya de nosaltres.

Ara ja tenim els ingredients: entenem la llum i entenem com obtenir informació a partir d’ella. Quin és, doncs, l’estat actual de la cosmologia?

La idea fonamental és que les lleis de la física són iguals a tot arreu de l’univers. Això és conseqüència d’haver abandonat la idea que ocupem un lloc central o privilegiat. També assumim que la velocitat de la llum és constant i finita. I finalment, la gravetat s’entén a través de la relativitat general: la matèria i l’energia deformen l’espai i el temps, i aquesta deformació determina com es mouen els objectes. En altres paraules: allà on hi ha matèria i energia, l’espai-temps es comporta de manera diferent.

Amb tot això, què ens diu l’univers? i sobretot, com ho entenem i com ho observem?

Començaré parlant de la rotació de les galàxies. Fa molt temps, als anys vint del segle passat, es va començar a estudiar, utilitzant la tècnica del redshift, com es movien i com rotaven les galàxies.

El que fem és observar diferents punts d’una galàxia. Apuntem els telescopis cap a un punt de la mateixa i veiem que les línies espectrals es desplacen cap al costat vermell -s’allunya de nosaltres-, i si apuntem cap el costat contrari veiem que es desplacen cap el costat blau -s’acosta cap  nosaltres-. Aquests desplaçaments ens indiquen la velocitat. Com més ràpid gira la galàxia, més gran és el desplaçament que observem.

A partir d’això es van fer estimacions de quina velocitat haurien de tenir les galàxies segons la massa que observàvem. En principi, com més gran i més massiva és una galàxia, més ràpid hauria de girar. Però el que es va trobar és que les observacions no coincidien amb les prediccions. De manera consistent, en moltes galàxies, les velocitats observades eren molt més grans del que esperaríem.

I això és molt important, perquè amb el nostre enteniment més bàsic de la gravetat —ja no parlem ni tan sols de relativitat general, sinó de la gravetat de Newton i Kepler— arribem a la conclusió que hi ha molta més matèria dins les galàxies de la que podem veure. D’aquí neix el concepte de matèria fosca: una forma de matèria que no emet ni absorbeix llum, i que, per tant, no podem observar directament. L’anomenem “fosca” precisament per això.

Aquest va ser el primer gran contacte amb la idea de la matèria fosca: veure que les galàxies giren massa ràpid respecte al que esperaríem amb la matèria visible.

També a principis del segle XX, es van començar a fer mesures molt precises de galàxies. Per una banda es mesurava la distància, i per l’altra, observant de nou el desplaçament de les línies espectrals, es calculava el seu redshift, és a dir, la velocitat amb què s’allunyaven de nosaltres. I el que es va descobrir és que com més lluny es trobava una galàxia, més ràpid s’allunyava.

Aleshores, només hi havia dues possibilitats: o bé nosaltres ocupàvem el centre de l’univers i tot s’allunyava de nosaltres, o bé era el mateix espai el que s’estava expandint. Com que ja havíem abandonat la idea que ocupem un lloc privilegiat, la interpretació que adoptem és que és l’univers mateix el que s’expandeix, i que aquesta expansió és igual en totes les direccions i des de qualsevol punt. Aquesta va ser la primera gran evidència de l’expansió de l’univers.

En aquell moment encara no s’entenia gaire bé què estava passant, però es van recuperar unes solucions de les equacions d’Einstein que permetien precisament un univers en expansió. I aquí apareix una idea molt important: el redshift està relacionat amb el temps.

Per entendre-ho, imaginem que una galàxia emet un fotó amb una determinada longitud d’ona. Si l’espai s’està expandint, aquest fotó viatja a través d’un univers que es va estirant. I, a mesura que l’espai s’expandeix, també s’estira la longitud d’ona del fotó. Això fa que la llum es torni més vermella.

Per tant, quan observem una galàxia molt desplaçada cap al vermell, no vol dir necessàriament que tingui elements diferents, sinó que la llum ha viatjat durant molt de temps a través d’un univers en expansió. Com més gran és el redshift, més espai ha recorregut la llum i, per tant, més enrere en el temps estem observant.

D’aquí surt aquesta idea tan típica que “mirar lluny és mirar enrere en el temps”. La llum triga temps a arribar-nos, així que veure objectes molt llunyans és veure’ls tal com eren en el passat. Així doncs, acabem establint una equivalència entre distància, redshift i temps.

Un cop això va quedar clar, es van fer mesures molt més precises. I el que es va observar és que l’univers no només s’expandeix, sinó que s’expandeix cada vegada més ràpid. És a dir, l’expansió és accelerada.

Hi ha d’haver alguna cosa que fa que l’univers s’acceleri. I davant d’això es va introduir el concepte d’energia fosca: una forma d’energia que no sabem què és ni d’on surt, però que sembla responsable d’aquesta expansió accelerada.

Aquest és el marc teòric actual, i a partir d’aquí va començar l’època de les grans missions espacials.

Per exemple, satèl·lits com WMAP i, posteriorment, Planck, van intentar obtenir la primera “fotografia” observable de l’univers: el fons còsmic de microones.

Segons el model actual, hi va haver un moment en què els primers fotons van poder viatjar lliurement per l’univers. Aquests fotons continuen arribant-nos avui, després de milers de milions d’anys de viatge.

El que observem és un mapa del cel complet, com si despleguéssim una esfera en dues dimensions.

I aquesta imatge (figura 1 ) conté una quantitat enorme d’informació sobre les propietats fonamentals de l’univers.El més important no és tant el valor exacte d’un punt concret, sinó les propietats estadístiques globals: com es relacionen les diferents regions entre elles.

Figura 1. Dades obtingudes a partir del fons còsmic de microones

Analitzant aquestes correlacions podem extreure propietats fonamentals de l’univers. Per exemple: la curvatura de l’univers, la quantitat total de matèria, la proporció de matèria ordinària, o la velocitat actual d’expansió.

Això va donar lloc al que avui anomenem cosmologia de precisió: una cosmologia basada en quantitats enormes de dades i anàlisis estadístiques molt potents. D’aquí neix el model cosmològic estàndard, el model ΛCDM. La lletra lambda representa l’energia fosca, i CDM significa “cold dark matter”, és a dir, matèria fosca freda.

Aquest model ens dona una imatge com la següent (figura 2 ). Si tirem enrere en el temps, es fa cada vegada més petit fins arribar a un estat extremadament dens i calent: el que anomenem Big Bang. Després hi hauria hagut un període inflacionari, en què l’univers es va expandir rapidíssimament. Més endavant es formen els primers fotons lliures —els que observem en el fons còsmic de microones— i, a partir d’aquí, la matèria comença a agrupar-se sota l’efecte de la gravetat: es formen estrelles, galàxies, cúmuls i finalment tota l’estructura a gran escala que observem avui.

Figura 2. L’evolució de l’Univers

El problema és que, tot i tenir aquesta “foto inicial” i l’univers actual, ens costa entendre exactament què ha passat entremig. I aquí és on entren moltes de les tècniques modernes de cosmologia observacional.

Segons aquest model, aproximadament un 70 % del contingut de l’univers és energia fosca, més d’un 25 % és matèria fosca, i menys d’un 5 % és matèria ordinària: la matèria de què estem fets nosaltres.

És evident que això genera incomoditat. El 95 % del contingut de l’univers correspon a coses que no hem observat directament i que no entenem del tot. No sabem exactament què són la matèria fosca i l’energia fosca, però el model funciona extraordinàriament bé. Per això hi ha alternatives i crítiques al model estàndard. El problema és que, fins ara, cap altre model aconsegueix explicar les observacions amb el mateix èxit.

I com que no podem crear universos ni reproduir aquestes condicions en un laboratori, el que intentem és observar l’evolució de l’univers al llarg del temps. Per fer-ho necessitem objectes o estructures que puguem utilitzar com a referències: coses de les quals sapiguem la mida o les propietats físiques i que puguem comparar en diferents moments còsmics.

Una de les tècniques més importants és estudiar l’estructura a gran escala de l’univers. Quan cartografiem milions de galàxies, veiem que l’univers té una estructura filamentosa, com una xarxa còsmica. I, si analitzem aquestes estructures estadísticament, apareix una escala característica: una distància preferent entre galàxies (figura 3).

Figura 3. Estructura estadística de l’Univers

L’origen d’aquesta escala es troba en l’univers primitiu, quan la matèria ordinària i els fotons formaven un plasma calent i dens. En aquest plasma hi havia una competència entre la gravetat, que intentava concentrar la matèria, i la pressió de la radiació, que intentava expandir-la. Això generava ones de pressió, com ones sonores, que es propagaven pel plasma primordial.

Quan els fotons es van desacoblar de la matèria i van començar a viatjar lliurement, aquestes ones van quedar “congelades” en la distribució de matèria. Com a resultat, avui hi ha una lleugera preferència perquè les galàxies apareguin separades per una determinada distància. I això és fantàstic perquè aquesta escala la podem predir teòricament.

Així, observant com varia aquesta distància a diferents èpoques de l’univers, podem mesurar directament com s’ha expandit l’espai al llarg del temps.

Quan fem aquestes mesures, el que trobem és que, efectivament, l’univers era més petit en el passat i s’ha anat expandint fins avui. I, a més, confirmem que aquesta expansió és accelerada. Sense energia fosca esperaríem una evolució diferent; en canvi, les dades indiquen clarament aquesta acceleració còsmica.

I aquesta és una mesura molt potent, perquè arriba un punt en què només hi ha dues opcions: o bé canviem la teoria, o bé acceptem que realment hi ha algun tipus d’energia fosca. Per això és una observació tan interessant.

Una altra cosa que podem fer és intentar calibrar aquesta velocitat d’expansió: intentar entendre com de ràpid s’està expandint l’univers avui dia.

Amb la tècnica dels “regles estàndard”, la que us explicava abans amb aquestes escales característiques, això es pot fer, però és complicat. Però existeix una altra metodologia: les anomenades candeles estàndard. En aquest cas, en lloc d’utilitzar una mida coneguda, fem servir objectes dels quals coneixem la brillantor intrínseca.

Hi ha un tipus d’estrelles anomenades cefeides que tenen una propietat molt especial: la seva brillantor oscil·la periòdicament. I el que es va descobrir fa molt temps és que hi ha una relació universal entre el període d’aquesta oscil·lació i la brillantor real de l’estrella: com més llarg és el període, més brillant és la cefeida. Així, comparant la brillantor real amb la brillantor observada, podem calcular la distància d’aquests objectes.

Com veieu, en cosmologia ens inventem totes les tècniques possibles per mesurar distàncies, perquè és una de les coses més difícils que tenim.

Un cop tenim la distància d’una cefeida, busquem una situació molt concreta: una galàxia que contingui tant una cefeida com una supernova. Una supernova és l’explosió final d’una estrella quan acaba la seva vida. És un fenomen extremadament brillant.

Si una galàxia conté una cefeida i una supernova, podem utilitzar la cefeida per calcular la distància de la galàxia. I, per tant, també sabem a quina distància es troba aquella supernova.

Quan es va començar a fer això de manera sistemàtica, es va descobrir una cosa molt interessant: les supernoves d’un determinat tipus brillen pràcticament totes igual. Això vol dir que també es poden utilitzar com a candeles estàndard. Si sabem quant haurien de brillar i observem que brillen menys, podem calcular-ne la distància.

I aquí construïm una mena d’escala còsmica de distàncies. Primer tenim les cefeides properes. Després, galàxies que tenen cefeides i supernoves. I finalment, supernoves molt més llunyanes. Això ens permet relacionar distància i redshift amb una precisió enorme. En el fons, és el mateix que es va fer quan es va descobrir l’expansió de l’univers, però ara amb moltes més dades i molta més precisió.

El paràmetre que ens diu quant val l’expansió actual de l’Univers és la constant de Hubble, H₀. Potser us sona pel concepte de la “tensió de Hubble”. I aquí és on les coses es comencen a complicar.

En principi sembla que ho tenim tot: tenim una imatge de l’univers primitiu, tenim mesures de la seva història d’expansió i tenim mesures de la velocitat d’expansió actual. Sembla fantàstic. Sembla que estigui tot resolt. Però no.

El problema és que tenim diferents tècniques, que observen moments diferents de la història de l’univers i que es basen en fenòmens físics molt diferents... i aquestes tècniques no donen el mateix resultat.

Per exemple, les mesures basades en el fons còsmic de microones i en les oscil·lacions acústiques bariòniques donen un valor del paràmetre de Hubble al voltant de 68 km/s/Mpc. En canvi, les mesures basades en cefeides i supernoves donen valors més propers a 72 km/s/Mpc (figura 4).

Figura 4. La tensió de Hubble

I pot semblar poca diferència, però el problema és que aquestes mesures són avui tan precises que aquesta discrepància ja no es pot ignorar. Les barres d’error ja no se solapen. Estadísticament, les dues mesures són incompatibles.

Això és el que coneixem com la tensió de Hubble: dues maneres molt diferents de mesurar el mateix paràmetre donen resultats irreconciliables.

Durant molt temps es pensava que potser era un problema experimental o metodològic. Però cada vegada costa més justificar-ho així. I això fa aparèixer una pregunta molt interessant: el problema és en les mesures... o és que el nostre model cosmològic comença a trencar-se?

Però encara hi ha més. Les tècniques que estudien la història d’expansió de l’univers semblen indicar també que l’energia fosca podria no ser constant en el temps. El model estàndard assumeix que l’energia fosca té sempre les mateixes propietats. Però algunes observacions suggereixen que podria evolucionar. I això és una altra tensió important dins del model cosmològic actual.

Per tant, ens trobem en una situació molt curiosa: tenim un model que funciona extraordinàriament bé i que explica gairebé totes les observacions, però alhora comencen a aparèixer esquerdes molt consistents.

I ara mateix hi ha tres grans línies de treball: entendre millor la matèria fosca, entendre millor l’energia fosca, i buscar noves maneres de mesurar l’expansió de l’univers.

Per exemple, una de les grans missions actuals és Euclid, un satèl·lit europeu dissenyat específicament per estudiar la matèria fosca i l’energia fosca. Una de les tècniques que utilitza és la de les lents gravitacionals. La gravetat pot deformar la llum de galàxies llunyanes, i aquesta deformació ens dona informació sobre la distribució de matèria, inclosa la matèria fosca.

Després hi ha DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), que és la col·laboració on jo treballo. El que fem és cartografiar milions de galàxies per estudiar aquestes estructures a gran escala i mesurar amb molta precisió la història d’expansió de l’univers.

També tenim el telescopi James Webb, que observa principalment en infraroig. Això li permet veure molt més lluny i observar les primeres galàxies de l’univers. I això és important perquè ens permet comprovar si la nostra cronologia còsmica és correcta. Potser quan observem molt enrere en el temps trobem estructures més evolucionades del que esperaríem, i això podria indicar que alguna cosa del nostre model temporal no acaba de quadrar.

Després tenim l’LSST (Legacy Survey of Space and Time) que observarà enormes quantitats de supernoves. Això és important perquè les supernoves són fenòmens transitoris: apareixen i desapareixen. Necessitem moltes observacions i dades molt precises. Potser, amb moltes més supernoves, la tensió de Hubble es reduirà. O potser passarà just el contrari i es farà encara més gran.

I finalment tenim col·laboracions com LIGO, Virgo i KAGRA, que detecten ones gravitacionals produïdes per fusions de forats negres i estrelles de neutrons. Aquestes observacions podrien proporcionar una manera completament nova i independent de mesurar l’expansió de l’univers.

I amb aquest panorama m’agradaria acabar amb una idea: encara queda moltíssim per descobrir. En realitat, la gran diferència entre el que sabíem abans i el que sabem ara no és tant que ho entenguem tot millor, sinó que cada vegada podem observar més coses i amb més precisió. I al final, el que continua movent aquest camp és exactament el mateix que movia les primeres civilitzacions a mirar el cel: la curiositat.

Espero que algun dia entenguem què són la matèria fosca i l’energia fosca... però, si pot ser, que sigui cap al final de la meva carrera científica, perquè si no després no sabré de què treballar.

Col·loqui

Segons les teories actuals, creieu que l’univers s’expandirà eternament o acabarà contraient-se amb un “Big Crunch” ?
El que observem actualment és que l’univers s’expandeix cada vegada més ràpid. Si les propietats de l’energia fosca no canvien amb el temps, això ens portaria cap a un escenari d’expansió indefinida. Però encara no ho sabem.

Què són les oscil·lacions Acústiques de Barions (BAO)?
En l’univers primitiu hi havia una mena de sopa calenta formada per fotons i matèria, tots dos fortament acoblats. Els fotons tendeixen a escapar-se, mentre que la gravetat tendeix a retenir la matèria. Aquesta competència va generar una mena d’ones de pressió, com ones sonores.

Quan l’univers es va refredar prou, els fotons finalment es van desacoblar i van començar a  viatjar lliurement. La matèria, en canvi, va quedar “congelada” en aquella distribució.

A partir d’aquí, tota l’evolució va ser principalment gravitacional: les regions amb una mica més de matèria atreien encara més matèria, i allà va ser més probable que es formessin galàxies. Per això acabem observant aquestes estructures característiques.

Quan observeu l’evolució de les oscil·lacions acústiques bariòniques en funció del temps, esteu observant el mateix objecte en moments diferents?
No. El que observem és el mateix fenomen físic en objectes diferents i a diferents moments còsmics. És a dir, no seguim una mateixa galàxia al llarg del temps, sinó que observem moltes galàxies situades a diferents distàncies —i, per tant, en diferents èpoques de l’univers.