Els horitzons de l’univers (V): un univers de galàxies en expansió (la definició contemporània d’univers)

Al llarg d’aquesta sèrie, eixamplem els nostres horitzonts o el nostre punt de mira. Els nostres esquemes mentals pateixen canvis considerables. Les tres dimensions “topocèntriques” són marcades pel fet que una de les dimensions (dalt-baix) coincideix amb la direcció del camp gravitatori terrestre. I la qüestió del “centre de la terra” (del melic del món) s’esvaeix en l’aire en comprendre que la superfície terrestre és finita, sí, però il•limitada. Les distàncies, inicialment intuïdes, són calculades, i deixen el nostre món particular convertir en una ínfima superfície d’una bola igualment ínfima en la grandària enorme de l’univers. La paraula món, com la paraula univers, tenen un caràcter polisèmic. El món pot ser la nostra localitat, o la suma de totes les localitats poblades del planeta (l’ecumene), la superfície planetària (l’orbe) o el planeta en ell mateix. L’univers va més enllà, és clar. Cal encarbir-hi tot allò que ens pot influir. Certament, per al nostre planeta, la influència suprema l’exerceix el Sol. Però fins i tot les galàxies més allunyades ens influeixen, ni que sigui en forma d’un grapat de píxels d’una imatge presa per un telescopi.

La grandària de l’univers

La mesura de les distàncies còsmiques, ni que sigui de manera aproximada, ha tingut una influència cabdal en la imatge que tenim de l’univers. No és estrany que en el vocabulari popular s’hagi introduït l’expressió de “distància astronòmica” o de “xifra astronòmica”. Hesíode ja s’imaginava que la distància entre el cel i la terra havia de ser d’uns nou dies de camí. Recopilant dades sobre eclipsis, Anaxàgores de Clazomene computava que no hi havia efecte de “paral·latge” per al Sol entre localitats situades a Grècia. Això volia dir que el Sol era situat a una distància força notable. Aristarc de Samos va provar de calcular les distàncies relatives entre Sol, la Terra i la Lluna, i va trobar que d’aquestes distàncies se’n deduïa que el Sol era molt més gran que la Terra. D’altres autors, calculaven la circunferència de la Terra. Deixant de banda, factors com l’exactitud de les dades, o el fet de no disposar d’una unitat estandarditzada, l’astronomia de l’antiguitat grega es feia una idea de les distàncies relatives entre els planetes. En el segle XVII, amb les lleis de Kepler, s’obtingueren unes dades de distàncies relatives força exactes que, gràcies a les observacions dels trànsits de Venus, esdevingueren en distàncies absolutes. Cada vegada que repassem les dades, adquirim una idea clara de com de buit és el nostre propi Sistema Solar.

El Sistema Terra-Lluna a escala. Si volguessim representar de manera similar, el Sistema Solar ens trobaríem que cada planeta no arriba ni a un píxel.

En el capítol anterior, trobàvem que les distàncies als estels eren encara més enormes. Els astrònoms grecs i àrabs provaren de mesurar les distàncies als estels a través del paral·latge anual, sense èxit, per la qual cosa deduïrem que la distància a l’esfera celeste devia ser gegantina. Arquimedes parla d’una distància de 100 bilions (1014) estadis, és a dir uns 2•1016 metres. Aquesta xifra cal allargar-la successivament, a partir del segle XVII, quan la goniometria guanya en capacitat tècnica. Per exemple, no existeix cap estel que presenti un paral•latge anual de més d’un arcsegon (1/3600 parts de grau sexagesimal). Si n’hi hagués, podríem dir que aquest estel es troba a una distància de més de 200.000 unitats astronòmiques (1 UA = distància mitjana entre el Sol i la Terra) o 3•1016 m, o, per dir-ho més senzillament, a un “parsec de distància”. L’estel més proper, Proxima Centauri, té un angle de paral•latge de 0,769 arcsegons (1,3 parsec o 4•1013 m). A partir de 1838, hom va calculant el paral•latge dels estels més propers. Alhora, hom va adquirint una idea precisa de la natura de la Via Làctia, com a disc d’estels.

La mesura del paral·latge, però, no era aplicable a estels molt distants. De totes formes, hom podia emprar els coneixements de la classificació dels estels. Si hom assignava un estel distant (de paral·latge desconegut) a una determinada classe d’estels, entre els quals si hi hagués estels de distància coneguda, hom podia deduir la distància de l’estel problema tot comparant la magnitud aparent amb la magnitud absoluta típica d’aquesta classe d’estels. En l’any 1784, per exemple, Edward Pigott i John Goodricke havien trobat, paral•lelament, un comportament variable cíclic en la lluminositat, respectivament, d’Eta Aquilae i de Delta Cephei. Es definia, doncs, el grup de “variables cefeids” (en honor a Delta Cephei). Gràcies a les aportacions d’Henrietta Swan Leavitt, en 1908, es conegué la relació entre període i lluminositat dels variables cefeids. Això volia dir, que hom les podria emprar com a “llums de referència”. La mateixa Swan Leavitt les emprà per establir clarament que els Núvols Magellànics són objectes exteriors (però propers) a la Via Làctica. Harlow Shapley, el 1915, emprà estudis sobre variables cefeids per elaborar un mapa de la Via Làctia i determinar la posició que el Sol ocupa en aquesta galàxia.

El 26 d’abril del 1920, tingué lloc a l’Smithsonian Museum of Natural History un debat entre Harlow Shapley i Heber Curtis sobre “l’escala de l’univers”, que la premsa va divulgar sota el comprensiu nom de “The Great Debat”. Era un debat que s’arrossegava gairebé de l’època que hom comprengué que el Sol formava part de la Via Làctia, ja en el segle XVIII. Bàsicament, calia escatir si la Via Làctia constituïa la major part (o la totalitat) de l’univers, o si algunes (o totes) les nebuloses fixes catalogades per Messier i d’altres autors eren galàxies elles mateixes. En certa mesura, el debat recordava a les controvèrsies animades per Giordano Bruno i Thomas Digges, sobre si els estels fixos eren comparables al nostre Sol en grandària. Aquell debat sobre els estels, s’havia resolt en favor de Bruno i Digges. I ara? Shapley disposava de les dades sobre la forma de la Via Làctia, i de la seva immensitat (uns 30.000 parsecs de diàmetre). També recalcava la posició perifèrica del Sol respecte del centre galàctic. Per Shaple, el centre galàctic era també el centre de l’univers. Certament, els Núvols Magellanics eren objectes extragalàctics, i també ho devien ser algunes nebuloses, però tots aquests objectes extragalàctics no tenien més que un pes anecdòtic en comparació amb la massa de la Via Làctia.

Shapley recordava que si la Nebulosa de l’Andromeda, tal com sostenia Curtis, era una galàxia comparable a la Via Làctia, això exigiria una distància entre l’Andromeda i la Via Làctia de 30 milions de parsecs. D’altra banda, Shapley arguïa que les observacions de Adriaan van Maanen sobre la rotació de la M101, només podien encaixar amb la teoria especial de la relativitat, si la M101 era un objecte extragalàctic relativament proper i no pas situat a milions de parsecs de distància.

Curtis acceptava que si les observacions de Van Maanen eren correctes, la M101 no podia ésser una “galàxia separada”. En canvi, l’Andromeda sí era per a Curtis nítidament un “univers illa”, separat per megaparsecs (i per tant a més d’un milió d’anys-llum de distància). Curtis recordava que hom havia observat en la història recent més noves en la Nebulosa de l’Andromeda que en la Via Làctia.

Entre l’època que Bruno o Digges proclamaven que el Sol era un estel més entre milers d’estels, i l’època que això es va corroborar físicament, passen més de dos segles. Entre l’època que Curtis i Shapley debaten sobre si la Via Làctia és una galàxia més entre milers de galàxies, i l’època que s’arriba a una conclusió científica, passen poc més de dos anys. Edwin Hubble, que des de 1919 treballava a l’Observatori del Mount Wilson, armat amb el recentment instal·lat Telescopi Hooker (el més gran del món), forniria entre 1922 i 1923 dades rellevants. Va identificar l’existència de variables cefeids a la Nebulosa d’Andromeda i a la Nebulosa del Triangle. Aquests variables cefeids, comparats amb els de la Via Làctia, mostraven que Andromeda i Triangle eren tan lluny de nosatres, que devien constituir galàxies de dimensions similars a la de la Via Làctia. Fet i fet, l’estructura espiral d’Andromeda o de Triangle fou una inspiració per fer-nos una idea de l’estructura espiral de la Via Làctia.

Edwin Hubble no tan sols demostrà que les nebuloses elíptiques eren “universos illes” o “galàxies”, sinó que també va fer una classificació morfològica de les galàxies.

Els comptatges actuals de galàxies, estimen el nombre de galàxies observables en 1,7•1011 galàxies. És un nombre colpidor. La majoria de galàxies fan de 1000 a 100.000 parsecs de diàmetre, i la distància intergalàctica típica és de l’ordre de milions de parsecs. Aquesta relació entre diàmetre galàctic i distància intergalàctica, és considerable però és menor a la relació que hi ha entre diàmetre estel·lar (milions de km) i distància interstel·lar (bilions de km). L’espai intergalàctic, doncs, és menys abismal que l’espai interstel·lar que hi ha dins de cada galàxia. Però l’espai intergalàctic és d’una buidor immensa (dentitat inferior a un àtom per m3) si el comparem amb l’espai interstel·lar (densitat de 1012 partícules per m3). En cada galàxia hi ha un nombre d’estels similars al nombre de galàxies que hi ha en l’univers, de manera que el còmput global d’estels podria anar al voltant de 3•1023.

De la mateixa manera que els estels d’una galàxia no es distribueixen uniformement, sinó que apareixen en cúmuls estel·lars, braços galàctics, etc., també les galàxies es distribueixen de forma agregada. En primer lloc, hi ha els cúmuls galàctics, que integren galàxies que interactuen fortament des d’un punt de mira gravitatori. Al voltant de la Via Làctia hi ha un seguit de galàxies menors. La Via Làctia, l’Andromeda i el Triangle formen el Grup Local. El Grup Local, en ell mateix, és un component menor de l’anomenat Supercúmul de Virgo (que inclou el Cúmul de Virgo, i els Cúmuls d’Eridanus-Fòrnax, com a components principals).

Si mirem l’univers a uns 1000 milions d’any-llum a la rodona trobem un centenar de supercúmuls. Aquests supercúmuls s’organitzen en fulls i en filaments, tot deixant entre ells espais buits.

La velocitat de la llum i la teoria especial de la relativitat

Ja hem vist abans que la distància entre la Terra i la Lluna era prou gran com perquè la llum requereixi més d’un segon per viatjar-hi. I és que la llum no es transmet de forma instantània. Empèdocles ja havia deduït això tot definint la llum com “quelcom en moviment”. Aristòtil, contràriament, havia sostingut que la llum és degut a la presència de quelcom, però que la llum no és moviment. Els filòsofs d’Alexandria sostenien que la llum era emesa pels ulls (o pels òrgans visuals d’altres animals), i que contacta amb la font il•luminadora (el Sol, la Lluna, el foc) en cada cas. No fou fins a l’època d’Alhazen (vers l’any 1021) que aquesta idea fou substituïda pel parer que els ulls capten la llum que els arriba. En tant que la llum havia de ser una matèria substancial, Alhazen, com al-Biruni o Roger Bacon, deduïen que la velocitat de la llum devia ser finita. Una altra línia d’opinió, defensada per Witelo en el segle XIII, i sostinguda després per Kepler o Descartes, assumia que la velocitat de la llum era infinita (és a dir, instantània) quan havia de cobrir les distàncies interplanetàries (l’espai buit). Descartes defensava la instantàneïtat de la llum no tan sols degut a observacions astronòmiques (com els eclipsis lunars i solars), sinó també per les conseqüències filosòfiques d’un univers amb una velocitat finita de la llum.

Isaac Beeckman, en 1629, i Galileo Galilei, en 1638, proposaven la realització d’experiments per mesurar la velocitat de la llum, tot jugant amb canons, fogueres i miralls. En 1667, un d’aquests experiments fou dut a terme: hi havia el problema de mesurar fraccions de segon en distàncies de l’ordre de centenars o milers de metres.

Ole Rømer, en 1676, treballava a l’Observatori de París sobre els satèl•lits galileans de Júpiter. L’objectiu d’aquesta recerca era l’aplicació de l’observació d’aquests satèl•lits (assequibles a lents de no gaire augment) per determinar amb precisió la longitud geogràfica de l’observador. Rømer observà una discrepància entre el període orbital d’Io quan la Terra s’apropava a Júpiter respecte de quan s’allunyava. Rømer interpretà aquesta discrepància com l’efecte de la velocitat finita de la llum, i l’avaluà en 22 minuts per creuar l’òrbita de la Terra. Huygens i Newton treballaren sobre els càlculs de Rømer. En 1729, James Bradley identificà i explica el fenomen de l’aberració estel·lar, és a dir el moviment aparent d’objectes celestes respecte de les localitzacions fixes en l’esfera celeste. Vinculà aquest efecte a la finitud de la velocitat de la llum, i a la translació de la Terra al voltant del Sol. Bradley, a més de fornir una evidència empírica sòlida, del sistema heliocèntric, permetia calcular la velocitat de la llum amb una precisió gairebé moderna.

La natura de la llum com a ona electromagnètica, permeté el seu encardinament en la teoria de James Clark Maxwell (A Dynamical Theory of the Electromagnetic Fideld, 1865). No entrarem ara a les discussions entre les teories corpuscular i ondulatòria de la llum. El cas, però, és que la teoria ondulatòria guanyava pes en l’època de Maxwell. Les ones requereixen, en teoria, un medi de propagació. Fou així com nasqué la idea de l’èter luminífer, com a substància material que omplia l’espai interplanetari (i interestel·lar). L’èter luminífer, també permetia de parlar d’un marc de referència universal. En el 1887, l’experiment Michelson-Morley provà de trobar la velocitat relativa de la Terra respecte de l’èter luminífer, sense èxit. Hendrik Lorentz, el 1895, presentà les transformacions necessàries per descriure els fenòmens físics des de marcs de referència diferents, tota vegada que semblava que calia oblidar la idea d’un marc de referència absolut. El 1905, Albert Einstein publica la teoria especial de la relativitat, que explica com poden haver-hi constants físiques (com la velocitat de la llum) per a marcs de referència inercials. El 1907, Hemann Minkowski considerava que la teoria einsteniana i les transformacions lorenzianes s’entenien millor si s’expresava en un “espai-temps quatridimensional” (tres dimensions espaials i una dimensió temporal).

Descartes tenia molta raó. Si la velocitat de la llum era finita, tot el sistema cartesià de coordenades es veuria sacsejat. Els marcs privilegiats de referència desapareixien. Temps i espai esdevenien relatius en aquesta nova visió.

La teoria general de la relativitat i l’expansió de l’univers

Ja hem dit que la teoria especial de la relativitat parla de la identitat de les lleis físiques fonamentals per a qualsevol marc de referència inercial. Però, i els marcs no-inercials? Els marcs no-inercials són aquells que són sotmesos a una determinada acceleració (o frenada), és a dir, que són sotmesos a una força externa. En la teoria general de la relativitat, Albert Einstein s’ocupa d’aquesta qüestió. La teoria general de la relativitat també és una teoria de la gravitació, en tant que la gravetat és una força que genera marcs no-inercials.

La teoria general de la relativitat es publica el 1917. Mentre se’n desenvolupen les conseqüències, Edwin Hubble estableix un model d’univers de galàxies. Alhora, els estudis de Vesto Slipher i de Carl Wilhelm Wirtz, havien posat de manifest que les nebuloses tendeixen a mostra desplaçaments espectrals explicables a través d’una velocitat radial positiva. Dit d’una altra manera, la majoria de les galàxies de Hubble tendeixen a allunyar-se de la nostra.

Aquesta expansió de l’univers era sostinguda, d’una banda, per les dades empíriques de Hubble, i per les aportacions que resolien les equacions de camp de la teoria general de la relativitat. La resolució d’aquestes equacions es fa a través de la mètrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW).

Un univers en expansió era una proposta incòmoda. Si rebobinem en el temps, un univers en expansió ha de tenir un origen en un punt. Fred Hoyle feia befa d’aquesta idea d’origen, que anomenava Big Bang. L’expressió causà fortuna. Einstein s’hi resistí, i cercà de bades d’introduir una constant cosmològica que compensés l’expansió universal. Hoyle i d’altres autors no discutien l’expansió de l’univers en termes d’allunyament entre les galàxies existents, però defensaven que la densitat de l’univers havia de ser constant, i que entre els espais intergalàctics, apareixen noves galàxies que omplen els buits generats (teoria de l’estat estacionari). La descoberta de la radiació còsmica de fons suposà un impuls per la teoria del Big Bang. Quedaven, naturalment, moltes qüestions obertes. Com s’explica que l’univers sigui aparentment pla (les tres dimensions espaials semblen perfectament perpendiculars entre elles), homogeni (si més no, a escala de les grans estructures de filaments de supercúmuls galàctics) i isotròpic (amb un aspecte similar en totes les direccions)?.

En el 1980, Alan Guth presentava la idea de la inflació còsmica. L’univers era pla, homogeni i isotròpic per haver-se originat a partir d’una petita regió “causalment connectada”. La inflació consistí en un augment del volum d’aquesta regió (en un factor de 1078) en un període breu però determinant de l’origen de l’univers (entre 10-36 s i 10-33 s després del Big Bang).

La matèria bariònica, una forma marginal d’existència

Abans hem dit que els estels d’una galàxia són separats per distàncies relativament més elevades que les distàncies que hi ha entre les pròpies galàxies. Això s’explica pel fet que una galàxia és quelcom més que una suma d’estels. Les galàxies contenen entre 107 i 1014 estels. Els estels, per ells mateixos no poden explicar, ni la cohesió gravitatòria de les galàxies, ni les interaccions gravitatòries que permeten la formació de cúmuls i supercúmuls galàctics. El 90% de la matèria galàctica no és atribuïble a la matèria d’estels, restes estel•lars, planetes, nebuloses, etc. Aquesta matèria rep, a falta de millor nom, el de “matèria fosca”. Però tampoc la “matèria fosca” explica en ella mateixa la dinàmica de l’expansió de l’univers. Si l’univers consistís únicament en matèria i en les formes d’interacció (electromagnètica, nuclear feble, nuclear forta, gravitatòria), hom esperaria que la taxa d’expansió fos molt menys elevada que no pas registren els desplaçaments espectrals de les galàxies més allunyades.

El model Lambda-CDM assumeix un univers integrat bàsicament per “l’energia fosca” (o constant cosmològica, associada a l’energia de buit) i la “matèria fosca” (CDM, cold dark matter, en referència a una matèria fosca freda, és a dir no-relativística).

Les dades d’aquest model són un retrat de l’univers:
– el 73% de la densitat energètica de l’univers consisteix en l’energia fosca o constant cosmològica (lambda).
– el 23% de la densitat energètica de l’univers consisteix en matèria fosca. Hom no entra a jutjar sobre la natura d’aquesta matèria fosca, encara que el més probable és que es tracti de matèria no-bariònica, és a dir amb una massa no conformada per protons i neutrons.
– el 4% restant és integrat bàsicament per hidrogen i heli lliures. Els estels tan sols suposen un 0,5% de la densitat energètica de l’univers. Els neutrinos són un 0,3%. Els elements pesants, és a dir, tots els elements que van més enllà de l’heli, suposen únicament un 0,03% de la densitat energètica de l’univers. Si això no és un “desplaçament copernicà”, ja em direu.

D’acord amb aquest model, l’edat de l’univers, en la nostra localitat, és de 1,375•1010 anys. A partir d’aquest model, també podem calcular les dimensions de l’univers observable.

Parlar de l’univers observable és com tornar a aquells models de l’univers on l’observador era en el centre del món. Però és justament això el que passa en un univers amb una velocitat de la llum finita i amb una expansió còsmica creixent. Només poden ser visibles aquells segments de l’univers que siguin prou antics com perquè la llum ens pugui arribar, però que alhora no siguin massa lluny com perquè l’expansió de l’univers no els faci desaparèixer darrera de l’horitzó còsmic.

Parlar de llargues distàncies en un univers en expansió, exigeix definicions de coordenades de co-moviment. En un univers de la velocitat finita de la llum, mirar a la distància és sempre mirar al passat. Això explica que, malgrat que l’univers tingui tan sols 13.750 milions d’anys, l’horitzó de l’univers observable es trobi a una distància de 14,3 gigaparsecs (és a dir, 46.000 milions d’anys-llum).

Si seguissim al peu de la lletra el consell de Wittgenstein, no aniríem més enllà d’allò que no podem observar. Ens quedaríem en aquest univers observable de 1,7•1011 galàxies, distribuïdes en un volum de 3•1080 m3. Però la mateixa expressió “univers observable” desmenteix la completitud d’aquest “univers”.

Arxivat a Ciència i Tecnologia
One comment on “Els horitzons de l’univers (V): un univers de galàxies en expansió (la definició contemporània d’univers)
  1. Oriol López ha dit:

    Amb aquestes dimensions, els problemes humans semblen molt petits.

Els comentaris estan tancats.

%d bloggers like this: