Cosmologia: Una de les conseqüències de l’acceptació de la teoria general de la relativitat, és l’acceptació de l’expansió de l’univers. Albert Einstein considerà que “l’error més gran de la seva vida” fou, justament, la introducció d’una “constant cosmològica” que anul•lés aquesta conseqüència expansiva. Les observacions d’Edwin Hubble havien mostrat que el nostre és un univers de galàxies, i de galàxies que, per terme mitjà, s’allunyen les unes de les altres. La conseqüència d’un univers en expansió és que, si retrocedim en el temps, tot l’univers es concentra en un punt infinitesimal. Fred Hoyle ridiculitzà aquesta idea i anomenà el punt inicial ‘Big Bang’, tot proposant un model d’univers estacionari compatible amb l’expansió de l’univers [les galàxies, segons aquest model, s’allunyen unes de les altres, però noves galàxies cobreixen els “buits” que es generen]. La descoberta de la radiació còsmica de fons va fer que s’acceptés la idea del Big Bang. En l’any 1980, Alan Guth presentà un model d’inflació del “jove univers” que explicava la seva uniformitat. D’altra banda, l’existència d’estructures materials a gran escala (supercúmuls de galàxies, filaments de supercúmuls, etc.) s’explicaria per l’atracció gravitatòria de la matèria… Però devia haver una “matèria fosca” més enllà de la “matèria visible” (la que emet radiació o n’absorbeix). Vora una dècada després de Guth, el panorama cosmològic s’amplià amb “l’energia fosca”. En certa manera, Einstein no anava desencaminat amb la constant cosmològica. Però, lluny d’aturar o frenar l’expansió de l’univers, l’energia fosca l’accelera més i més… Foren les observacions de supernoves distants, d’una banda de Saul Perlmutter, i de l’altra de Brian P. Schmidt i Adam G. Riess, les que descobriren “l’expansió accelerada de l’univers”. Per aquesta raó, se’ls ha concedit el Premi Nobel de Física del 2011.
L’observació de supernoves Ia, com la de la imatge, en la galàxia NGC3972, permet avaluar amb precisió la posició i la velocitat radial de la galàxia que l’hostatja.
Saul Perlmutter
Saul Permutter (*Champaign-Urbana, Illinois, 1959) es doctorà el 1986 per la Universitat de Califòrnia a Berkeley. En l’actuació és cap del Projecte de Cosmologia de Supernoves i professor d’astrofísica del Lawrence Berkeley National Laboratory I de la University of California.
Brian P. Schmidt
Brian P. Schmidt (*Missoula, Massachussetts, 1967) es va doctorar a la Harvard University. Actualment, és cap de l’equip de recerca en supernoves d’alta-z i professor de la Universitat Nacional Australiana. Manté un excel·lent pàgina web explicativa del seu treball per al gran públic.
Adam G. Riess
Adam G. Riess (*Washington, DC, 1969) es va doctorar el 1996 a la Harvard University. En l’actualitat és professor d’astronomia i física de la Johns Hopkins University i de l’Space Telescope Science Institute.
Les supernoves com a candeles de referència
Han passat poc de noranta anys del debat Shapley-Curtis del 1920. En aquell moment es debatia la natura de les nebuloses, com la nebulosa de l’Andromeda o la nebulosa del Triangle, etc. Eren aquestes nebuloses objectes perifèrics de la Via Làctia, o eren galàxies en elles mateixes? El debat el podem expressar de manera més senzilla: és la Via Làctia, la galàxia-univers, o l’univers es fet de milers o milions de galàxies? El debat partia d’un problema: el còmput de les distàncies. Per saber les dimensions de la nebulosa de l’Andromeda no n’hi ha prou amb calcular la distància angular aparent que ocupa en el cel. La nebulosa de l’Andromeda pot semblar-nos petita, en relació a la Via Làctia, bé per situar-se molt lluny, o bé per ésser realment petita. Calia determinar, doncs, la distància relativa de l’Andromeda. Per fer-ho, hom necessitava observar-hi a l’Andromeda un estel que fos d’un tipus ben específic: la magnitud aparent de l’estel seria explicable per la distància relativa de l’Andromeda. En el 1925, Edwin Hubble va observar a l’Andromeda estels variables cefeids. La magnitud d’aquests estels variables era tan petita, que calia assumir que l’Andromeda era una galàxia tan gran com la Via Làctia i situada a desenes de diàmetres galàctics de distància.
En els anys següents, Hubble va observar les línies espectrals de la llum procedent de les galàxies conegudes. Va trobar-se amb un desplaçament que s’explicaria si les galàxies, per norma general, tendeixen a allunyar-se les unes de les altres, i allunyar-se més com lluny hi són. Com que aquesta “expansió de l’univers” ja havia estat anunciada teòricament pels epígons d’Einstein i de la teoria de la relativitat general, la nova teoria (“un univers de galàxies en expansió”) guanyà progressivament credencials entre la comunitat científica.
De la mateixa manera que Hubble, els grups de recerca de Saul Perlmutter, des del 1988, i de Brian Schmidt, des del 1994, es dedicaven a l’observació de supernoves en les galàxies més llunyanes. Cada supernova havia d’ésser classificada en el grup corresponent, i d’acord amb la classificació hom podia calcular la distància a la qual es trobava la galàxia en qüestió. Aquests càlculs perseguien afinar la dinàmica de l’expansió de l’univers i resoldre algunes paradoxes, com ara el fet que a alguns estels se’ls atribuïssin edats superiors a la de l’antiguitat del propi univers.
La recerca de supernoves en les galàxies més allunyades havia estat animada per innovacions en el camp de la telescopia. Són els anys de l’observatori orbital Hubble, i de l’entrada en funcionament de potents telescopis instal•lats en els llocs més propicis de la superfície terrestre. També facilita la tasca de la captació i anàlisi d’imatges, el desenvolupament de nous sensors i la millora continuada del programari informàtic.
Una tasca particular era destriar, entre les candidates a supernova, les supernoves de tipus Ia. Una supernova de tipus Ia, en el moment de l’erupció, emet una radiació comparable a la que emet una galàxia sencera en condicions normals. Sí, és cert que un fenomen com una supernova de tipus Ia és rar. Però l’univers és ple de galàxies, de manera que en una o en una altra, hi haurà algun estel que entri en una explosió de supernova Ia.
En més d’una cinquantena de casos, les supernoves Ia eren menys brillants que no pas s’esperava d’acord amb la determinació prèvia de la distància de la galàxia a la qual pertanyien. Això passava en les galàxies més distants, i calia assumir que la taxa d’expansió de l’univers anava en augment… El nostre univers no tan sols s’expandeix, sinó que tendeix a expandir-se més ràpidament.
Les descobertes dels grups de Perlmutter (1999) i de Schmidt-Riess (1998) donaren lloc, a l’especulació al voltant de l’energia fosca (o “constant cosmològica acceleradora”), en la qual el propi Adam Riess ha tingut un considerable protagonisme. De la mateixa manera que la “matèria fosca” explica que l’expansió de l’univers no hagi disgregat les galàxies (i els cúmuls i supercúmuls galàctics), “l’energia fosca” explica que la “matèria fosca” no freni l’expansió de l’univers. Què és l’energia fosca, però? Existeixen diferents models sobre el comportament de l’energia fosca en tant que “energia repulsiva”. Sigui com sigui, el 75% de la matèria-energia de l’univers consistiria en “energia fosca”, mentre que vora un 80% d’allò que no és “energia fosca” s’atribueix a la “matèria fosca”.
Els guardonats van contribuir a la gran darrera revolució copernicana, és a dir a evidenciar el paper marginal que tenim en aquest univers. De tota la matèria-energia de l’univers, els astres, estels i planetes, no fan més que el 0,4%. La matèria formada per àtoms, en la qual cal incloure el gas (hidrogen i heli) i la pols interestel·lar i intergalàctica arriba a un modest 4%. Tan sols un 26% de la matèria-energia consisteix en matèria gravitatòria. La major part de la matèria-energia consisteix en una “energia” de caràcter repulsiu. La natura de la matèria fosca i de l’energia fosca és una qüestió pendent no tan sols de la cosmologia, sinó de la física fonamental.
