Читать книгу: «Una breu i atzarosa història de la vida», страница 6
Beneïdes asimetries!
Si bé, pensant en gran, que l’univers sigui homogeni no sembla mal assumpte, ja que d’alguna forma multiplica les possibilitats que tot el que ha passat aquí i que ha conduït a l’aparició i desenvolupament de la vida pugui haver succeït a altres indrets, la veritat és que precisament la vida no és gaire amiga de la uniformitat absoluta.
Reflexionem-hi un instant. Els processos químics, tots els que ens fan funcionar, progressen a partir d’asimetries, que en llenguatge més tècnic anomenaríem gradients, i que són diferències de densitat, de temperatura, de pressió, electroestàtiques o de qualsevol altre paràmetre que fan que passi alguna cosa, que els reactius es transformin en productes. D’una manera similar, i a una escala immensament superior, en un univers perfectament uniforme no s’hauria pogut formar cap estructura. Com hauria pogut posar-se en moviment la gravetat per anar condensant grumolls de material per formar estrelles i galàxies? En un espai perfectament uniforme, sense cap direcció privilegiada, un àtom d’hidrogen qualsevol no tindrà cap interès especial a moure’s cap a la dreta o cap a l’esquerra. Tant li fa. I el moviment estadísticament aleatori li complicarà l’existència a la gravetat, que brega per poder reunir enormes quantitats d’àtoms d’hidrogen i fabricar una estrella, i després encara reunir-ne molts més per construir galàxies plenes d’estrelles.
Posats a triar, l’univers perfecte que desitjaríem seria molt homogeni a gran escala, però no tant per impedir que es poguessin engegar processos, ja fossin de formació galàctica o de transferència elèctrica entre neurones. I com que no seríem aquí sense estrelles, galàxies ni processos bioquímics, és evident que la perfecció del nostre univers ha hagut de veure’s enterbolida amb imperfeccions des del primer moment. Però què són i com es van formar aquestes imperfeccions en un univers que s’expandia a partir d’un Big Bang simètric i homogeni?
Recuperem el fons còsmic de microones. Quan els científics van començar a crear mapes del cel mesurant amb exquisida precisió la temperatura d’aquesta radiació, durant la dècada dels noranta del segle passat, es va posar en evidència que, sota una disfressa d’homogeneïtat, en realitat hi havia diminutes irregularitats, anomenades anisotropies, que anteriorment havien passat desapercebudes. Els mapes mostraven zones del cel des de les quals el fons còsmic ens arribava un xic més calent, i altres zones amb temperatures més baixes. Una anàlisi detallada de les fluctuacions que s’observaven va mostrar unes desviacions en les temperatures entre punts de l’ordre d’un 1 per mil. A què eren degudes aquestes diferències de temperatura?
Els científics de seguida ho van tenir clar: la causa era el moviment del nostre planeta a través de l’espai. En efecte, la direcció cap a on ens movem en un moment determinat ens mostra uns fotons de radiació un xic més estirats cap al blau, degut al desplaçament Doppler de què ja hem parlat anteriorment. I per contra, quan observem la cua del nostre camí, veiem radiació desplaçada cap al vermell. Captar radiació blava o vermella equival a dir més calenta o més freda, ja que la llum de color blau transporta més energia que la vermella, i això és el que explica les diferències de temperatura del fons còsmic de microones.54 Per tant, no es tracta de diferències de temperatura inherents a la radiació còsmica, sinó simplement de la conseqüència que ens desplacem. I aquí acaba el misteri. O potser no?
La sorpresa va ser que, quan els cosmòlegs van compensar les diferències degudes a l’efecte Doppler, per sota van aparèixer unes altres anisotropies molt més petites, aquest cop diferències de temperatura de l’ordre d’1 entre 100.000, tan diminutes que per aquesta raó abans dèiem que el fons de microones és tan homogeni, i és per aquest motiu que les fluctuacions no havien estat detectades abans. I quina importància té l’existència de petitíssimes fluctuacions de temperatura? Immensa.
El fons còsmic de microones és com una fotografia de com era l’univers poc temps després de néixer, i les diminutes anisotropies que presenta ens diuen que ja llavors, molts milions d’anys abans no es formessin estrelles i galàxies, quan tot just es creaven els primers àtoms, el cosmos no era perfectament homogeni: hi havia punts un xic més calents que altres, indrets quasi imperceptiblement més densos, que funcionarien com a llavors al voltant de les quals, temps més tard, s’agruparia la matèria per convertir l’espai en l’univers heterogeni que avui observem dins l’habitació, del Sistema Solar, o quan contemplem un cúmul de galàxies.
Com es van formar aquestes llavors? El model tradicional del Big Bang resolia la qüestió recorrent a la quàntica. Segons aquesta teoria, l’espai buit, com veurem amb més detall un xic més endavant, no existeix. La realitat submicroscòpica és un batibull de partícules55 que apareixen espontàniament i s’aniquilen quasi immediatament sense que es puguin detectar.56 I la mecànica quàntica també diu que l’atzar és un component intrínsec de la natura, de forma que en un espai «buit», i com a conseqüència del bullir de partícules que no hi eren, que ara hi són i que en un obrir i tancar d’ulls desapareixen de nou, es poden produir diminutes fluctuacions, inhomogeneïtats quàntiques.
Molt bé, però com s’ho van fer aquestes imperceptibles fluctuacions a escala quàntica, que són impossibles de mesurar, per créixer tant que poguessin deixar una empremta perfectament detectable en el fons còsmic de microones? A pesar dels enormes èxits de la teoria del Big Bang, començaven a acumular-se un seguit d’incògnites, de fets com el que acabem de comentar de les fluctuacions que més endavant donarien lloc a l’existència d’estructures a l’univers, que el model del Big Bang no podia explicar de forma satisfactòria.
Auxili, tenim problemes greus!
Malgrat això, històricament no va ser la qüestió de les anisotropies la que va fer que els cosmòlegs es plantegessin que el model del Big Bang necessitava passar pel quiròfan. Hi havia tres grans problemes, molt més enigmàtics, que eren tan importants que no es podia tancar els ulls i fer com si no existissin.
Una d’aquestes contrarietats va rebre el nom del problema de l’horitzó, i diu així: si observem la radiació de microones a la nostra dreta, i després, a la nostra esquerra, trobem, com he explicat anteriorment, que l’univers es presenta extraordinàriament homogeni (excepte les petites fluctuacions de temperatura, que són per tot arreu), aquest fet ens aixeca una pregunta inquietant: com s’ho ha fet l’espai per assegurar una isotropia tan perfecta en regions que es troben tan separades entre si que la llum mai no ha tingut temps de posar-les en contacte?
Actualment sabem, precisament gràcies a l’estudi del fons còsmic de microones, que l’edat del nostre univers és de 13.800 milions d’anys. Com que el viatger més ràpid de la natura és la llum, en tota l’existència de l’univers aquesta no haurà pogut recórrer més de 13.800 milions d’anys llum en qualsevol direcció. La radiació de microones que ens arriba de la dreta ha estat viatjant fins a nosaltres durant pràcticament tota la vida de l’univers. I la que prové de la nostra esquerra també. Una ràpida reflexió ens porta a deduir que els punts que ens envien aquesta radiació, el de la dreta i el de l’esquerra, es troben separats per una distància que és molt més gran de la que la llum ha tingut temps de creuar des del moment zero.
Si la llum no ha pogut posar en contacte regions molt separades de l’espai, com és que mostren les uniformitats que observem? Al cap i a la fi, una uniformitat, com per exemple l’equilibri tèrmic, s’assoleix amb l’intercanvi de partícules (inclosa la llum) que transporten energia d’un lloc a un altre i la distribueixen. Com sabia un punt llunyà de l’univers que havia d’estar pràcticament a la mateixa temperatura que un altre si mai no s’havien parlat?57
El nom d’aquest problema prové del significat de la paraula horitzó en cosmologia, referint-se al llindar a partir del qual un observador qualsevol ja no pot observar res, és a dir, la frontera que limita una bombolla imaginària al voltant de l’observador que conté l’espai que la llum ha tingut temps de travessar des del Big Bang.
Els punts de l’exemple, a la dreta i a l’esquerra, tenen horitzons que no coincideixen, estan totalment aïllats un de l’altre. Són dues esferes de quasi 13.800 milions d’anys llum de radi que no han coincidit mai encara.
Una resposta fàcil al problema de l’horitzó seria acceptar simplement que quan l’univers va néixer ja ho va fer en perfecte equilibri, i que aquest equilibri s’ha pogut conservar fins ara. Però normalment en ciència no ens agrada gaire explicar la natura amb suposicions forçades, i tots ens sentiríem més còmodes si poguéssim trobar una explicació que no requerís obligar l’univers a haver nascut d’una determinada manera.
A banda, al problema de l’horitzó se n’hi suma un altre, que anomenem el de l’univers pla.
Les equacions de la relativitat general contenen un paràmetre que descriu quina geometria pot tenir l’espai, l’univers. I en general hi ha tres possibles opcions.
La primera i més senzilla és que es tracta d’un espai pla. En un univers d’aquest tipus funciona la geometria que vàrem aprendre a l’escola de petits, anomenada euclidiana. La que, entre altres coses, diu que els angles d’un triangle sempre sumen cent vuitanta graus, o que dues rectes que són paral·leles no es creuaran mai. En dues dimensions, podríem assimilar l’espai pla a un full de paper.
La segona modalitat d’espai possible és que sigui corbat i tancat. En dues dimensions, seria similar a la superfície d’una esfera. En aquest cas no funciona la geometria euclidiana, i per exemple dues rectes paral·leles es van acostant fins a coincidir (si s’allarguen dues rectes paral·leles des de la superfície de la Terra en direcció nord, es creuaran justament quan arribin al pol nord). I els angles de qualsevol triangle sumen més de cent vuitanta graus.
La tercera forma d’espai és també corbat però obert, un xic més complicat d’imaginar. En dues dimensions seria com una cadira de muntar. Així, si des del cim de la cadira tiréssim dues rectes inicialment paral·leles, s’anirien obrint i separant progressivament a mesura que baixessin per un dels costats. Els angles d’un triangle sumarien menys de cent vuitanta graus.
En els exemples anteriors hem emprat símils gràfics en dues dimensions, perquè amb les nostres tres dimensions habituals som incapaços de visualitzar l’espai (almenys, així ho confessa qui escriu aquestes línies). És temptador, per tant, pensar en l’univers com si fos un full si diem que és pla, o com una esfera si diem que és tancat, però això comportaria una enorme simplificació.
Novament, gràcies a l’estudi de la radiació còsmica de microones, de l’expansió de l’univers, i de la seva composició, hem deduït que el nostre univers és de geometria plana. En realitat, per les mesures que actualment tenim, seria pla amb un error aproximat de tan sols un 5 per mil.
Aquest fet representa un enorme problema. Perquè, posats a fer, l’univers podria haver decidit ser de moltes maneres. En realitat, infinites. Infinites formes tancades i obertes. Amb un xic més o menys de curvatura cadascuna d’elles. Un rang interminable de formes per escollir. Però resulta que només hi ha una sola manera de fer un univers pla. I és justament fer-lo perfectament pla! Qualsevol cosa que s’allunyi de ser perfectament pla serà corbada, oberta o tancada, ni que sigui lleugeríssimament.
La cosa es posa encara més interessant quan ens adonem que, segons la relativitat general, un univers que se separi de ser pla, ni que sigui per un instant, tendirà, amb l’expansió, a amplificar de forma exponencial la seva curvatura. En altres paraules, si l’univers ens sembla pla avui, vol dir que devia ser encara molt més perfectament pla en el passat. Tant com per ser pla amb un error d’una bilionèsima de bilionèsima de bilionèsima de bilionèsima de bilionèsima part.
La pregunta és, doncs, evident: com s’ho ha fet, l’univers, per aparèixer tan extraordinàriament pla? Hem de tornar a recórrer a l’explicació senzilla? La que diu que així són les coses perquè així eren quan tot va començar?
Hi ha un tercer problema afegit, que es coneix com el dels monopols. El model del Big Bang prediu l’existència d’una mena d’objectes que s’haurien format en els primers instants de l’univers, que vindrien a ser com imants però només amb un sol pol. Els monopols, però, mai no s’han detectat, ni tenim cap indici que apunti que en tot l’univers observable n’hi hagi algun.
Tots tres junts, els problemes de l’horitzó, de l’univers pla i de la inexistència aparent de monopols ataquen les bases del model del Big Bang, i han portat de corcoll els cosmòlegs des de fa molts anys. De fet, si el model no fos tan magnífic i ens aportés tantes prediccions i correlacions amb l’univers que observem, els tres problemes serien suficients per desautoritzar-lo del tot. Però... qui s’atreveix a enderrocar un edifici tan sòlid com el del Big Bang sense poder reemplaçar-lo amb una teoria que pugui estar al seu nivell?
L’any 1981 un astrofísic britànic, Alan Guth, va introduir una millora en el model que podia donar resposta als tres problemes. Aquesta millora ha estat refinada posteriorment i acceptada de forma majoritària per la comunitat científica. Es tracta de la inflació.
No, no estaríem parlant d’un increment imparable de preus, tot i que també es tracta d’una pujada, o, més ben dit, d’una expansió gegantina. El model inflacionari diu que en els primers instants de l’univers aquest va patir una expansió de caràcter exponencial; hauria crescut tant en tan poc temps, de fet, que els tres problemes anteriors quedarien elegantment resolts.
Per una banda, els punts de la nostra dreta i de la nostra esquerra que ens fan arribar la radiació còsmica i que veiem amb una extraordinària uniformitat haurien estat en contacte en el passat. La inflació els hauria allunyat entre si quan ja es trobaven en equilibri tèrmic, i en un no-res els hauria situat tan distants que des de llavors la llum ja no hauria tingut temps de tornar-los a comunicar. D’acord amb això, no seria estrany que tot l’univers observable estigui en equilibri tèrmic i sigui homogeni simplement perquè tot aquest univers observable va estar concentrat en un espai diminut que la llum podia creuar, i després la inflació va estirar l’espai bestialment i ho va separar tot de tot.
Pel que fa al problema de l’espai pla, la inflació hauria convertit un cosmos que no tenia per què ser pla en trossets que aparentment ho semblen, de plans, de la mateixa manera que un full de paper ens sembla pla a pesar que està situat sobre l’esfera terrestre, en un espai que no en té res de pla. O, tornant al nostre estimat globus, seria com una goma que s’hauria estirat tant que, localment i fins on arriben els nostres instruments, semblaria com si l’espai fos pla.
I el problema dels monopols queda solucionat simplement per un efecte de dilució. La inflació hauria creat un univers immens, molt més gran que el diminut bocí que n’observem i que ens rodeja, de manera que els monopols haurien quedat distribuïts al llarg d’aquest univers gegant, i per tant seria perfectament normal que encara no n’haguéssim detectat cap.
Les xifres de la inflació són difícilment imaginables. El model més acceptat ens diu que, quan l’univers tenia tan sols una centmil·lèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de segon (respira un moment, si us plau), la nostra regió d’univers observable hauria crescut des de la mida d’un àtom a un objecte de 15 metres de diàmetre (!!!!) en només una deumil·lèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de segon! (respira, descansa i reflexiona).58
Amb aquest creixement tan enorme i quasi instantani, la inflació també hauria permès que les indetectables fluctuacions quàntiques, de naturalesa atzarosa, creixessin exponencialment i quedessin preservades per sempre més, donant lloc a les anisotropies que avui detectem en el fons còsmic de microones. Des d’aquesta perspectiva, la inflació no només va crear un univers encara més gegantí, sinó que addicionalment hauria plantat les llavors que la gravetat empraria per a fer totes les estructures que veiem al cosmos, inclosos nosaltres.
Un cop consumida la inflació, després del període brevíssim però brutalment expansiu de l’espai, l’univers hauria seguit evolucionant segons el model normal del Big Bang, amb un ritme de creixement molt més suau. Així és com el model inflacionari i el del Big Bang enllacen: el primer precedeix el segon.
Què hauria posat en marxa la inflació, però? I què l’hauria aturat? Actualment, els detalls per contestar aquestes preguntes marquen les fronteres de la investigació de la cosmologia moderna. Conformem-nos a apuntar que tot sembla indicar que existia un camp d’energia associat a una partícula primigènia que s’ha batejat amb el nom d’inflató, i que va ser aquesta energia la que va estripar l’espai.
No hauríem d’acabar el tema de la inflació sense fer el comentari següent: el model també prediu que el procés de creixement sobtat i exponencial s’ha aturat en el nostre univers observable, però no té per què haver-ho fet en altres regions remotes de l’espai, fora completament de la nostra possibilitat d’observació. Així, l’esquema que prediu el model inflacionari és el d’un espai que té regions que han evolucionat completament a ritmes diferents, cosa que dona com a resultat l’aparició d’enormes bombolles-universos totalment deslligats entre ells.
Som les impureses que trenquen un buit quasi complet
Amb tot el desenvolupament de coneixement cosmològic que acabem de veure, els científics tenien les joguines que necessitaven. Per una banda, els models teòrics, basats en les equacions de la relativitat general, permetien simular models diferents d’universos, i el comportament d’aquests cosmos a gran escala es podia predir jugant tan sols amb uns pocs paràmetres, com ara la densitat d’energia i de matèria de l’univers. Per l’altra, el valor d’aquests paràmetres no pot ser qualsevol, ja que queden acotats per les observacions experimentals, com ara els estudis de supernoves llunyanes, la distribució de galàxies, i sobretot l’anàlisi de la radiació còsmica de microones.
El resultat de tot plegat és el model cosmològic que anomenem estàndard, i que molt resumidament ens diu que el nostre univers té uns 13.800 milions d’anys d’antiguitat, que segueix en expansió (accelerada, com veurem tot seguit), i que, de tota la matèria i l’energia que conté, només un 5 per cent té forma de matèria ordinària, composta per àtoms i, per tant, de la que forma les estrelles, els planetes, les galàxies, les roques, els arbres, les papallones i les persones.
I l’altre 95 per cent del contingut de l’univers? Doncs encara avui en dia representa un enorme misteri, ja que està format per dues entitats de les quals sabem ben poc i que han rebut el nom de matèria i energia fosques.
Abans no entrem en el detall d’aquestes enigmàtiques formes de matèria i energia, hem d’aturar-nos uns instants per agafar perspectiva i veure la buidor del nostre univers. Sí, perquè en aquest apartat estem parlant del que conté (matèria ordinària, matèria fosca i energia fosca), però el protagonisme absolut de l’univers no el té el contingut del cosmos, sinó l’espai buit.
La raó d’aquesta buidor s’ha de buscar en les extraordinàries dimensions de l’univers. Els humans estem condicionats pels nostres sentits. Quan observem una imatge del telescopi espacial Hubble, ens meravellem amb les grans concentracions de galàxies, milers, cadascuna vibrant amb milers de milions de sols i bilions de planetes. Però els ulls ens enganyen. La nostra atenció és atreta per la llum, els punts brillants que semblen omplir l’espai, i no ens fixem en els immensos espais buits que hi ha entre els punts.
Et convido a fer l’exercici següent: contemplar una fotografia astronòmica que mostri estrelles o galàxies, i sense deixar de mirar-la imaginar com de grans són en realitat els objectes que hi apareixen. Les estrelles són sols, alguns molt més grans que el nostre, i les galàxies són gegantines agrupacions d’estrelles. Perquè les galàxies apareguin tan petites, perquè les estrelles es mostrin tan sols com a punts sense cap mena de detall... com de lluny han d’estar de nosaltres! Amb una mica d’esforç, la teva ment pot entrar dins de la fotografia i navegar en tres dimensions. I és llavors quan entens que el que et mostra la imatge no són estrelles, planetes o galàxies; el que tens al davant és un immens espai buit, tacat aquí i allà amb uns pocs objectes.
Un cop vaig intentar calcular què significava aquesta buidor de manera que pogués ser entesa pels nostres limitats cervells, i l’exemple que vaig construir és el següent: per simular com de ple (més ben dit, com de buit) està el nostre univers, hauríem d’agafar la novena part d’un granet d’arròs, esmicolar-lo i distribuir el polsim resultant dins una esfera buida de la mida de... la Terra! Si tornés a venir el visitant provinent d’un altre univers a què m’he referit abans i contemplés el nostre com qui observa una capsa, arribaria a la conclusió que la capsa del nostre cosmos no conté absolutament res. I seria, sens dubte, una conclusió d’una precisió científica exquisida.
És esfereïdor pensar en aquesta quasi perfecta buidor de l’univers, i alhora és emocionant reflexionar sobre el fet de la vida. Som aquí, amb els nostres amors, emocions, idees, projectes i problemes, en un cosmos buit, on només hi ha unes poques impureses que trenquen aquesta buidor. I part de les impureses som nosaltres.
Vist l’assumpte del que no té l’univers, podem, ara sí, parlar del poquet que conté. Com vèiem anteriorment, només un 5% d’aquest poquet està fet de matèria ordinària composta per àtoms. I el 95% restant és matèria i energia fosca.
