La gravetat segueix les regles de Newton i Einstein, fins i tot a escales còsmiques

En rastrejar cúmuls de galàxies separats per centenars de milions d'anys llum, el físic de Penn Patricio Gallardo i els seus col·laboradors descobreixen que les lleis de la gravetat escrites per Newton i Einstein encara es compleixen, deixant pocs dubtes que la matèria fosca invisible existeix.

Clic a la imatge per engrandir.  El fons còsmic de microones, la feble resplendor del Big Bang que omple tot l'espai, passa a través de cúmuls de galàxies massius el moviment dels quals altera lleugerament la llum, cosa que permet als científics mesurar la rapidesa amb què els cúmuls es mouen els uns cap als altres i provar la força amb què la gravetat atrau les distàncies més grans de l'univers. Crèdit: Lucy Reading/Simons Foundation.

Conclusions clau

En la sonda de la gravetat a major escala fins ara, el físic de Penn Patricio Gallardo i els seus col·laboradors van rastrejar el moviment de cúmuls de galàxies distants per comprovar si les lleis de la gravetat encara funcionen a través de les estructures més grans de l'univers. Els resultats mostren que la gravetat es comporta de la mateixa manera a grans escales còsmiques que més a prop de casa, seguint les regles descrites per primera vegada per Isaac Newton i posteriorment refinades per Albert Einstein.

Les troballes desafien teories alternatives que suggereixen canvis de gravetat a grans distàncies. 

L'estudi reforça l'argument que l'univers conté grans quantitats de matèria fosca invisible.

La gravetat, tal com la majoria de la gent l'entén, és la força familiar que atrau una poma que cau cap a la Terra. Però per als astrònoms i els físics teòrics, també és un arquitecte invisible i molest que guia la forma i l'evolució de les estructures còsmiques més grans de l'univers.

Durant dècades, les observacions desconcertants de galàxies que es mouen a una velocitat inusual han obligat cosmòlegs com Patricio A. Gallardo, de la Universitat de Pennsilvània, a revisar els fonaments de la física, explorant, per exemple, si les lleis de la gravetat descrites per Isaac Newton i Albert Einstein s'apliquen realment a tot arreu.

"L'astrofísica s'ha vist afectada per una discrepància enorme en el llibre major còsmic", diu Gallardo. "Quan observem com orbiten les estrelles dins de les galàxies o com es mouen les galàxies dins dels cúmuls de galàxies, algunes semblen viatjar massa ràpid per a la quantitat de matèria visible que contenen". 

Aquesta discrepància obliga a triar entre dues conclusions radicals, explica. O bé l'univers conté concentracions de matèria fosca massiva invisible que proporciona una força gravitatòria addicional o bé cal modificar les equacions fonamentals de la gravetat.

Ara, utilitzant observacions del Telescopi de Cosmologia d'Atacama (ACT), un telescopi d'aproximadament tres a quatre pisos d'alçada desenvolupat per una col·laboració multi-institucional que inclou investigadors de Penn dirigits per Mark Devlin, Gallardo i els seus col·laboradors, han provat la gravetat a través de cúmuls de galàxies separats per centenars de milions d'anys llum, la sonda de gravetat a major escala fins ara. 

Clic a la imatge per engrandir. El Telescopi de Cosmologia Atacama mesura la llum més antiga de l'univers, coneguda com el fons còsmic de microones. Utilitzant aquestes mesures, els científics poden calcular l'edat de l'univers. Crèdit: Debra Kellne

Les seves troballes, publicades a Physical Review Letters, mostren que la força de la gravetat s'afebleix amb la distància gairebé exactament com prediuen les equacions desenvolupades per Newton i posteriorment incorporades a la teoria de la relativitat general d'Einstein.

"És remarcable que la llei de la inversa dels quadrats (proposada per Newton al segle XVII i després incorporada per la teoria de la relativitat general d'Einstein) encara es mantingui vigent al segle XXI", diu Gallardo.

La confirmació que la gravetat es comporta tal com prediu la teoria establerta sobre vastes distàncies extragalàctiques reforça un pilar fonamental de la ciència moderna, explica Gallardo: el model estàndard de cosmologia. En demostrar que les teories fonamentals de la gravetat no es descomponen a les escales més grans, les dades tanquen efectivament la porta a un grup de teories com la Dinàmica Newtoniana Modificada (MOND), que intenten explicar els moviments còsmics modificant les lleis de la gravetat.

Quan Newton va proposar la relació del quadrat invers, que estableix que la gravetat s'afebleix en proporció al quadrat de la distància entre els objectes, es va preocupar principalment de descriure els moviments dels objectes del Sistema Solar. Aquest mateix principi s'ha provat ara en masses i distàncies que eren "inconcebibles en l'època de Newton", diu Gallardo.

Comprenent els "límits de velocitat" de l'univers

Les galàxies de l'univers (de les quals n'hi ha més de 200.000 milions), no es mouen com la gravetat per si sola diu que s'hi haurien de moure.

Seguint la lògica newtoniana, les estrelles més allunyades del centre d'una galàxia haurien d'orbitar més lentament. En canvi, els astrònoms veuen el contrari. Les regions més externes es mouen molt més ràpid del que la matèria visible pot explicar. El mateix desajust apareix en els cúmuls de galàxies, on galàxies senceres es mouen massa ràpid per a la seva massa.

Clic a la imatge per engrandir.  Patricio Gallardo i els seus col·laboradors van utilitzar l'efecte cinemàtic Sunyaev-Zel'dovich, o kSZ, un petit canvi imprès al fons còsmic de microones quan la seva llum passa a través del gas calent al voltant dels cúmuls de galàxies en moviment, per mesurar la rapidesa amb què s'acosten parells de cúmuls i provar si la gravetat s'afebleix amb la distància tal com prediu la física estàndard. Crèdit: Lucy Reading/Simons Foundation. 

"Aquest és el trencaclosques central", explica Gallardo. "O bé la gravetat es comporta de manera diferent a escales molt grans, o bé l'univers conté matèria addicional que no podem veure directament". 

Provant la gravetat a través del cosmos

Per comprovar-ho, els investigadors van recórrer a les observacions de l'ACT d'una llum emesa uns 380.000 anys després del Big Bang que ha estat viatjant per l'univers des de llavors, coneguda com a fons còsmic de microones. A mesura que aquesta llum antiga passa a través de cúmuls de galàxies massius, s'altera subtilment pel seu moviment, deixant empremtes febles que els astrònoms poden detectar. Llegint aquestes distorsions i mesurant aquests moviments a través de centenars de milers de cúmuls separats per desenes de milions d'anys llum, els investigadors van determinar la força amb què la gravetat atrau les estructures més grans del cosmos. Si les teories de gravetat modificades com ara MOND fossin correctes, les mesures revelarien una caiguda gravitatòria més plana.

En canvi, els resultats van arribar gairebé exactament on coincideixen les teories de Newton i Einstein.

Com que aquesta predicció es manté, el problema de la massa perduda no es pot explicar canviant la gravetat en si mateixa, cosa que reforça el cas que un component invisible (la matèria fosca) ha de proporcionar l'atracció addicional.

El telescopi Atacama Cosmology Telescope, un observatori còsmic a Xile, va ser utilitzat per l'equip per observar les interaccions gravitatòries entre cúmuls de galàxies. Crèdit: M Devlin/Universitat de Pennsilvània/CC BY-SA 4.0.

El misteri de la matèria fosca

Comprendre què és realment la matèria fosca continua sent un dels majors reptes de la física moderna. «Aquest estudi reforça l'evidència que l'univers conté un component de matèria fosca», diu Gallardo. «Però encara no sabem de què està fet aquest component». Les futures observacions del CMB i estudis de galàxies més grans permetran als físics i astrònoms provar la gravetat amb encara més precisió. "Amb tantes preguntes sense resposta, la gravetat continua sent una de les àrees de recerca més fascinants. És un camp naturalment atractiu", diu Gallardo entre rialles.

Per saber-ne més:

Patricio Gallardo és investigador associat al Departament d'Astronomia i Física de l'Escola d'Arts i Ciències de la Universitat de Pennsilvània.

L'estudi va involucrar més de 40 investigadors que representaven afiliacions institucionals de múltiples països. Els investigadors individuals que van contribuir a aquest estudi van rebre el suport de diverses beques i agències de finançament nacionals, com ara el Kavli Institute for Cosmological Physics de la Universitat de Chicago, la Simons Society of Fellows, la National Science Foundation dels EUA (AST-2206088), la beca ROSES de la NASA 12-EUCLID12-0004, el projecte Basal FB210003 de l'Agencia Nacional de Investigación y Desarrollo (ANID) de Xile, la National Research Foundation de Sud-àfrica i el Natural Sciences and Engineering Research Council of Canada (NSERC) a través de les beques RGPIN-2023-05014 i DGECR-2023-00180. La Càtedra Sutton Family en Ciència, Cristianisme i Cultures de la Facultat d'Arts i Ciències de la Universitat de Toronto va proporcionar suport addicional. 

El projecte del Telescopi de Cosmologia d'Atacama (ACT) rep el suport principalment de la Fundació Nacional de Ciències dels Estats Units a través dels premis AST-0408698, AST-0965625 i AST-1440226 per al projecte ACT, així com dels PHY-0355328, PHY-0855887 i PHY-1214379. La Universitat de Princeton, la Universitat de Pennsilvània i un premi de la Fundació Canadenca per a la Innovació (CFI) a la Universitat de la Colúmbia Britànica han proporcionat finançament addicional. El desenvolupament dels detectors i lents multicroics de l'ACT va rebre el suport de les subvencions de la NASA NNX13AE56G i NNX14AB58G, i la recerca de detectors a l'Institut Nacional d'Estàndards i Tecnologia (NIST) va rebre el suport del programa NIST Innovations in Measurement Science.

Ho he vist aquí.

Les ones gravitacionals confirmen que Stephen Hawking tenia raó sobre els forats negres!

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta obra d'art imagina un seient a primera fila per veure GW250114, una potent col·lisió entre dos forats negres observada per LIGO, la Fundació Nacional de Ciències dels Estats Units. Representa la vista des d'un dels forats negres mentre gira en espiral cap al seu company còsmic. Deu anys després de la històrica detecció d'ones gravitacionals per part de LIGO, els detectors actualitzats de l'observatori li van permetre "sentir" aquesta col·lisió celestial amb una claredat sense precedents. Les dades de les ones gravitacionals van permetre als científics distingir múltiples sons subtils que ressonaven com una campana còsmica a través de l'Univers (imaginats aquí com a fils musicals entrellaçats que giren en espiral cap al centre). Tot i que només LIGO estava en línia durant GW250114, ara opera regularment en xarxa amb altres detectors d'ones gravitacionals, com ara VIRGO a Europa i Kagra al Japó. Crèdit: Aurore Simonnet (SSU/EdEon)/LVK/URI.

Existeixen realment els forats negres que s'han fet famosos gràcies a les obres i la recerca de Stephen Hawking? L'astronomia d'ones gravitacionals celebra el setembre del 2025 deu anys d'èxit des dels seus inicis. S'acaben d'anunciar dos nous resultats fascinants en aquest camp!

Recordeu, fa 10 anys, el descobriment d'una font d'ones gravitacionals que va impactar sobre la Terra el 14 de setembre de 2015, va obrir una nova era en l'astronomia.

Anomenada GW150914 (GW per a  ona gravitacional, i 150914 per a la data d'observació, 14 de setembre de 2015), correspon a la primera detecció directa a la Terra d'ones gravitacionals produïdes per una col·lisió seguida d'una fusió de dos forats negres estel·lars. Part de la massa total dels dos objectes (cadascun contenia unes 30 vegades la massa del Sol) s'havia convertit en ones gravitacionals que alliberaven en menys d'un segon 50 vegades més energia que totes les estrelles de l'Univers observable.

Si hagués estat en forma electromagnètica, GW150914 hauria aparegut més brillant al nostre cel que la lluna plena, tot i que aquesta font es troba a 1.300 milions d'anys de distància anys llum aproximadament.

Una presentació en vídeo de Virgo i la caça d'ones gravitacionals. Crèdit: CNRS.

Einstein havia predit l'existència d'un anàleg de les ones de llum en forma de vibracions i deformacions dinàmiques del teixit de l'espai-temps, corba de la seva teoria de la relativitat general en articles publicats inicialment entre 1916 i 1918. Però aquesta existència va ser posteriorment qüestionada. La primera demostració matemàtica de l'existència d'ones d'Einstein en la seva teoria va ser finalment feta per Yvonne Choquet-Bruhat a principis dels anys cinquanta. Però curiosament, calia esperar als arguments de físics avançats en particular de Richard Feynman i Hermann Bondi el 1957, per convèncer la comunitat científica.

Tanmateix, quedava detectar aquestes ones i això ja era una altra qüestió. Va caldre la feina de pioners com Kip Thorne, Thibault Damour, Alain Brillet i els difunts Rainer Weiss, Vladimir Braginsky i Ron Drever per arribar-hi, juntament amb milers de col·legues que estan darrere dels detectors d'ones gravitacionals que operen com a interferòmetres i utilitzant raigs làser als Estats Units, que tenen LIGO; a Europa, hi ha VIRGO; a Kamioka, prefectura de Gifu, Japó, hi ha KAGRA.

Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. En aquest vídeo, diversos membres clau de la col·laboració LIGO, que inclou investigadors de Caltech i MIT, parlen sobre el descobriment de les ones gravitacionals. Entre ells hi ha Kip Thorne, el teòric, i Rainer Weiss, l'experimentador que hi ha darrere de LIGO. Crèdit: Caltech, YouTube.

Els membres combinats del que es podria anomenar la col·laboració LVK (LIGO, VIRGO, KAGRA) han anunciat recentment que caldrà una dècada de millora d'aquests detectors per fer-los més sensibles i progressar en les tècniques d'anàlisi dels senyals observats, sobretot gràcies a la IA, els havia permès obtenir resultats espectaculars. Aquests avenços es refereixen a una font detectada el 2025, força similar a la del 2015, és a dir, una col·lisió de dos forats negres que contenien unes quantes desenes de masses solars cadascun i anomenada GW250114.

Aquest treball es presenta en un article publicat a Physical Review Letters, una versió d'accés obert del qual també existeix a arXiv.

Els forats negres tenen entropia?

Per fer una breu presentació d'aquests resultats, cal saber que des de la dècada del 1960 fins a la del 1970 el concepte modern de forat negre i els seus desenvolupaments van conduir a l'admissió que els forats negres es poden formar mitjançant col·lapse de les forces gravitacionals de les estrelles havien de ser descrites exactament mitjançant una solució d'equacions de la relativitat general d'Einstein, descoberta el 1963 pel matemàtic neozelandès Roy Kerr.

Però no podíem estar segurs que els forats negres existissin realment. Els objectes que semblaven ser forats negres potser simplement eren una mica...exòtics i molt densos, però no realment forats negres. Però com saber-ho, sobretot tenint en compte que érem ben conscients que hi ha alternatives a la teoria d'Einstein com a teoria relativista de gravitació amb un espai-temps corbat?

Stephen Hawking havia demostrat, però, en un article publicat el 1971 que, dins del marc de la teoria d'Einstein, si poguéssim tenir fusions de forats negres, mai no podríem tenir divisions d'un forat negre en diversos. Millor encara, la fusió de dos forats negres hauria de donar un nou forat negre, la superfície de l'horitzó d'esdeveniments (una superfície fictícia que es comporta com una bombolla que envolta una regió que constitueix un forat negre i que teòricament només es pot travessar en una direcció, la que porta a entrar en un forat negre) havia de ser més gran que la suma de les superfícies dels horitzons dels dos forats negres anteriors.

El 1972, mentre pensava en les possibles connexions entre la física dels forats negres i la noció d'entropia en termodinàmica mitjançant la noció d'entropia estadística de Shannon - Von Neumann vinculada a la teoria de la informació i seguint el suggeriment de John Wheeler, el físic Jacob Bekenstein va deduir que l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre mesurava la pèrdua d'informació sobre un objecte que entrava en un forat negre per a un observador extern. Per tant, podríem parlar de l'entropia d'un forat negre en relació amb la mida de la superfície de l'horitzó. Millor, el teorema de la teoria de Hawking sobre el creixement de l'àrea d'un forat negre va ser finalment interpretable com una manifestació de la famosa segona llei de la termodinàmica amb la seva llei del creixement de l'entropia.

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: X, Physical Review Letters.

Hawking tenia motius per creure que això era fals. Amb els seus col·legues Brandon Carter i James Bardeen, finalment va aprofitar el 1972 una sessió a la famosa escola Les Houches fundada per Cécile-DeWitt Morette per desenvolupar la seva teoria amb creixement d'àrea, tot argumentant que no es podia interpretar com pretenia Bekenstein. En això, s'equivocava, com descobriria quan descobrís la seva famosa teoria de la radiació quàntica dels forats negres.

Resulta que avui dia les anàlisis del senyal de GW250114 (a més a més molt millor detectat que fa 10 anys) s'han tornat molt més precises en comparació amb les del senyal de GW150914 que astrofísics van poder veure que el teorema de Hawking estava perfectament verificat!

Però hi ha més. Quan dos forats negres es fusionen, l'objecte resultant encara no està en la seva forma estable; el seu horitzó es deforma i vibra com la superfície d'una campana tocada. Per assolir la seva forma estable, és a dir, la descrita per la solució de Kerr per a un forat negre en rotació, ha d'emetre ones gravitacionals que continguin harmònics fonamentals (anomenats "tons" en anglès) i els seus múltiples per enters (anomenats "overtones" en anglès). Matemàticament, en l'argot dels físics, tenim en certa manera la descomposició de Fourier dels espectre d'ones dels factors exp (-at) d'amortiment  de l'amplitud de l'ona amb termes harmònics de la forma exp (ibt).

Resulta que l'existència d'un forat negre real descrit per la solució de Kerr prediu els factors i constants anteriors. Certament depenen de la massa i del moment angular descrivint la rotació del forat negre pertorbat amb vibracions d'amortiment, però són característiques de la presència d'aquest tipus de forat negre.

Aquí teniu el resultat més espectacular. Per primera vegada, alguns dels harmònics de la teoria s'han demostrat fermament. Això reforça la nostra confiança en la teoria dels forats negres basada en les equacions d'Einstein i, per tant, indirectament també amb el resultat sobre l'àrea, la nostra confiança en la teoria de Bekenstein i Hawking de l'entropia dels forats negres.

Ara teniu una presentació més tècnica i detallada del que hi ha darrere dels resultats relacionats amb l'espectre de la radiació d'ones gravitacionals en  relació amb l'horitzó d'esdeveniments en el senyal de GW250114.

Clic a la imatge per engrandir. Tullio Regge (1931-2014) va ser un físic teòric italià. És responsable d'una important tasca en física de partícules elementals (pols de Regge) i relativitat general. Va ser un dels pioners d'un enfocament quàntic de la gravetat (càlcul de Regge), que més tard es vincularia a la teoria de la gravetat quàntica de bucles. Amb John Wheeler, va establir les bases de la teoria de pertorbacions dels forats negres de Schwarzschild, que conduiria al descobriment dels seus modes quasi normals. Crèdit: Istituto Nazionale di Fisica Nucleare

Forats negres que vibren quan xoquen

Els físics i matemàtics relativistes defineixen els forats negres només com a objectes que ocupen una regió tancada de l'espai-temps de la qual res no pot escapar a causa de la naturalesa finita de la velocitat de la llum: l'horitzó d'esdeveniments. És la presència d'aquest horitzó, i res més, el que defineix un forat negre, ni tan sols la presència d'una singularitat amb densitat i curvatura infinita de l'espai-temps al seu centre, cosa que, a més, és dubtosa a causa dels efectes quàntics.

Van demostrar a partir d'aquesta definició que només existeix una família de solucions necessàriament rigorosament exactes a les equacions d'Einstein que descriuen un forat negre. Aquesta família depèn només de la massa, el moment angular i, possiblement, de les càrregues elèctriques o fins i tot magnètiques de les partícules absorbides i res més. Aquest és el teorema de la unicitat dels forats negres, més sovint conegut com el teorema de la calvície per als forats negres, en anglès el famós "no-hair theorem".

Concretament, al camp de l'astrofísica on totes les estrelles giren i on naturalment esperem la formació de forats negres, els més simples no tenen rotació i només tenen massa, els forats negres de Schwarzschild; i els més realistes també giren, els forats negres de Kerr.

En teoria, no recorden les diferents característiques dels objectes de la mateixa massa i moment angular que cauen en aquestes regions particulars de l'espai-temps. En particular, oblidem els nombres quàntics normalment conservats i associats amb barions i leptons, que potser encara juga un paper misteriós en la solució de l'enigma de l'absència d'antimatèria en cosmologia.

La superfície de l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre, ja sigui de Schwarzschild o de Kerr, és perfectament llisa i esfèrica (d'aquí la relació amb el terme calvície), però es deforma temporalment, tornant-se irregular quan un forat negre absorbeix un objecte, per exemple un asteroide, o durant una col·lisió amb un altre forat negre.

Clic a la imatge per engrandir. L'obra més famosa del físic indi CV Vishveshwara (1938–2017) és el descobriment dels modes quasi normals en els forats negres. El 1970, va demostrar que un forat negre de Schwarzschild pertorbat per un pols de radiació gravitacional tornarà al seu estat original emetent ones gravitacionals d'una forma característica determinada pel que s'anomena modes quasi normals. Les freqüències (complexes) d'aquests modes quasi normals per als forats negres de Schwarzschild són independents de la forma d'aquesta pertorbació i es caracteritzen completament per la massa del forat negre. Més tard, aquest resultat es va generalitzar al cas dels forats negres de Kerr en rotació. Els modes quasi normals són aleshores funcions de la massa i del moment angular propi, l'espín, del forat negre. L'observació dels modes quasi normals es considera un mitjà per establir l'existència de forats negres. Crèdit: International Centre for Theoretical Sciences, Bengaluru.

Modes quasi normals característics dels forats negres

Aquesta última situació és molt interessant perquè la col·lisió i la fusió de dos forats negres en forma un altre. Aquest forat negre recentment format, de nou, no té un horitzó d'esdeveniments regular. Les equacions d'Einstein són doncs formals, això no pot durar i, molt ràpidament, la superfície de l'horitzó vibra com ho faria una campana sota l'efecte d'un cop.

Existeixen aleshores, el que s'anomena en ambdós casos, modes quasi normals per a aquestes vibracions que s'esmorteiran, sota l'efecte de l'emissió d'ones gravitacionals en els primers casos, i amb emissions sonores per a una campana. L'efecte d'amortiment farà que el forat negre, després d'una fusió, prengui la forma exacta descrita per la famosa mètrica de Kerr per a un forat negre sense càrregues giratòries.

Com que aquests modes quasi normals tenen freqüències determinades per la teoria dels forats negres, fixat per la massa i l'espin del forat negre final, fent que el seu descobriment en l'espectre de les ones gravitacionals seria una prova molt convincent de l'existència d'un horitzó d'esdeveniments i, per tant, de l'existència de forats negres... però amb la condició que les freqüències trobades (altres astres compactes amb modes quasi normals sense horitzons d'esdeveniments són possibles) són precisament els que es dedueixen de les solucions pertorbades que descriuen els forats negres.

Clic a la imatge per engrandir. Saul A. Teukolsky (1947-) és un astrofísic relativista d'origen sud-africà especialitzat en la resolució numèrica de les equacions d'Einstein aplicades a la física dels forats negres i les estrelles de neutrons, en particular amb el fenomen de l'emissió d'ones gravitacionals, les formes de les quals modela per a la detecció amb instruments com LIGO i VIRGO. També és conegut pel seu treball sobre les pertorbacions de la solució de Kerr per a forats negres en rotació, mentre completava la seva tesi sota la supervisió del guanyador del Premi Nobel Kip Thorne. Crèdit: 2019 Universitat Cornell.

Recordem que les equacions de la teoria de la relativitat general no són lineals. Per tant, són molt més difícils de resoldre que en el cas de les equacions lineals i de vegades requereixen l'ús de simulacions numèriques en ordinador. Aquest no és un cas únic, les equacions de Navier-Stokes en mecànica de fluids, també no lineals, es poden utilitzar per exemple analíticament per descriure el moviment de petites ones a la superfície de l'aigua. Aleshores es pot aplicar el mètode de pertorbació, un mètode que també s'ha aplicat en el règim lineal per descriure com es comporten els forats negres quan estan sotmesos a efectes de baixa intensitat. Però en altres situacions, l'ús d'un ordinador esdevé necessari.

L'estudi dels modes quasi normals és un tema de recerca important perquè s'han proposat alternatives als forats negres, com ara els gravastars, per explicar objectes observats en astrofísica, com ara Sgr A* o M 87* , que semblen comportar-se com a forats negres fins a cert punt.

És precisament, en part, en un intent de posar fi al debat sobre l'existència real dels forats negres que es van dissenyar i llançar els projectes de detectors d'ones gravitacionals LIGO, VIRGO i eLisa.

Per saber-ne més

El britànic John Michell (1783) i el francès Pierre-Simon de Laplace (1796) van preveure el concepte de forat negre ja a finals del segle XVIII quan consideraven la velocitat d'escapament màxima d'un cos d'una massa i un radi determinats. La qüestió era natural perquè, en aquell moment, el model corpuscular dominava la concepció de la llum i també se sospitava que la matèria estava feta de partícules. Si la velocitat d'escapament d'un cos d'aquest tipus superava la velocitat de la llum, per tant, necessàriament havia de ser perfectament negre perquè cap radiació no en podia escapar.

La idea només tornaria a la vida durant la segona meitat del segle XX, amb el descobriment de la teoria de la relativitat general i el de la famosa solució de Schwarzschild, la naturalesa física de la qual, així com l'estructura matemàtica, només es va començar a comprendre durant les dècades del 1950 i del 1960. L'aparició de la teoria ondulatòria moderna de la llum, després del treball de Young, Fresnel i, per descomptat, Maxwell al segle XIX, no implicava de fet cap acció de la gravitació sobre la llum, a diferència de les partícules de llum de Newton que descrivien trajectòries en forma de raigs de llum segons lleis anàlogues a les de les partícules materials.

Igual que Einstein i altres, el físic John Wheeler es va mostrar inicialment escèptic sobre l'existència del que ell mateix va anomenar un forat negre el 1967 i que estava implícit en la solució de Schwarzschild. Va canviar d'opinió a principis dels anys seixanta i, amb els seus col·laboradors, es va unir a l'escola britànica dirigida per un antic estudiant de doctorat de Paul Dirac, Denis Sciama, i els seus estudiants (Roger Penrose i Stephen Hawking ), així com a l'escola russa dirigida per Yakov Zeldovich i Igor Novikov, en l'exploració de la teoria dels forats negres durant el període comprès entre 1963 i 1973, un període anomenat des de llavors l'edat d'or de la teoria dels forats negres. Es pot rastrejar des del descobriment de la solució de Kerr que descriu un forat negre en rotació fins al descobriment de la radiació dels forats negres per Hawking.

Ho he vist aquí.

Divertida demostració gràfica de la primera llei de Newton

Aprofitant que ha caigut a les meves mans un vídeo d'humor, he volgut treure-li suc per fer divulgació amb una entrada sobre física explicant gràficament la 1ª Llei de Newton.

La primera llei de Newton ens diu que:

"Tot cos lliure, sobre el qual no actua cap força, manté el seu estat de moviment, ja sigui en repòs, o ja sigui en moviment rectilini uniforme". També anomenada principi de Galileu i pot expressar-se com:

    ∑ F = 0

En termes senzills, el moment és una propietat dels objectes en moviment, i la llei estableix que el moment total d'un sistema roman constant mentre no hi actuï una força externa.

Al vídeo, tant l'scooter com l'home assegut al darrere es movien a la mateixa velocitat, per la qual cosa tenien impuls en la mateixa direcció.

Quan el sotrac va fer que el noi saltés, va mantenir el seu impuls perquè cap força externa va actuar sobre ell per aturar-lo. Encara que va abandonar temporalment el scooter, el seu impuls el va mantenir movent-se cap endavant a la mateixa velocitat que el scooter, permetent aterrar de nou en el mateix punt relatiu al scooter.

El moment que tenia mentre era al patinet es va conservar, cosa que demostra el principi que el moment en un sistema tancat (com el noi i l'scooter) roman constant a no ser que alguna cosa actuï per canviar-lo.

Isaac Newton

Els 10 articles més llegits a Sci-Bit el 2023

Com anem fent alguns principis d'anys us oferim les dades de quins han estat els 10 articles més llegits del blog al 2023, alguns d'ells repeteixen en aquest TOP10 particular nostre. També us oferirem l'origen dels nostres visitants, alguns força sorprenents. Us adjuntem també l'enllaç per si us pica la curiositat sobre alguns del temes. Sigueu benvinguts de nou.

Primer

- Per què es fan bombolles al terra quan plou? Publicat el 27 d'agost de 2019.

De vegades, al ploure, es formen bombolles en els tolls i llacunes en xocar les gotes de pluja amb la superfície de l'aigua. Segons la tradició popular això vol dir que seguirà plovent o que tornarà a ploure després d'un interval. [llegir+]

Segon

- Quina és la estrella més gran de l'univers? Article publicat el 22 de novembre de 2017.

La mida d'algunes estrelles de l'univers és impressionant en comparació amb la mida modesta del Sol. La massa d'altres estrelles també és sorprenent (una gran estrella no és necessàriament molt massiva i viceversa). Aquests són els casos més notables coneguts pels astrònoms. [llegir+]

Tercer

- Per què veiem la sang blava a les nostres venes? Publicat el 01 d'Octubre de 2019

La sang que flueix per les nostres venes és vermella. Però, per què de vegades la veiem blava? Aquesta és una pregunta que jo també m'havia fet en el seu moment, i té una senzilla explicació. [llegir+]

Quart

- Viatjar a Mart: quant de temps es triga a arribar-hi? Article publicat el 30 de gener de 2021.

Els primers humans a Mart haurien d’arribar aviat. El 2030 o potser abans, el 2024, per als més optimistes com Elon Musk. Però quant de temps es triga a arribar al planeta vermell? [llegir+]

Cinquè:
- Com es mesuren les distàncies a l'univers?  Publicat el 25 de setembre de 2017.

Des d'Eratòstenes, l'astrònom grec que fou el primer en fer una mesura astronòmica, la de la circumferència terrestre (dos segles abans de Crist), els astrònoms intenten mesurar les distàncies en l'Univers amb la major precisió possible. Hi ha diverses tècniques per mesurar distàncies a l'espai. [llegir+]
 

Sisè

- Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers. Publicat el 3 de setembre de 2019. 

Per què la nit és negra? Què passarà quan el Sol morirà? Per què diem que som pols d'estrelles? Per què els planetes són rodons? Un forat negre serà capaç de xuclar-nos? Descobreix les respostes de l’astrofísic Jean-Pierre Luminet a 10 preguntes essencials sobre l’Univers. [llegir+]

Setè

- Per què els planetes són rodons? Publicat al blog el 30 de setembre de 2019.

La Terra és rodona, però també la Lluna, els altres planetes, el Sol i les estrelles. L’explicació la trobareu a la teoria de la gravitació universal elaborada per Isaac Newton al segle XVII. Dues partícules materials s’atrauen mútuament, la força d’atracció és proporcional a la seva massa i a la inversa del quadrat de la seva distància. [llegir+]

Vuitè

- Per què no ens adonem que la Terra està girant? Publicat el 28 d'abril de 2020.

No ho notem, però tot i així, la Terra gira sobre si mateixa. Així, en un punt situat a l'equador gira a uns 1.670 km per hora!. [llegir +]

Novè

- Quin és l'objecte més gran de l'Univers? Publicat el 6 de maig de 2020.

Al nostre univers, la nostra Terra i fins i tot el nostre Sistema Solar tenen un lloc modest. Si les seves dimensions ja ens semblen immenses, hi ha objectes molt més grans. Us convidem a descobrir-los. [llegir +]

Desè

- Les meravelloses terres rares i el seu ús. Part 2 i última. Publicat el 08 de febrer de 2020.

Molt probablement quan de petits havíeu estudiat la taula periòdica dels elements, us devia haver picat la curiositat per saber que era allò de les terres rares. Avui de manera breu intentarem posar-hi una mica de llum. [llegir+]

Voleu saber des d'on hem rebut visites el 2023?

- Singapur 15,8k
- Estats Units 6.55k
- Espanya 4.92k
i segueixen per ordre: Alemanya, Finlàndia, Canadà, França, Regne Unit, Corea del Sud i Rússia.

Dossier. La matèria fosca; 8 Testejar els models estàndards

En aquest dossier es presenten les diferents pistes que porten a la hipòtesi de la matèria fosca, així com diverses propostes que s'han fet per intentar dilucidar-ne la naturalesa.

Una primera manera d'abordar el problema de la matèria fosca és garantir que les teories que fem servir siguin vàlides. Per descomptat, ningú espera als astrofísics per això, però la matèria fosca dóna una nova motivació per a aquestes proves.

Clic a l'imatge per engrandir. Noves partícules. Crèdit: vchalup, Adobe Stock

En particular, hem esmentat anteriorment que les extensions del model estàndard va predir l'existència de noves partícules. D'altra banda, s'ha proposat que les lleis de la gravitació que fem servir no són correctes. Per tant, convé provar aquestes dues teories.

Tests de models alternatius de física de partícules

En primer lloc, les extensions del model estàndard de la física de partícules, les mateixes que suggereixen l'existència de noves partícules, també prediuen altres fenòmens nous. En particular, alguns modes de desintegració de partícules estan prohibits pel model estàndard, però permesos per les seves extensions, la qual cosa fa que la recerca d'aquests "nous" modes sigui una prova ideal. Per exemple:

- Les teories de la gran unificació prediuen que el protó és una partícula inestable, és a dir que es pot desintegrar espontàniament en altres partícules, després d'un temps suficientment llarg. Aquest esdeveniment no s'ha observat mai, fet que permet donar un límit inferior a la vida útil del protó. Si aquesta desintegració és possible, és un esdeveniment rar. S'estableixen experiments específics per detectar aquests esdeveniments.

- També són possibles nous modes de desintegració per a altres partícules. La seva investigació sobre esdeveniments observats en acceleradors/col·lisionadors de partícules constitueix un camp d'investigació molt actiu en aquest domini.

Els tests de precisió de la relativitat general

Hem esmentat la possibilitat que les lleis de la gravitació difereixen de les utilitzades. Una primera manera de provar aquesta hipòtesi és provar la relativitat general. S'estableixen diversos experiments per fer-ho. Per exemple:

- Gravity Probe B: un magnífic experiment que consisteix a estudiar els moviments de giroscopis embarcats en un satèl·lit en òrbita al voltant de la Terra.

- Ones gravitacionals: VIRGO (a terra, en fase de calibratge), LIGO (a terra, a l'inici de l'activitat), LISA (satèl·lit, en projecte).

Clic a l'imatge per engrandir. Gravity Probe B, satèl·lit americà.

 

Proves de gravitació a petites escales espacials

Entre les modificacions de la gravitació que hem esmentat, diverses prediuen modificacions de la llei de Newton a petites distàncies (dimensions addicionals) o a petites acceleracions (Mond, sigles en anglès de Dinàmica Newtoniana MOdificada). Per tant, és adequat provar la gravitació en aquestes condicions, però aquests són experiments molt difícils d'implementar, perquè la gravitació queda gairebé completament emmascarada per les altres forces.

Veure:

Capítol anterior: 7 Els candidats
Capítol següent: 9 Detectar la matèria fosca

Ho he vist aquí.

Es mesura per primera vegada la massa d'una “estrella morta” solitària

El innovador mesurament de la nana blanca LAWD 37 realitzada amb el Hubble ens dóna una pista de com serà el Sol al final de la seva vida.

Els astrònoms han mesurat per primera vegada la massa d'una estrella nana blanca solitària. Aquest tipus de romanent estel·lar fumejant es forma al final de la vida de les estrelles de baixa massa i serà el que deixi darrere seu el Sol quan mori d'aquí a uns 5.000 milions d'anys.

El telescopi espacial Hubble va mesurar la massa d'una nana blanca anomenada LAWD 37, que es va cremar fa més de mil milions d'anys. A la feina, els científics van utilitzar un fenomen predit per primera vegada el 1915 per Albert Einstein anomenat "lent gravitatòria", que consisteix en la curvatura de la llum per objectes de gran massa. L'equip va determinar que LAWD 37 té una massa propera al 56% de la del Sol. La troballa confirma les teories actuals sobre la formació i evolució d'aquestes restes estel·lars. Aquesta nana blanca s'ha estudiat bé perquè està relativament a prop de la Terra, a 15 anys llum, a la constel·lació de la Mosca.

"Com que aquesta nana blanca està relativament a prop nostre, tenim moltes dades sobre ella: tenim informació sobre el seu espectre de llum, però la peça que faltava al trencaclosques era mesurar la seva massa", afirma en un comunicat Peter McGill, astrònom de la Universitat de Califòrnia a Santa Cruz, que va dirigir la investigació.

Clic per engrandir. Imatge del telescopi espacial Hubble d'una estrella nana blanca anomenada LAWD 37. Crèdit: NASA, ESA, P. McGill (Univ. de Califòrnia, Santa Creu i Universitat de Cambridge), K. Sahu (STScI), J. Depasquale (STScI).

És la primera vegada que els astrònoms calculen la massa d'una nana blanca solitària, però ja havien fet mesures similars anteriorment per a nanes blanques en associacions binàries amb altres estrelles.

 

Per parelles, els astrònoms poden obtenir una mesura de la massa aplicant la teoria de la gravetat de Newton al moviment de dues estrelles que orbiten entre si. Això no obstant, pot ser un procés incert, especialment quan l'estrella companya té una òrbita llarga de centenars o milers d'anys.

Per mesurar la massa d'aquest estel únic, els investigadors van recórrer a la formulació de la gravetat d'Einstein, la seva teoria de la relativitat general.

Com Einstein va ajudar a mesurar una estrella morta

La relativitat general suggereix que els objectes de gran massa "deformen" el teixit mateix de l'espai-temps. Com més gran és la massa, més gran és la "abonyegament" que causa a l'espai.

Quan la llum d'un objecte de fons passa per aquesta deformació, es desvia un efecte que pot amplificar la llum o fins i tot fer que l'objecte de fons aparegui a diversos llocs alhora. Tot i això, el més habitual és que la deformació provoqui un canvi en la posició aparent de l'objecte de fons.

La massa de l'objecte lent que causa l'efecte es pot obtenir mesurant la intensitat amb què es desvia la llum i, per tant, el desplaçament de la posició que provoca quan els astrònoms observen l'objecte de fons. Això és cert fins i tot si el desplaçament és petit, com passa en els casos de microlent com el d'aquesta nana blanca en particular.

A les noves observacions, LAWD 37 va actuar com una lent gravitatòria en primer pla, desviant lleugerament la llum procedent d'una estrella de fons que passava per davant i desplaçant la seva posició al cel. Aquest desplaçament va permetre a McGill i al seu equip mesurar la massa de LAWD 37. Els investigadors havien utilitzat un procés similar per trobar la massa d'una altra nana blanca el 2017, però aquest romanent estel·lar estava en un sistema binari, no era una estrella morta en solitari com LAWD 37.

Clic per engrandir. Un diagrama mostra com un objecte massiu, com una estrella nana blanca, pot deformar l'espai-temps, fent que una estrella de fons aparegui en un lloc diferent del que es troba en realitat. Crèdit: NASA, ESA, A. Feild. Infografia en català: Sci-Bit

McGill i els seus col·legues es van poder centrar a LAWD 37 gràcies a la missió GAIA de l'Agència Espacial Europea, que mesura amb precisió les posicions d'uns 2.000 milions d'estrelles. L'ús de múltiples imatges de Gaia permet als astrònoms seguir el moviment d'una estrella, per la qual cosa l'equip va poder predir que LAWD 37 passaria davant de l'estrella de fons el novembre del 2019.

Armats amb aquesta previsió, els científics van utilitzar el Hubble durant diversos anys per mesurar el canvi en la posició aparent de l'estrella de fons a mesura que la nana blanca passava davant seu.

"Aquests fenòmens són poc freqüents i els efectes són mínims", explica McGill. "Per exemple, la mida del nostre desplaçament mesurat és com mesurar la longitud d'un cotxe a la Lluna vist des de la Terra".

L'equip també va haver d'extreure la llum tènue de les estrelles de fons de la resplendor de LAWD 37, unes 400 vegades més brillant. Afortunadament, el Hubble és prou potent per fer aquest tipus d'observacions d'alt contrast en llum visible.

Leigh Smith, astrònom de la Universitat de Cambridge (Regne Unit) i coautor de la investigació, afirma al comunicat: "Fins i tot quan s'ha identificat un succés d'aquest tipus, únic en un milió, segueix sent extremadament difícil fer aquests mesuraments. La resplendor de la nana blanca pot causar ratlles en adreces impredictibles, cosa que significa que vam haver d'analitzar cadascuna de les observacions del Hubble amb extrema cura, i les seves limitacions, per modelar l'esdeveniment i estimar la massa de LAWD 37".

La investigació de l'equip es descriu en un article publicat el 6 de desembre a la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Ho he vist aquí.

Dossier. La matèria fosca; 2 Urà i Neptú, Mercuri i Vulcà

En aquesta fitxa es presenten les diferents pistes que porten a la hipòtesi de la matèria fosca, així com diverses propostes que s'han fet per intentar dilucidar-ne la naturalesa. 

Començarem amb un relat breu, o més aviat un episodi de la Història de la Ciència, que sembla tenir poc a veure amb els problemes moderns de matèria fosca, ja que parlarem de planetes. Tanmateix, la petita ensenyança d'aquesta història pot servir de guia en les pàgines següents.

Clic per engrandir. Urà i Neptú vistos per la missió Voyager 2 de la NASA. Crèdit: NASA, Voyager Science Team.

Molt aviat en la història de l'astronomia, es va observar que algunes posicions que ocupaven l'estrelles al cel variaven amb el temps. Alguns d'aquests objectes celestes s'han identificat com a planetes (l'arrel grega de la paraula "planeta" significa "vagant"). Els seus moviments al cel poden ser molt complexos i s'han ideat sistemes sofisticats per tenir en compte aquesta complexitat. 

Les òrbites dels planetes

De fet, malgrat les aparences, els planetes descriuen trajectòries senzilles a l'espai: es tracta d'el·lipses (primera llei de Kepler). La complexitat del moviment al cel es deu principalment al fet que observem aquest moviment des de la Terra que també està en moviment. La forma el·líptica de les trajectòries s'explica bé per la hipòtesi que els planetes estan relacionats amb el Sol per una força d'atracció, segons la llei de gravitació universal formulada per Newton. De fet, la llei de Kepler és precisa per a un sol planeta que orbita una estrella, però no tan exactament quan hi ha múltiples planetes, cadascun pertorba lleugerament el moviment dels altres i les òrbites resultants tenen diferents formes una mica més complexes. Si coneixem la posició de tots els planetes en un moment donat, podem calcular aquestes pertorbacions amb la llei de Newton, i comparar la trajectòria calculada amb el moviment observat. Dins dels límits dels errors experimentals, l'acord és molt bo per a la majoria dels planetes. Això indica que, efectivament, la llei de l'atracció formulada per Newton té en compte la força que uneix els planetes al Sol.

Les errades d'Urà i el descobriment de Neptú

Quan vam intentar fer aquesta comparació amb més precisió, van aparèixer diversos problemes. En primer lloc, ens vam adonar a principis del segle XIX que el moviment que es calculava per Urà (aleshores l'últim planeta conegut del Sistema Solar) no coincidia amb l'observat. El 1845 dos astrònoms, Adams i Le Verrier tenen independentment, la mateixa idea per resoldre aquest problema. Presenten la hipòtesi que la pertorbació es deu a un nou planeta situat més enllà d'Urà. Van més enllà i calculen la posició que hauria d'ocupar aquest planeta per explicar les anomalies de la trajectòria d'Urà. Aleshores s'apunta un telescopi cap a la posició prevista i el 1846 s'observa el nou planeta: és Neptú!

Clic per engrandir. El planeta Urà. Crèdit: Erich Karkoschka, Universitat d'Arizona

Clic per engrandir. Urà a l'esquerra, i el seu element inquietant, Neptú, a la dreta

Les errades de Mercuri i la relativitat general

La història es repeteix deu anys després. El 1855, Le Verrier va observar una altra anomalia en el moviment de Mercuri: el seu periheli (el punt de la seva òrbita en què el planeta està més a prop del Sol) gira al voltant del Sol una mica massa ràpid en comparació amb els càlculs. Parlem "d'avanç del periheli de Mercuri". A partir de l'èxit anterior, assumeix que aquesta anomalia també es deu a un nou planeta. Torna a calcular la posició que hauria de tenir per explicar l'anomalia de Mercuri, i troba que la seva òrbita hauria d'estar dins la de Mercuri, molt a prop del Sol. Aquest hipotètic planeta ja té un nom: Vulcà. Aquesta vegada, però, malgrat tots els esforços astronòmics per observar-lo

a la posició prevista, ningú pot veure'l. Cal dir que és una situació experimental difícil: es tracta d'observar un planeta situat molt a prop del Sol. S'han proposat diverses explicacions, la presència de gas, asteroides, però caldrà esperar al 1915 perquè es trobi la solució radical: no hi ha cap planeta nou, i tal com mostra Einstein aquell any, l'anomalia prové del fet que hem utilitzat la mecànica newtoniana per calcular el moviment de Mercuri, mentre que la gravitació ha d'apel·lar a una altra teoria, la relativitat general.

La diferència és molt petita per als planetes més allunyats del Sol que Mercuri, perquè el camp gravitatori és menys fort allà, però és suficient en el cas de Mercuri per conduir a l'anomalia observada. Els càlculs de la relativitat general condueixen naturalment al valor correcte de l'avanç del periheli de Mercuri. Tingueu en compte que aquest fenomen d'avanç del periheli s'ha demostrat des d'aleshores per a altres planetes; Mart, la Terra i Venus.

Clic per engrandir. Trànsit de Mercuri per davant del Sol. Crèdit: D. Dierick 2003

Veure:

Capítol anterior: 1 La matèria fosca, els seus secrets
Capítol següent: 3 La matèria fosca: dins dels cúmuls de galàxies

 

Ho he vist aquí.

Dossier Via Làctia: 4 La Via Làctia i la matèria fosca

La Via Làctia, un magnífic camí d'estrelles al cel nocturn, encara guarda molts secrets. La matèria fosca i l'energia, els forats negres supermassius són temes fascinants per entendre millor la nostra galàxia.

Ara estem convençuts que només coneixem una petita part de l'univers. Així galàxies, en particular la Via Làctia, apareixen banyades en un halo de matèria fosca.

Ja l'any 1933, Fritz Zwicky va notar que les galàxies dins dels cúmuls (com els cúmuls de Verge, Coma, etc.) estaven agitats amb gran velocitats, massa elevades per que la massa visible del cúmul pugui retenir-los per la gravetat. L'astrofísic va concloure l'existència de massa invisible, per tant de matèria fosca.

Clic per engrandir. Centaurus A, una galàxia lenticular. Crèdit: ESO / WFI (Òptic) MPIfR / ESO  / APEX / A.Weiss et al. (Submil·limètric); NASA / CXC / CfA / R.Kraft et al. (Raigs X) , CC per 4.0 

Malgrat això, la massa que faltava es considerava feta de matèria ordinària, d'àtoms que coneixem bé, ja sigui en forma de gas d'hidrogen, o com a objectes condensats, com ara estrelles al final de la vida o nanes marrons, etc.

Galàxies en un halo de matèria fosca

A la dècada de 1970, la mesura exacta de la rotació de les estrelles i del gas dins de les galàxies espirals va evidenciar l'existència de massa mancant dins de les galàxies, que així apareixen banyades en un halo de matèria fosca.

El 1984, Blumenthal i els seus col·laboradors van anar més enllà: per formar galàxies a partir de minúscules fluctuacions primordials, la matèria ordinària no és pas suficient. Cal assumir l'existència de la matèria exòtica, feta de partícules sense col·lisions, que no interaccionen directament ni amb la matèria ordinària ni amb els fotons, però només per la gravetat. Aquests són els fonaments del model estàndard de matèria fosca freda o CDM (cold dark matter).

Clic per engrandir. Corba de rotació en una típica galàxia espiral, aquí la Via Làctia. La velocitat de la matèria V (en km/s) es representa en funció de la distància al centre R (en kpc, el parsec equival a uns tres anys llum). Els punts de mesura són els símbols de les estrelles. La massa del bulb (B) i la del disc (D) poden explicar la corba de rotació, en línies fines contínues. Però es necessita l'halo de matèria fosca (H) per reproduir la línia gruixuda contínua, que és coherent amb les observacions. S'indica la posició del Sol a 8 kpc. Crèdit: Françoise Combes 

Avui, després de diversos satèl·lits (Cobe, WMap, Planck) que han estudiat amb detall les fluctuacions i anisotropies del fons còsmic de microones, sabem que el model del Big Bang, on l'univers en expansió era molt calent i dens, fa 13.800 milions d'anys, es confirma amb una precisió molt alta. Totes aquestes observacions, amb els mapes de lents gravitacionals (a on els raigs de llum de les galàxies de fons són desviats per la matèria fosca de primer pla), així com l'estudi de supernoves tipus Ia, que demostren ser uns excel·lents calibradors de distància (anomenades "espelmes estàndard"), convergeixen en un model de l'univers, anomenat "concordança".

L'univers és un 25% de matèria fosca

La curvatura de l'univers és zero, l'espai és "pla", segons la nostra intuïció: la llum es propaga en línia recta, i la suma dels angles d'un triangle és efectivament de 180 graus, com s'ensenya a l'escola. D'altra banda, els continguts de l'univers són més confusos:

   - 5% matèria ordinària;
   - 25% de matèria fosca exòtica;
   - 70% d'energia fosca.

El sector fosc, completament desconegut, correspon, doncs, al 95% del total, a més no hem identificat tota la matèria ordinària, de la qual només és visible una desena part. No sabem si l'energia fosca és realment un cinquè element (quintaessencia) o només una constant de la llei de gravitació (“constant cosmològica”), coherent amb totes les observacions fins ara.

Clic per engrandir. Esquema que mostra la distribució de la matèria continguda a l'univers. La majoria ens és desconeguda. Crèdit: Françoise Combes. Infografia en català: Sci-Bit 

Composició de la matèria fosca

De què està feta la matèria fosca? Fins fa poc, el millor candidat per constituir-lo era el neutralí, la partícula massiva més estable de la família de les partícules supersimètriques, que interaccionava molt feblement amb la matèria ordinària. Les esperances de confirmar la teoria de supersimetria, que duplica el nombre de partícules elementals, sembla que es marceixen a mesura que es realitzen els experiments del CERN al LHC.

D'altra banda, si el model CDM reprodueix bé les observacions de l'univers primordial i permet formar les estructures, es troba amb seriosos problemes en l'evolució i la dinàmica de les galàxies actuals. Les simulacions de l'univers per ordinador basant-se en el model CDM formen pics de densitat de matèria fosca cap al centre de les galàxies que no s'observen, i mostren milers de galàxies satèl·lit al voltant d'una principal, com la Via Làctia , on no s'observa més que una dotzena d'acompanyants.

Els esforços per resoldre aquests problemes amb la física de la matèria (formació d'estrelles i supernoves, energia de forats negres i nuclis actius al centre de les galàxies, per allunyar la matèria fosca) resulten ineficaços. Tant és així que avui s'estan estudiant altres models, com el de matèria fosca càlida, que es podria formar a partir de neutrins estèrils, amb una massa 1.000 vegades menor que la dels neutralins.

Clic per engrandir. Simulació de la futura xarxa de telescopis SKA (Square Kilometer Array). Crèdit: www.skatelescope.org

També s'estudien altres vies, com la de la gravetat modificada, que fins aleshores no es pensava seriosament. El problema de la massa desapareguda podria ser degut només a l'adopció de les lleis de Newton i d'Einstein per a un domini de baixa gravetat, on encara no s'han verificat. Aquest domini és el de les galàxies, i només l'astrofísica podria posar-nos en el camí. Tanmateix, no és fàcil trobar la llei correcta, que implica camps escalars i vectorials addicionals, i sobretot explicar per què són necessaris a l'univers.

Les perspectives de recerca s'obren per a la propera dècada gràcies als nombrosos experiments que s'estan preparant arreu del món: el satèl·lit europeu Euclid, així com telescopis a terra òptic (LSST, Large Synoptic Survey Telescope) i ràdio (el SKA, Square Kilometer Array), són les principals eines.

Veure:

Anterior: 3 Estructura i components de la galàxia espiral
Següent: 5 El forat negre al cor de la Vía Làctia

Ho he vist aquí.